Advertising:
Αστέρας: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων
Heal (συζήτηση | συνεισφορές) μΧωρίς σύνοψη επεξεργασίας |
Χωρίς σύνοψη επεξεργασίας |
||
| (6 ενδιάμεσες εκδόσεις από 4 χρήστες δεν εμφανίζονται) | |||
| Γραμμή 1: | Γραμμή 1: | ||
Αντικείμενο που αποτελείται από [[Πλάσμα|πλάσμα]] σε υψηλή [[Θερμοκρασία|θερμοκρασία]], παράγει [[Ενέργεια|ενέργεια]] μέσω [[Πυρηνική Σύντηξη|πυρηνικών συντήξεων]] και εκπέμπει [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία| | Αντικείμενο που αποτελείται από [[Πλάσμα|πλάσμα]] σε υψηλή [[Θερμοκρασία|θερμοκρασία]], παράγει [[Ενέργεια|ενέργεια]] μέσω [[Πυρηνική Σύντηξη|πυρηνικών συντήξεων]] και εκπέμπει [[Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία|ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία]] και [[Νετρίνο|νετρίνα]]. Οι αστέρες παρουσιάζουν μεγάλη ποικιλία στα χαρακτηριστικά τους, όπως στο χρώμα τους, στη [[Θερμοκρασία|θερμοκρασία]] τους, στην ακτίνα τους και στο [[Φάσμα|φάσμα]] τους. Οι παράμετροι που καθορίζουν τα παραπάνω χαρακτηριστικά είναι η αρχική μάζα και σύσταση. Η αρχική σύσταση εξαρτάται από τα υλικά τα οποία βρίσκονταν στην περιοχή δημιουργίας του άστρου ενώ η κατανομή της μάζας υπακούει τον [[Νόμος του Salpeter|νόμο του Salpeter]]. | ||
Τα αστέρια δημιουργούνται από [[Βαρυτική Αστάθεια|βαρυτικές αστάθειες]] εντός [[Νέφος Μοριακού Υδρογόνου|νεφών μοριακού υδρογόνου]]. Μετά την κατάρρευση τα άστρα βρίσκονται σε κατάσταση [[Υδροστατική Ισορροπία|υδροστατικής ισορροπίας]], δηλαδή το βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων εξισορροπείται από την [[Πίεση|πίεση]] και εισέρχονται στο στάδιο της [[Κύρια Ακολουθία|κύριας ακολουθίας]]. Η υψηλή [[Πίεση|πίεση]] οδηγεί σε εξαιρετικά υψηλές [[Θερμοκρασία|θερμοκρασίες]] στο εσωτερικό με αποτέλεσμα να είναι δυνατές οι [[Πυρηνική | Τα αστέρια δημιουργούνται από [[Βαρυτική Αστάθεια|βαρυτικές αστάθειες]] εντός [[Νέφος Μοριακού Υδρογόνου|νεφών μοριακού υδρογόνου]]. Μετά την κατάρρευση τα άστρα βρίσκονται σε κατάσταση [[Υδροστατική Ισορροπία|υδροστατικής ισορροπίας]], δηλαδή το βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων εξισορροπείται από την [[Πίεση|πίεση]] και εισέρχονται στο στάδιο της [[Κύρια Ακολουθία|κύριας ακολουθίας]]. Η υψηλή [[Πίεση|πίεση]] οδηγεί σε εξαιρετικά υψηλές [[Θερμοκρασία|θερμοκρασίες]] στο εσωτερικό με αποτέλεσμα να είναι δυνατές οι [[Πυρηνική Σύντηξη|πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης]]. Στα αστέρια που πραγματοποιούν [[Σύντηξη Υδρογόνου|συντήξεις υδρογόνου]] με τελικό αποτέλεσμα [[Ήλιο|ήλιο]](He) οι κυριότερες διαδικασίες που οδηγούν στην απελευθέρωση ενέργειας είναι ο [[Κύκλος Πρωτονίου-Πρωτονίου|κύκλος πρωτονίου-πρωτονίου]] και ο [[Κύκλος CNO|κύκλος CNO]] (Άνθρακα-Αζώτου-Οξυγόνου). | ||
Οταν καταναλώθεί το [[Υδρογόνο|υδρογόνο]] από τον πυρήνα τότε τα εξωτερικά στρώματα ψύχονται και διαστέλλονται και ο αστέρας εισέρχεται στο στάδιο του [[Ερυθρός Γίγαντας|κόκκινου γίγαντα]]. Σε αυτό το στάδιο τα άστρο πραγματοποιεί σύντηξη ηλίου. Αστέρια μεγάλης μάζας συνεχίζουν τη διαδικασία της [[Πυρηνική Σύντηξη|σύντηξης]] δημιουργώντας βαρύτερα υλικά μέχρι το [[Σίδηρος|σίδηρο]]. | Οταν καταναλώθεί το [[Υδρογόνο|υδρογόνο]] από τον πυρήνα τότε τα εξωτερικά στρώματα ψύχονται και διαστέλλονται και ο αστέρας εισέρχεται στο στάδιο του [[Ερυθρός Γίγαντας|κόκκινου γίγαντα]]. Σε αυτό το στάδιο τα άστρο πραγματοποιεί σύντηξη ηλίου. Αστέρια μεγάλης μάζας συνεχίζουν τη διαδικασία της [[Πυρηνική Σύντηξη|σύντηξης]] δημιουργώντας βαρύτερα υλικά μέχρι το [[Σίδηρος|σίδηρο]]. | ||
Η τελική κατάληξη ενός άστρου εξαρτάται από | Η τελική κατάληξη ενός άστρου εξαρτάται από τη μάζα που απομένει. Σε περίπτωση που η τελική μάζα του είναι κάτω των 1.4<math>M_{\odot}</math> ([[Όριο Chandrasekhar|όριο Chandrasekhar]]) τότε η κατάληξη θα είναι ένας [[Λευκός Νάνος|λευκός νάνος]], αν η μάζα είναι μεταξύ του [[Όριο Chandrasekhar|ορίου Chandrasekhar]] και 3<math>M_{\odot}</math> τότε η κατάληξη είναι ένας [[Αστέρας Νετρονίων|αστέρας νετρονίων]], αν η τελική μάζα όμως είναι πάνω από 3<math>M_{\odot}</math> τότε η κατάληξη είναι μια [[Μελανή Οπή|μαύρη τρύπα]]. | ||
[[Κατηγορία:Αστροφυσική]] | [[Κατηγορία:Αστροφυσική]] | ||
Τελευταία αναθεώρηση της 15:42, 16 Οκτωβρίου 2006
Αντικείμενο που αποτελείται από πλάσμα σε υψηλή θερμοκρασία, παράγει ενέργεια μέσω πυρηνικών συντήξεων και εκπέμπει ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία και νετρίνα. Οι αστέρες παρουσιάζουν μεγάλη ποικιλία στα χαρακτηριστικά τους, όπως στο χρώμα τους, στη θερμοκρασία τους, στην ακτίνα τους και στο φάσμα τους. Οι παράμετροι που καθορίζουν τα παραπάνω χαρακτηριστικά είναι η αρχική μάζα και σύσταση. Η αρχική σύσταση εξαρτάται από τα υλικά τα οποία βρίσκονταν στην περιοχή δημιουργίας του άστρου ενώ η κατανομή της μάζας υπακούει τον νόμο του Salpeter.
Τα αστέρια δημιουργούνται από βαρυτικές αστάθειες εντός νεφών μοριακού υδρογόνου. Μετά την κατάρρευση τα άστρα βρίσκονται σε κατάσταση υδροστατικής ισορροπίας, δηλαδή το βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων εξισορροπείται από την πίεση και εισέρχονται στο στάδιο της κύριας ακολουθίας. Η υψηλή πίεση οδηγεί σε εξαιρετικά υψηλές θερμοκρασίες στο εσωτερικό με αποτέλεσμα να είναι δυνατές οι πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης. Στα αστέρια που πραγματοποιούν συντήξεις υδρογόνου με τελικό αποτέλεσμα ήλιο(He) οι κυριότερες διαδικασίες που οδηγούν στην απελευθέρωση ενέργειας είναι ο κύκλος πρωτονίου-πρωτονίου και ο κύκλος CNO (Άνθρακα-Αζώτου-Οξυγόνου).
Οταν καταναλώθεί το υδρογόνο από τον πυρήνα τότε τα εξωτερικά στρώματα ψύχονται και διαστέλλονται και ο αστέρας εισέρχεται στο στάδιο του κόκκινου γίγαντα. Σε αυτό το στάδιο τα άστρο πραγματοποιεί σύντηξη ηλίου. Αστέρια μεγάλης μάζας συνεχίζουν τη διαδικασία της σύντηξης δημιουργώντας βαρύτερα υλικά μέχρι το σίδηρο.
Η τελική κατάληξη ενός άστρου εξαρτάται από τη μάζα που απομένει. Σε περίπτωση που η τελική μάζα του είναι κάτω των 1.4 (όριο Chandrasekhar) τότε η κατάληξη θα είναι ένας λευκός νάνος, αν η μάζα είναι μεταξύ του ορίου Chandrasekhar και 3
τότε η κατάληξη είναι ένας αστέρας νετρονίων, αν η τελική μάζα όμως είναι πάνω από 3
τότε η κατάληξη είναι μια μαύρη τρύπα.
