Urodzenie Gigantów Włochodnych

Zapadanie gravitacyjne

Formacja gwiazd zaczyna się w wielkich chmurach molekularnych – obszarach zawierających głównie gaz tlenku wodoru i hel, oraz śladowe ilości elementów cięższych. Te chmury nie są jednorodne; istnieją w nich oscylacje gęstości.

Niewielkie nadgęstości w chmurze mogą spowodować zapadanie gravitacyjne. Gdy materiał opada ku centralnej części, koncentruje się on w gęstszych klupeczkach.

Formacja predywizy

Podczas upadku kłębu, jego gęstość i temperatura zwiększają się znacząco. Tego upadającego kłębu tworzy dysk obrótowy wokół jądra centralnego – predywizy.

Wnętrzna ciśnienie spowodowane grawitacją jest równoważone przez zewnątrz oddarte ciśnienie promieniowe, gdy materiał ciepłuje. Akrekcja otaczającego gazu na predywizę dalej wspiera ten proces.

T ∝ (m/r), where T is temperature, m is mass, and r is radius.

Ignicja fuzji atomowej

Ostatecznie, jądro protogwiazdy osiąga krytyczną temperaturę – około 10 milionów Kelvin. W tym momencie zaczyna się fuzja atomowa: jony tlenku wodnego łączą się do formowania helu, relacjonując ogromną ilość energii.

Ta zewnetrzna siła od strony fuzji równoważona jest siłą grawitacyjną wewnątrzjądrową, tworząc hydrostatyczną równowagę i oznaczając urodzenie prawdziwej gwiazdy.

4H → He + Energy ≈ 27 MeV

Ewolucja gwiazd

Nowo utworzona gwiazda wejdzie w fazę głównego szeregu, gdzie fuzuje hidrogen w hel dla miliardów lat. Następna ewolucja zależy od jej początkowej masy.

Gwiazdy o większej masie spala swoją paliwo znacznie szybciej i kończą życie eksplozjami supernowymi, podczas gdy mniejsze gwiazdy powoli stają się gwiazdami białkowymi.

Często zadawane pytania

Wypróbuj na żywo

Wszystko powyżej działa bezpośrednio w Twojej przeglądarce — otwórz SPH Fluid i zmieniaj parametry podczas działania. Nic nie jest instalowane ani przesyłane na serwer, cały model działa w jednej karcie.