Fizyka jądrowa · Ewolucja Słońca i innych gwiazd

Ewolucja Słońca i innych gwiazd — teoria

Równowaga gwiazdy

Grawitacja ściąga materię gwiazdy do środka, a ciśnienie gorącego gazu i promieniowania przeciwdziała zapadaniu. W jądrze synteza dostarcza energii. Dalsza ewolucja zależy przede wszystkim od masy początkowej gwiazdy.

Etapy ewolucji

Gwiazdy podobne do Słońca stają się czerwonymi olbrzymami, odrzucają zewnętrzne warstwy i pozostawiają białego karła. Masywniejsze gwiazdy mogą zakończyć życie jako supernowe, pozostawiając gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. Ciężkie pierwiastki powstają w różnych procesach, między innymi podczas wybuchów gwiazd.

Jak badamy gwiazdy?

Widmo pomaga określić skład i temperaturę gwiazdy, a jasność wraz z odległością — jej moc promieniowania. Przesunięcie linii widmowych dostarcza informacji o ruchu wzdłuż linii widzenia. Sama barwa nie wystarcza, by określić przyszłość gwiazdy.