Αστρική εξέλιξη: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων
Περιεχόμενο που διαγράφηκε Περιεχόμενο που προστέθηκε
Χωρίς σύνοψη επεξεργασίας |
|||
Γραμμή 2:
[[Αρχείο:The life of Sun-like stars.jpg|thumb|285px|Καλλιτεχνική αναπαράσταση του κύκλου ζωής ενός αστέρα όμοιου με τον Ήλιο: ο αστέρας αρχίζει τη ζωή του στην Κύρια ακολουθία κάτω αριστερά, κατόπιν διογκώνεται κατά τις φάσεις του [[Υπογίγαντας|υπογίγαντα]] και του [[Ερυθρός γίγαντας|ερυθρού γίγαντα]], μέχρι που ο εξωτερικός του θύλακας αποχωρίζεται για να σχηματίσει ένα [[πλανητικό νεφέλωμα]] άνω δεξιά.]]
'''Αστρική εξέλιξη''' ονομάζεται η διαδικασία μεταβολής ενός [[Αστέρας|αστέρα]] κατά τη διάρκεια της ζωής του. Η διάρκεια ζωής (που κυμαίνεται από μερικά εκατομμύρια μέχρι τρισεκατομμύρια έτη) και η εξέλιξη ενός αστέρα εξαρτώνται πολύ από τη [[μάζα]] του. Οι αστέρες δημιουργούνται από τη [[βαρυτική κατάρρευση]] σχετικώς πυκνών νεφελωμάτων αερίου και σκόνης, συνήθως [[Μοριακό νέφος|μοριακών νεφών]]. Μέσα σε μερικά εκατομμύρια έτη, αυτοί οι [[Πρωτοαστέρας|πρωτοαστέρες]] καταλήγουν σε μία κατάσταση ισορροπίας, οπότε λέγεται ότι βρίσκονται στην [[
Η [[πυρηνική σύντηξη]] δίνει την ενέργεια που εκπέμπει ένας αστέρας για το μεγαλύτερο μέρος της ζωής του. Αρχικώς η ενέργεια αυτή παράγεται από τη σύντηξη πυρήνων [[υδρογόνο]]υ στην κεντρική περιοχή του αστέρα. Αργότερα, με την εξάντληση του υδρογόνου εκεί, επικρατεί το στοιχείο [[ήλιο]], και αστέρες όπως ο [[Ήλιος]] αρχίζουν να συντήκουν υδρογόνο σε ένα σφαιρικό κέλυφος γύρω από τον πυρήνα τους. Αυτή η μεταβολή προκαλεί τη βαθμιαία διόγκωση του αστέρα, ο οποίος περνά από τα εξελικτικά στάδια του [[Υπογίγαντας|υπογίγαντα]] και του [[Ερυθρός γίγαντας|ερυθρού γίγαντα]]. Αστέρες με τουλάχιστον τη μισή μάζα του Ήλιου αρχίζουν επίσης να παράγουν ενέργεια από σύντηξη ηλίου στους πυρήνες τους, ενώ μεγαλύτερης μάζας αστέρες αρχίζουν να συντήκουν και βαρύτερα στοιχεία σε μία σειρά από ομόκεντρα κελύφη γύρω από το κέντρο τους. Μόλις ένας αστέρας όπως ο Ήλιος εξαντλήσει τα πυρηνικά του καύσιμα, ο πυρήνας του καταρρέει, δημιουργώντας έναν πυκνό [[Λευκός νάνος|λευκό νάνο]], ενώ τα εξωτερικά του στρώματα αποχωρίζονται και σχηματίζουν ένα [[πλανητικό νεφέλωμα]]. Αστέρες με 10 ως 11 φορές την ηλιακή μάζα εκρήγνυνται συνήθως ως [[υπερκαινοφανείς αστέρες]], καθώς ο αδρανής πυρήνας τους καταρρέει σε έναν εξαιρετικά πυκνό [[Αστέρας νετρονίων|αστέρα νετρονίων]] ή σε μία [[μαύρη τρύπα]]. Παρά το ότι το [[Σύμπαν]] δεν είναι αρκετά μεγάλο σε ηλικία ώστε οι μικρότεροι σε μάζα αστέρες να πλησιάζουν στο τέλος της ζωής τους, σύμφωνα με τα θεωρητικά πρότυπα θα αποκτήσουν μεγαλύτερη λαμπρότητα, αλλά και επιφανειακή θερμοκρασία προτού εξαντλήσουν το υδρογόνο τους και καταστούν λευκοί νάνοι μικρής μάζας<ref name=endms>{{cite journal | last1 = Laughlin | first1 = Gregory | last2 = Bodenheimer | first2 = Peter | last3 = Adams | first3 = Fred C. | date = 1997 | title = The End of the Main Sequence | journal = The Astrophysical Journal | volume = 482 | pages = 420–432 | doi = 10.1086/304125 | }}</ref>.
| |||