Täht (astronoomia): erinevus redaktsioonide vahel
Eemaldatud sisu Lisatud sisu
Resümee puudub |
|||
37. rida:
Tiheduse kasvades muundub gravitatsiooniline [[energia]] [[soojus]]eks ja pilve temperatuur hakkab tõusma. Olles jõudnud hüdrostaatilise tasakaalu olekusse, tekib pilve südamikus prototäht ja selle tuumas süttivad termotuumareaktsioonid.<ref name=Seligman /> Neid, peajada eelses faasis tähti, ümbritseb tihti gaasist ja tolmust koosnev akreatsiooniketas, milles võivad tekkida [[planeet|planeedid]]. Gravitatsioonilise koondumise protsess kestab umbkaudu 10–15 miljonit aastat.
===Peajada===
62. rida ⟶ 61. rida:
Väga suure massiga tähed paisuvad heeliumi põlemise faasis punasteks ülihiidudeks. Kui tuuma heeliumivarud on ammendunud, võivad nad jätkata heeliumist raskemate elementide sünteesi.
Tuuma surutakse kokku, kuni temperatuur on piisav, et algaks süsiniku põlemine. See protsess jätkub, järgmistes faasides [[neoon]]i, hapniku, [[räni]] põlemisega. Tähe elu lõpufaasis toimub tähes sibulasarnase kihistumisega kihtpõlemine. Igas kihis toimub erinev termotuumaprotsess, välimises vesiniku põlemine, järgmises heeliumi põlemine jne.<ref name=Royal_Greenwich />
Viimasesse faasi on täht jõudnud siis, kui sünteesiprotsessid jõuavad [[raud|raua]] tootmiseni. Raua [[eriseosenergia]] on maksimumilähedane, seega ei saa täht saada energiat raua edasisest sünteesimisest raskemateks elementideks ega raua lõhustamisest kergemateks elementideks. Vastavad protsessid hoopis neelaksid energiat.
===Kokkukukkumine===
83. rida ⟶ 84. rida:
{{cite journal| last=Woodward | first=P. R.| title=Theoretical models of star formation| journal=Annual review of astronomy and astrophysics| year=1978 | volume=16| issue=1 | pages=555–584 | doi = 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011| bibcode=1978ARA A..16..555W }}</ref>
<ref name=Seligman>
{{cite web| last = Seligman | first = Courtney| url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm| archiveurl = http://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm| archivedate = 2008-06-23| title = Slow Contraction of Protostellar Cloud | work=Self-published| accessdate = 2006-09-05 }}</ref>
<ref name=Mengel>
{{cite journal| author= Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G.| title=Stellar evolution from the zero-age main sequence| journal=Astrophysical Journal Supplement Series| year=1979 | volume=40 | pages=733–791| bibcode=1979ApJS...40..733M | doi = 10.1086/190603}}</ref>
<ref name=Sackmann>
{{cite journal | author=Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. | title=Our Sun. III. Present and Future | page=457 | journal=Astrophysical Journal | year=1993 | volume=418 | bibcode=1993ApJ...418..457S | doi = 10.1086/173407}}</ref>
<ref name=Wood>
{{cite journal| author=Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L.| title=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity| journal=The Astrophysical Journal | year=2002| volume=574 | issue=1 | pages=412–425| url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/340797 | doi = 10.1086/340797 | bibcode=2002ApJ...574..412W|arxiv = astro-ph/0203437 }}</ref>
| |||