16

CZARNA DZIURA POŻERAJĄCA GWIAZDĘ

17

Gwiazdy są sklasyfikowane w 5 głównych klasach jasności: I Nadolbrzymy - bardzo jasne i masywne gwiazdy przy końcu swojego życia. Dzielą się na typy Ia i Ib, przy czym Ia reprezentuje te najjaśniejsze (jest także typ Iab - pośredni oraz Ia-0 - oznaczający hiperolbrzymy). Tego rodzaju gwiazdy są bardzo rzadkie- jedna na milion gwiazd jest nadolbrzymem. Najbliższym nadolbrzymem jest Canopus (F0Ib) położony 310 lat świetlnych stąd. Innymi przykładami są: Betelgeza (M2Ib), Antares (M1Ib) i Rigel (B8Ia). II Jasne Olbrzymy - gwiazdy mające jasność pomiędzy olbrzymami a nadolbrzymami. Przykładem może tu być Sargas (F1II) i Alphard (K3II). III Olbrzymy (normalne) - są to głównie małomasywne gwiazdy przy końcu ich życia, które napuchnęły do rozmiarów olbrzyma. Do tej kategorii zaliczamy także pewne masywne gwiazdy, które są dopiero na drodze do otrzymania statusu nadolbrzyma. Przykładami są: Arktur (K2III), Hadar (B1III) i Aldebaran (K5III). IV Podolbrzymy - gwiazdy, które dopiero zaczęły ewolucję do statusu olbrzymów lub nadolbrzymów. Przykładem może tu być: Alnair (B7IV) i Muphrid (G0IV). Zauważ, że również Procjon właśnie wchodzi w tą kategorię i stąd jego typ jest określany jako: F5IV-V. V Karły - wszystkie normalne, spalające wodór gwiazdy. Gwiazdy spędzają wiekszą część swojego życia w tej kategorii, zanim przesuną się o rząd wyżej. Gwiazdy klasy O i B tej kategorii są w rzeczywistości bardzo jasne i ogólnie jaśniejsze od większości olbrzymów. Przykładami mogą być: Słońce (G2V), Syriusz (A1V) i Wega (A0V).

18

19

Diagram Hertzsprunga-Russella Na jego poziomej osi zawsze odkłada się dowolny wskaźnik pozwalający ocenić temperaturę efektywną danej gwiazdy. Z reguły jest to jej typ widmowy. Na pionowej osi z kolei odkładamy jasność absolutną gwiazdy. W czasie swojego życia, gwiazda podlega ewolucji. W pierwszej, gdy rozpoczyna się fuzja wodoru, gwiazda przemieszcza się na diagramie H-R w lewo (rośnie jej temperatura) osiągając ciąg główny. Gdy zasoby wodoru zmniejszają i w reakcjach jądrowych coraz większą rolę zaczyna odgrywać hel, gwiazda opuszcza ciąg główny przesuwając się na diagramie H-R w prawą stronę i w górę (zmniejsza się jej temperatura i rośnie jasność). To, jak długo gwiazda pozostaje w ciągu głównym, zależy od jej masy: o gwiazdy o masie poniżej 10 stają się od razu białymi karłami. o jeżeli masa gwiazdy wynosi od 1040 to gwiazda po bardzo długim czasie z gwiazdy ciągu głównego stanie się białym karłem. o gwiazdy z ciągu głównego o masie od 0,4 do 3 w końcu swego życia stają się czerwonymi olbrzymami, a ostatecznie po spaleniu helu stają się białymi karłami. o gdy masa gwiazdy jest większa od 3 , to po krótkim pobycie na ciągu głównym gwiazda staje się nadolbrzymem, nową lub supernową, by ostatecznie skończyć jako biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura.

20

Kategorie

Technika