Образование новых звезд доклад
Обновлено: 30.06.2024
Основные этапы образования протозвезды и последующего рождения звезды. Термоядерные реакции, происходящие в ядрах звёзд. Особенности межзвездного газа как основы для появления новых звезд. Молекулярные облака, возникающие в межзвездном пространстве.
| Рубрика | Астрономия и космонавтика |
| Вид | реферат |
| Язык | русский |
| Дата добавления | 07.12.2014 |
| Размер файла | 135,1 K |
Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.
На первом этапе образования звезды из центральных областей молекулярных облаков (схематически изображенных на первом кадре) конденсируются протозвезды. В результате коллапса центра молекулярного облака возникает центральная протозвезда, окруженная диском, который изображен здесь в виде компьютерной модели (второй кадр). Этот диск начинается с большого количества массы и создает спиральные волны плотности (третий кадр), которые притягивают к звезде еще большее количество газа. По истечении нескольких сотен тысяч лет оставшееся вещество диска может породить новую планетарную систему (схематически изображенную на четвертом кадре).
Звезды рождаются в результате коллапса центральных областей молекулярного облака -- небольших сгустков, рассеянных по гораздо большему объему облака. Эти центральные области пронизаны магнитными полями, обеспечивающими жизненно важный источник давления, которое удерживает центральные области от гравитационного коллапса. Однако центральные области не могут существовать в таком виде неопределенно долго. Магнитные поля постепенно движутся наружу, а центральные области становятся все более плотными. Как только магнитные поля покидают центр, он становится слишком плотным и тяжелым, чтобы продолжать свое существование, тогда и приходит время для быстрой фазы коллапса. Вскоре, после того как начинается неизбежная коллапсическая катастрофа, в самом центре коллапса возникает небольшая, существующая благодаря давлению, протозвезда. Из этого звездного семечка вырастет настоящая звезда.
Центральные области молекулярного облака, из которых рождаются звезды, никогда не пребывают в состоянии полного покоя: они чрезвычайно медленно вращаются, совершая около одного поворота в миллион лет. Это медленное вращение придает системе существенный кинетический момент. Чтобы сохранить его значение, в момент коллапса центр молекулярного облака должен вращаться еще быстрее. В результате не вся его масса уходит непосредственно в рождающуюся звезду. Значительная часть вещества собирается вокруг образующейся звезды в виде сопутствующего околозвездного диска, размер которого примерно равен размеру нашей Солнечной системы. Этот небулярный диск, состоящий из газа и пыли, создает среду, весьма благоприятствующую образованию планет.
В фазу основного коллапса центральную протозвезду и ее небулярный диск окружает направленный внутрь газопылевой поток. Эта падающая оболочка достаточно плотна, чтобы почти полностью закрыть внешний вид образующейся звезды. Исходное видимое излучение, испущенное центральной звездой, перерабатывается так, что образующиеся звезды можно наблюдать лишь в инфракрасной части спектра, невидимой для человеческого глаза. По этой причине по-настоящему образующиеся звезды однозначным образом распознали только в восьмидесятые годы двадцатого века, когда их открытие стало возможным благодаря успехам, которых достигла инфракрасная технология.
По мере эволюции протозвезды увеличивается как ее масса, так и мощность излучения. Образующаяся звезда создает сильный звездный ветер, который пробивается сквозь плотную завесу газа, падающего на ее поверхность. Совершив первый прорыв, этот направленный наружу поток собирается в узкие струи, но большая часть газа, текущего вблизи звезды, по-прежнему направлена в центр. Однако постепенно поток, направленный наружу, расходится раструбом и начинает расчищать завесу падающего вещества. Со временем звезда начинает выходить из центра окружающего ее молекулярного облака. В конце концов, поток, направленный наружу, полностью отделяет молодую солнечную систему от ее родительского центра -- родилась новая звезда. В течение следующих нескольких миллионов лет эта новая солнечная система сохраняет свой околозвездный диск, в котором планеты медленно собираются в иноземные миры.
Несмотря на то, что новорожденные звезды светят очень ярко, изначально они не обладают нужной внутренней конфигурацией, которая позволила бы им генерировать энергию в процессе термоядерного превращения водорода в гелий. В начале своей жизни звезды извлекают большую часть своей энергии из гравитационного сжатия. Когда звезда сжимается, ее центр нагревается, в результате чего, в конце концов, начинается горение водорода. Начало непрерывных реакций ядерного синтеза знаменует собой завершение образования звезды.
Человечество пока не может проникнуть внутрь звезд и сказать достоверно, какова их природа. Исследователи изучают звезды, наблюдая лишь их внешние проявления: размеры и светимость. Остальные параметры и процессы, происходящие внутри звезд, рассчитываются косвенными методами, т.е. с помощью математики и компьютерного моделирования.
Звезда представляет собой огромных размеров шар, который состоит из раскаленного до высокой температуры газа. Как известно, любой газ имеет свойство быстро расширяться, чтобы занять определенный объем. Любой газ обладает определенным давлением. Сила давления газа направлена на расширение звезды. Но звезда не расширяется, потому что внешние ее слои противодействуют силе давления газа и силой тяжести уравновешивают последнюю. звезда образование протозвезда
В ядрах звезд происходят постоянные термоядерные реакции, в результате которых выделяется огромное количество энергии. Она передается от одного слоя звезды к другому в направлении от ядра к внешнему слою. Но лучи звезды покидают ее и уходят в межзвездное пространство не сразу. Им нелегко вырваться за пределы оболочек. Лучи много раз меняют направление движения внутри звезды прежде, чем выйдут в межзвездное пространство.
Ядро звезды излучает сверхкороткие и короткие волны, которые, прорываясь к внешним слоям, становятся длиннее. Исключение составляют рентгеновские волны и гамма-лучи, которые, рождаясь в ядре, не меняют своей длины.
По расчетам исследователей температура в ядрах звезд может колебаться от 10 до 30 миллионов градусов в зависимости от их размеров.
Исходя из знаний о химическом составе звезд, ученые предположили, что основу для появления новых звезд составляет межзвездный газ, в состав которого входят водород (67%), гелий (28%), кислород, углерод, азот и некоторые другие химические элементы (5%).
Газ в межзвездном пространстве распределен неравномерно. В плоскости Галактики наблюдаются скопления межзвездного газа, большое количество которого сосредоточено в спиральных рукавах Галактики. В таких газовых облаках плотность межзвездного газа значительно больше, чем на других участках межзвездного пространства, и составляет приблизительно 100 атомов на кубический сантиметр, в то время как в других участках межзвездного пространства плотность газа всего 1 атом на кубический сантиметр. При этом температура газового облака низкая - менее 200 градусов Цельсия. Эти условия способствуют тому, что атомы газа начинают объединяться в молекулы. В 1970 году ученым удалось увидеть в межзвездном пространстве молекулы водорода, а позже и воды, аммиака, формальдегида, этилового спирта и аминокислот глицина.
Таким образом в межзвездном пространстве возникают молекулярные облака, масса вещества в которых приближается к массе Солнца, температура который всего 1-2 градуса выше нуля. Под действием гравитации вещество начинает сжиматься, его плотность возрастает, происходит коллапс и вспышка новой звезды.
Молекулярное облако наблюдается в южной части Млечного пути. Его масса равна массе пяти тысяч солнц. Название облака Угольный Мешок. Подобные молекулярные облака обнаружены в созвездиях Тельца, Змееносца и Ориона.
Подобные документы
Из чего состоят звезды? Основные звездные характеристики. Светимость и расстояние до звезд. Спектры звезд. Температура и масса звезд. Откуда берется тепловая энергия звезды? Эволюция звезд. Химический состав звезд. Прогноз эволюции Солнца.
контрольная работа [29,4 K], добавлен 23.04.2007
Сущность звезды как небесного тела, в котором происходят термоядерные реакции. Единицы измерения звездных характеристик, способы определения массы и химического состава звезды. Роль диаграммы Герцшпрунга-Рассела в исследовании звезд, процесс их эволюции.
презентация [4,1 M], добавлен 26.06.2011
Звёздная эволюция — изменения звезды в течение её жизни. Термоядерный синтез и рождение звезд; планетарная туманность, протозвезды. Характеристика молодых звезд, их зрелость, поздние годы, гибель. Нейтронные звезды (пульсары), белые карлики, черные дыры.
презентация [3,5 M], добавлен 10.05.2012
Происхождение и развитие галактик и звезд. Межзвездная пыль в галактическом пространстве. Причины появления и процесс образования новых звезд. Современные представления о процессах развития и происхождения галактик. Существование двойных галактик.
презентация [872,4 K], добавлен 20.04.2012
Происхождение звезд, их движение, светимость, цвет, температура и состав. Скопление звезд, звезды-гиганты, белые и нейтронные карлики. Расстояние от нас до звезд, их возраст, способы определения астрономических расстояний, фазы и этапы эволюции звезды.
реферат [28,1 K], добавлен 08.06.2010
Звезда как небесное тело, в котором проходят термоядерные реакции. Проксима Центавра, общий вид диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Размеры звезд, Меркурий, Юпитер, Сириус, Земля, Альдебаран, Бетельгейзе. Источники энергии Солнца. Образование и смерть звезд.
презентация [4,1 M], добавлен 18.03.2013
Основные этапы возникновения и развития звезд, их структура и элементы. Причины и гипотезы насчет взрывов звезд и образования сверхновых. Степень зависимости финальной стадии эволюции звезды от ее массы, предпосылки возникновения явления "черной дыры".
Собственно говоря, рождение звёзд — это процесс формирования молекулярного облака в светило. Разумеется, это не происходит в один момент — раз и всё готово. Как и для всего во Вселенной, для этого требуются определённые условия и, конечно же, время.
Напомним, что по определению звезда — это огромный шар, состоящий преимущественно из водорода и гелия, который образуется в газо-пылевой среде под воздействием гравитационных сил.
Красный гигант
Что считается моментом рождения звёзд?
Главный и важный этап в эволюции звёзд начинается с объединения молекул водорода в одно облако. А как известно, во всей Вселенной он является самым распространённым элементом (за ним следует гелий, который также участвует в звездообразовании).
Вот и получается молекулярное облако, которое часто называют звёздной колыбелью. В результате гравитационной неустойчивости начальная флуктуация плотности молекул увеличивается. Проще говоря, со временем увеличиваются случайные отклонения концентрации вещества под силами гравитации.
Молекулярное облако
А так как космическая пустота не совсем пустота, а состоит из молекул водорода, то при определённых условиях их объединение подвергается гравитационному коллапсу.
Условия, которые его вызывают, могут быть разные. Например, расположение облака вблизи взрыва сверхновой, или столкновение двух облаков, или столкновение, поглощение галактик и т.д.
Взрыв сверхновой
Стоит отметить, что молекулы, даже объединённые, двигаются в пространстве. Чаще всего они вращаются вокруг галактик или других космических объектов, имеющих более высокую гравитационную силу.
По данным учёных, в галактической пустоте содержится от 0,1 до 1 молекулы на кубический сантиметр. А в облаке их плотность примерно 1 миллион молекул на кубический сантиметр. Безусловно, масса и размер такого облачного образования больше в сотни тысяч раз солнечной.
Протозвезда
В момент коллапса молекулярное облако делится на некие сгустки. Если такие плотные части имеют массу меньше 100 солнечных, то они уже способны создать звезду. Можно сказать, что это звёздный фундамент.
После разделения начинается сжатие сгустков, что, в свою очередь, приводит к газовому нагреванию. И вуаля. Правда, еще не звезда, но уже сформированная, так называемая, протозвезда.
Далее, всё под теми же гравитационными силами, она превращается в шарообразное тело. Правда, в момент рождения звезды, её окутывает плотное газо-пылевое облако. Поэтому звезду практически не видно.
На самом деле, эволюция протозвезды в полноценное светило возможна при достаточной массе. Собственно, чем она больше, тем больше температура внутри тела. А так как во время сжатия температура увеличивается и запускается процесс термоядерных реакций, при которых водород превращается в гелий.
Наконец, с началом реакций в ядре тела устанавливается равновесие, и гравитационный коллапс останавливается. Вот и родилась звезда.
Цикл жизни звезды
Как видно, начальный этап появления звёздного тела не просто момент, это как будто осознанное действие Вселенной. Хотя, можно сказать, это случайное чудо. В то же время запланированное, длительное и, безусловно, нужное и важное для общей структуры космоса.
Однозначно, что рождение звёзд, их жизнь и смерть это функционирование и взаимодействие её составляющих частей.
Люди пытаются познать тайны космоса с древних времён. Особый интерес для астрономии представляют новые и сверхновые звёзды. В реферате-докладе можно познакомиться с их главными особенностями, причинами и способами появления. Когда-то учёные считали, что эти небесные тела формируются самостоятельно, но позже раскрыли иную природу космических объектов.
История открытия
Около 5 тысяч лет назад люди в первый раз увидели светило в небе, которое по яркости не уступало Солнцу. Тогда народ считал, что это явление выступает наказанием за их грехи. Однако через определённое время оно исчезло. Об этом событии известно из клинописных табличек древних шумеров.
Несколько веков спустя китайские и арабские астрономы упоминали о другом объекте, который родился в небе и удивлял своим ярким светом несколько недель. Тогда народ принял его за новую звезду. Люди не знали, что неизвестное явление возникло в результате взрыва старого космического тела.
В течение многих лет человек мог наблюдать появление ярких небесных объектов, которые рождались под влиянием различных физических процессов. Появившиеся телескопы помогли определить их природу.
То, что сейчас учёные называют сверхновой или новой звездой, является не самим космическим объектом, а его вспышкой. Сначала специалисты думали, что это явление представляет взрыв газовой сферы, после которого на том же месте остаётся чёрная дыра.
Однако не все сверхновые звёзды можно считать последней стадией жизни гигантских светил. Вначале астрономы называли новыми объекты, которые возникали на пустом месте в небе и затем постепенно угасали. В китайских источниках о таких явлениях упоминалось до начала второго тысячелетия нашей эры. Но среди них оказались и примеры сверхнового типа.
До изобретения телескопов люди могли видеть только тусклые небесные тела и вспышки, которые напоминали рождение очередного светила.
Технологии позволили подробно изучить эти явления, а также найти различия между сверхновыми и новыми звёздами.
Образование нового светила
Новые звёзды представляют собой термоядерные взрывы.
Они происходят в тесных звёздных системах и включают:
Вещества из внешних слоёв наикрупнейшего светила перетекают в наименьшую звезду. В результате их взаимодействия получается аккреционный диск. Аккрецируемый газ накапливается на поверхности белого карлика, что приводит к формированию слоя, богатого водородом. Затем он разогревается потоком из аккреционного диска. Накопление водорода и повышение температуры в верхнем слое приводят к термоядерным процессам. На поверхность белого карлика выходит углерод.
Со временем термоядерные реакции ускоряются, а масса звезды увеличивается. Потом происходит взрыв, при котором верхний слой из водорода сбрасывается в окружающее пространство.
После этого наступает новый цикл аккреции на белого карлика, который завершается повторной вспышкой. Интервал между взрывами может составлять десятки или сотни лет.
В результате вспышки яркость звёздной системы становится в тысячи раз больше. Тусклый объект теперь видимый для человека. Вспышка достигает максимума за несколько дней, а затухает долго. В дальнейшем вокруг нового светила расширяется газовая оболочка. Обычно на это требуются годы. Подобные явления периодичны: они могут повторяться у одной и той же системы раз в десять лет.
Появление сверхновых объектов
Сверхновые вспышки — явление, при котором яркость небесного тела резко увеличивается, но затем медленно затухает. Пиковая светимость у объектов этого типа в тысячи раз больше, чем у новых звёзд. Этот феномен возникает вследствие эволюции некоторых космических объектов. В процессе звёздного взрыва выделяется большое количество энергии. Явление можно наблюдать только в космическом пространстве. Его сложно заметить из-за большого объёма газа и пыли.
Астрономы долго не могли узнать природу этих космических объектов, поскольку процесс можно наблюдать лишь во время его протекания. Сегодня известны два сценария, приводящие к таким вспышкам:
Специалисты исследуют полученную информацию о спектрах и кривых блеска комплексно. При изучении остатков звёзд они могут детально создать рациональные модели и определить условия вспышек, произошедших в космосе.
Сверхновые звёздные объекты считают прародителями жизни во Вселенной.
Их мощные взрывы приводят к образованию облаков и туманностей из газа и пыли, в которых позже формируются очередные космические тела. Кроме того, сверхновые звёзды выбрасывают в окружающее пространство тяжёлые элементы. Эти объекты формируют химические элементы, которые тяжелее железа. После вспышки энергия разносит кислород, азот и иные компоненты, необходимые для органической жизни.
Классовые различия
Специалисты выделяют несколько групп и подтипов сверхновых звёзд. Разделение объясняется тем, что космические объекты имели разные особенности до взрыва. Например, небесные тела с отсутствием водорода относятся к подклассам lb и lc первого класса. Возможно, часть оболочки с этим веществом была утеряна светилом при эволюции в тесной двойной системе. Также стоит отметить, что объекты подтипа lc не имеют гелия.
Несмотря на потерю водородного слоя, остальные части звёзд находятся в строгих пределах своих размеров и массы. Термоядерные реакции заменяют друг друга, когда наступает конкретный критический этап. Это объясняет сходство объектов подклассов lb и lc. Максимальная светимость у этих звёзд в 1,5 млрд раз больше, чем у Солнца. Она достигается через 2—3 дня, а потом медленно уменьшается в течение месяцев.
Новые звёзды до вспышки имели водородно-гелиевый слой в оболочке. Её границы зависели от массы и иных характеристик небесного объекта. Эти особенности объясняют широкий диапазон в характерах сверхновых звёзд. Их степень яркости варьируется от десятков миллионов до миллиардов солнечных светимостей. Динамика её изменения может быть различной.
Гиперновые взрывы
Астрономы также выделяют гиперновые вспышки. Их энергия выше на несколько порядков, чем у обычных сверхновых. Гиперновые звёзды представляют взрыв массивных объектов, которые называются гипергигантами. Эти газовые шары могут достигать 150 солнечных масс.
Астрономы считают, что такие объекты образуются во время аннигиляции антиматерии, при столкновении двух огромных светил или возникновении кварковой звезды.
Гиперновые звёзды вызывают большой интерес не только у учёных, но и у любителей астрономии.
Небесные тела часто выступают причиной гамма-всплесков. Такие явления длятся от сотых секунд до нескольких часов. Этот феномен считается редким электромагнитным событием. За несколько секунд гамма-всплеск может испустить количество энергии, эквивалентное массе Солнца. Специалисты продолжают изучать природу этого явления.
Нюансы изучения
Явления сверхнового типа считаются редким феноменом. В нашей галактике больше 100 млрд звёзд, однако за один век может произойти всего несколько вспышек. Если верить древним источникам, за последние 2 тысячи лет люди наблюдали такое явление всего 6 раз.
Последний раз сверхновую звезду видели в 1987 году в одном из спутников Млечного Пути под названием Большое Магелланово Облако. В других галактиках учёные ежегодно наблюдают до 60 звёздных вспышек.
Пока астрономы мало знают о сущности и иных особенностях этих объектов, поскольку они не следят за событиями, которые предшествуют их взрыву. Сложно спрогнозировать эти явления. Учёные утверждают, что любая звезда способна взорваться через миллионы лет. Некоторые считают, что Бетельгейзе вполне может вспыхнуть в этом веке.
Гиперновые вспышки происходят ещё реже. В нашей галактике этот феномен можно наблюдать только раз в сто тысяч лет.
Зато гамма-всплески, которые возникают от мощного взрыва этих объектов, учёные фиксируют в разных уголках Вселенной. Поскольку в ней много галактик, не стоит удивляться, почему специалисты регистрируют вспышки ежедневно.
Астрономы считают, что сегодня взрывающиеся звёзды не несут угрозы нашей планете, хотя в далёком прошлом они значительно повлияли на неё. Например, массовое вымирание, которое было на Земле около 440 млн лет назад, могло стать следствием гамма-всплеска, произошедшего в нашей галактике.
С 1960-х годов учёные пытаются найти пользу от сверхновых звёзд для нашей планеты. Некоторые считают, что пиковая светимость небесных тел может быть использована для достижения очередных открытий. Сегодня сверхновые звёздные объекты выступают одним из основных источников информации о космических дистанциях. Кроме того, астрономы разрабатывают методы, которые помогут реконструировать историю об этих явлениях.
Людей давно занимали причины горения звёзд на небе, однако по настоящему понимать эти процессы мы стали с первой половины 20-го века. В данной статье я постарался описать все основные процессы, протекающие во время жизненного цикла звезды.
Рождение звёзд
Формирование звезды начинается с молекулярного облака (к которым относятся 1% от всего межзвёздного вещества по массе) — они отличаются от обычных, для межзвёздной среды газо-пылевых облаков тем, что имеют бОльшую плотность, и значительно меньшую температуру — чтобы из атомов могли начать образовываться молекулы (в основном — H²). Само это свойство не имеет особого значения, но огромное значение имеет повышенная плотность этого вещества — от этого зависит, сможет ли вообще сформироваться протозвезда, и сколько времени на это потребуется.
Однако низкая плотность этого вещества означает то, что особого вреда они нанести не могут.
Когда начинают действовать гравитационные силы, сжатие газа вызывает сильный нагрев, благодаря которому и начинаются термоядерные реакции. Этот же эффект разогрева сталкивающегося вещества послужил основой для первого прямого наблюдения экзопланеты в 2004 году:
Планета 2M1207 b на расстоянии 170 св. лет от нас.
Однако различие между малыми звёздами и планетами-газовыми гигантами состоит как раз в том, что их массы оказывается не достаточно для поддержания начальной термоядерной реакции, которая в целом заключается в образовании гелия из водорода — в присутствии катализаторов (так называемый CNO-цикл — он действителен для звёзд II и I поколения, о которых речь пойдёт ниже):
Речь идёт как раз об самоподдерживающейся реакции, а не просто о наличие её факта — потому что хоть энергия для этой реакции (а следовательно и температура) строго ограничены снизу, но энергии движения отдельных частиц в газе определяется распределением Максвела:
Звёздное население
Классификация звёзд
Современная классификация звёзд (гарвардская) очень проста — она основывается на разделении звёзд по их цветам. В маленьких звёздах реакции идут значительно медленнее, и эта непропорциональность вызывает разницу в поверхностной температуре, чем больше масса звезды — тем интенсивнее с её поверхности идёт излучение:
Распределения цветов, в зависимости от температуры (в градусах Кельвина)
Жизнь звезды
Жизнь большинства звёзд протекает на главной последовательности, которая представляет из себя кривую линию, проходящую из верхнего-левого к нижнему-правому углу:
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Этот процесс может показаться довольно унылым: водород превращается в гелий, и этот процесс продолжается миллионы и даже миллиарды лет. Но на самом деле, на Солнце (и остальных звёздах) даже во время этого процесса на поверхности (и внутри) всё время что-то происходит:
Полный процесс термоядерных реакций в тяжёлых звёздах выглядит так: водород — гелий — бериллий и углерод, а дальше начинают идти несколько параллельных процессов, заканчивающихся на образовании железа:
Завершение существования
Происходящие при этом процессы можно разделить на четыре варианта развития событий:
Многие ошибочно считают, что до момента красного гиганта, светимость Солнца (и других подобных звёзд) постепенно уменьшается, а затем резко начинает расти, на самом деле рост светимости идёт всю основную часть жизни звезды:
На стадии красного гиганта звезда не только значительно увеличивает светимость, но также и начинает быстро терять массу, за счёт этих процессов запасы топлива быстро заканчиваются (этот этап как минимум в 10 раз меньше этапа сжигания водорода). После чего звезда уменьшается в размерах, превращается в белого карлика и постепенно остывает.
3) Когда масса выше первого предела, массы таких звёзд достаточно чтобы зажечь последующие реакции, вплоть до образования железа, эти процессы в конечном итоге приводят к взрыву сверхновой.
Этот момент имеет квантовую основу, и имеет очень чёткую границу, а состав ядра — состоит из довольно чистого железа, так что процесс оказывается катастрофически быстрым. Предполагается, что этот процесс происходит за секунды, а объём ядра падает в 100 000 раз (и соответственно растёт его плотность):
Таким образом происходит образование нейтронной звезды:
4) Когда же масса звезды превосходит и второй, предел Оппенгеймера — Волкова (1,5 — 3 массы Солнца для остатка или 25 — 30 масс для изначальной звезды), в процессе взрыва сверхновой остаётся слишком большая масса вещества, и давление не в состоянии сдерживать даже квантовые силы.
В данном случае — имеется ввиду предел обусловленный принципом Паули, гласящим что две частицы (в данном случае — речь идёт об нейтронах) не могут находиться в одном квантовом состоянии (на этом основана структура атома, состоящего из электронных оболочек, число которых постепенно растёт с атомным числом).
Давление сдавливает нейтроны, и дальнейший процесс становится не обратим — всё вещество стягивается в одну точку, и образуется чёрная дыра. Сама она уже никак не воздействует на окружающую среду (за исключением гравитации конечно), и может светиться лишь за счёт аккреации (попросту — падения) вещества на неё:
Как можно видеть по сумме всех этих процессов — звёзды это настоящий кладезь физических законов. А в некоторых областях (нейтронные звёзды и чёрные дыры) — это настоящие физические лаборатории с экстремальными энергиями и состояниями вещества.
Читайте также: