Что такое звезда и что она значет в космасе и для чего

Как и все тела в природе, звёзды не остаются постоянными, они рождаются, эволюционируют, и, в конце концов "помирают". Звёзды раскаленные газовые шары, источником энергии и излучения в которых являются термоядерные реакции, основным образом перевоплощение водорода в гелий. Этот процесс происходит в центре звезды, где температура добивается 15 млн. кельвинов (0,01 гр. Цельсия подходит 273,16 кельвинам) . Всё вещество при такой температуре и веском давлении практически находится в состоянии плазмы, ионизированного газа. Процесс протекания термоядерной реакции несколько отличается у звёзд массы Солнца и у более мощных (в нем принимают роль более томные элементы, такие как углерод и азот) , но результом везде является синтез ядра гелия из четырёх ядер водорода при выделении энергии. Cодержание водорода по массе в звёздах класса Солнца сочиняет приблизительно 70-75%, остальное гелий и другие элементы, содержание которых обычно не превосходит 1,5-2%. Видимая поверхность звезды фотосфера. Температура фотосферы связана с таковой чертой звезды, как спектральный класс. Всего главных семь классов: O, B, A, F, G, K, M (плюс 10 подклассов от 0 до 9). Также существует разделение на C0-C9 (углеродные) , S-звезды (с полосами ZrO в диапазоне) и ещё несколько не нередко встречающихся. O самые горячие с действенной температурой более 25000К и имеют бело-голубой цвет, M самые холодные с действенной температурой менее 3500К и имеют красный цвет. К образцу, Солнце имеет класс G2 с действенной температурой около 5700К. Спектральный класс связан с классом светимости звезды, обозначается римскими цифрами от Ia и Ib (сверхгиганты) до VII (белоснежные карлики). Звёзды зарождаются в газопылевых облаках межзвездной среды благодаря сгусткам вещества, образующихся в итоге внешних возмущений, например, после взрыва сверхновых. Вещество под деянием гравитационных сил начинает уплотняться и греться. При достижении определенной массы протозвезды температура достигает того значения, при котором начинаются ядерные реакции. Длительность этого процесса зависит от массы. У звёзд массы Солнца на это уходит до 30 млн. лет, тогда как у более массивных в 100 раз меньше. Нужно увидеть, что у звёзд с большей массой все процессы идут намного быстрее, чем у менее массивных. Следующий шаг жизни звезды проходит без приметных наружных изменений достаточно длительный срок (около 10 миллиардов. лет у таких звёзд как Солнце, и не более 0,5 миллиардов. лет у в несколько раз большей массой) . В этот период идет процесс сжигания водорода в ядре звезды. При этом яркость и размер остаются постоянными, так как гравитационные силы уравновешиваются давлением газа снутри звезды. Главные характеристики звёзд масса, радиус, светимость, действенная температура, спектральный класс, звёздная величина. Четкие числовые значения неких параметров звёзд из-за их веской удалённости найти очень трудно, а порой даже невероятно, поэтому при их описании часто пользуются условными значениями, например в сопоставлении с Солнцем, как обычной звёздой основной последовательности (о которой будет сказано дальше) . Масса это главной параметр, который определяет всю эволюцию звезды, процессы, происходящие внутри неё, продолжительность жизни, а также другие параметры на всех шагах ее существования. Массы звёзд сочиняют приблизительно от 1/20 до 100 масс Солнца. Нижний предел это практически то малое значение массы, при котором благодаря гравитационной энергии ядро будущей звезды способно нагреться до той температуры, при которой вероятно поддержание термоядерной реакции. Радиусы звёзд варьируются в более широких пределах, ежели массы. Звёзды-лилипуты могут иметь радиусы в 10 раз меньше солнечного, в то время как звёзды-великаны в 1000 раз больше. Как следствие, светимость может быть как в 10 тыс. раз меньше, так и в 100 тыс. раз больше, чем у Солнца. В зависимости от стадии эволюции размеры звезды могут значительно различаться.

Звезда-это колоссальный шар раскаленного газа,наподобие нашего солнца