Žvaigždžių evoliucija

Žvaigždžių evoliucijos tyrimai domisi kaip žvaigždės keičiasi nuo jų susidarymo iki tol kol baigiasi jų energija. Žvaigždžių evoliucija tiriama stebint daugybę žvaigždžių skirtingose jų raidos fazėse.

Žvaigždžių gyvavimo laikotarpį galima suskirstyti į 4 etapus.

I etapas – žvaigždėdara

Žvaigždės gimsta tirštėjant šaltai tarpžvaigždinei medžiagai ūkuose. Teoriniai skaičiavimai rodo, kad bet koks medžiagos debesis negali būti vienalytis – jame būtinai atsiranda tankio nevienodumų, kurie traukiasi į vis tankesnius fragmentus – prožvaigždes. Prožvaigždėms traukiantis, jų temperatūra kyla ir kyla tol, kol centre pasiekia 10 mln K. Visos traukimosi stadijoje esančios prožvaigždės sukasi aplink savo ašį ir sukasi tuo graičiau, kuo mažesnis yra jų skersmuo. Dėl sukimosi gali atsiskirti medžiagos žiedas ir sudaryti būsimąją planetų sistemos užuomazgą. Jei prožvaigždė sukasi dar greičiau, gniužulas gali suskilti į gabalus, kurie suksis aplink bendrą centrą ir sudaris daugianarę žvaigždžių sistemą.

Vienas artimas žvaigždėdaros pavyzdys yra Oriono ūkas, esantis per 5o į pietus nuo Oriono juostos viduriniosios žvaigždės. Tai šviesiausias difuzinis ūkas, nutolęs nuo mūsų 1500 šviesmečių ir esantis 29 šviesmečių skersmens. Jame pasklidusių dujų užtektų 10 000 tokių žvaigždžių kaip Saulė susidaryti. Ūko centre yra O ir B poklasių naujagimių žvaigždžių grupė – garsioji Trapecija. Šios žvaigždės yra labai karštos ir skleidžia milžinišką kiekį elektromagnetinių spindulių, kurie jonizuoja aplink esančias dujas. Kai elektronai rekombinuoja, šios reakcijos sukelia matomą šviesą, todėl mes ir matome ūką.

Šiuo metu pavyko stebėti jaunas žvaigždes supančius protoplanetinius diskus, iš kurių (manoma) vėliau formuojasi planetos.

II etapas – pagrindinė seka

Kai žvaigždės centre temperatūra pasiekia 10 mln K, prasideda branduolinės vandenilio virtimo heliu reakcijos – sakoma, kad žvaigždė atsiduria pagrindinėje sekoje. Būtent šioje stadijoje žvaigždė ir praleidžia daugiausiai laiko. Čia būdama žvaigždė yra stabili – išoriniai sluoksniai ją spaudžia, o branduolyje vykstančios reakcijos spaudimą atlaiko. 90% savo gyvavimo laiko žvaigždėse didelio slėgio sąlygomis netoli žvaigždės branduolio termobranduolinės reakcijos būdu vandenilis virsta heliu.

HR diagramoje tokios žvaigždės išsidėsto pagrindinėje sekoje.

III etapas – pakeliui į raudonąsias milžines

Daugelio žvaigždžių atveju, kai jos išeikvoja vandenilio atsargas, jų išorinis sluoksnis išsiplečia ir atvėsta. Jei žvaigždės masė yra mažesnė negu 8 Saulės masės, išoriniai sluoksniai ima spausti žvaigždę, dėl energijos pagausėjimo (potencinė energija virsta kinetine) ji pučiasi, bet branduolys traukiasi, jo temperatūra kyla, ir kai pasiekia 350 mln K, prasideda helio virtimo anglimi reakcijos. Tuo būdu susiformuoja raudonosios milžinės. Saulė po 5 mlrd. metų irgi taps raudonąja milžine.

Didesnėse nei 8 Saulės masės žvaigždėse temperatūra pasiekia labai dideles reikšmes ir vandenilis branduolyje sudega labai greitai, kuo aukštesnė temperatūra, tuo greičiau vyksta reakcijos. Dėl tos pačios priežasties, helis virsta anglimi, o ši iš karto reaguoja su helionais ir virsta deguonimi, šis reaguoja su helionais ir susidaro neonas, tada magnis ir t.t., kol branduolyje susidaro geležinis branduolys.

HR diagramoje tokios žvaigždės išsidėsto submilžinių ir milžinių sekose.

IV etapas – žvaigždžių mirtis

Jei žvaigždė yra mažesnė negu 8 Saulės masės, ji numirs ramiai. Tiek vandenilio virtimo heliu, tiek helio virtimo anglimi reakcijų sluoksniai artėja prie paviršiaus. Kai prie paviršiaus labai priartėja helio degimo reakcijos, jos ima daryti įtaką žvaigždės paviršiui ir ši nusimeta viršutinius sluoksnius planetiškojo ūko pavidalu. Neišsisklaido tik labai karštas branduolys, ši žvaigždės liekana vadinama baltąja nykštuke. Dėl to, kad yra labai karšta, ji priverčia švytėti aplink esančią savo pačios numestą medžiagą.

Jei žvaigždės masė didesnė, negu 8 Saulės masės, savo gyvenimą ji baigs dramatiškai. Žvaigždės šerdyje susidariusi geležis – ypatingas elementas, ji žvaigždės sąlygomis nebeperdirbama į nieką kitą. Geležinis branduolys nebegamina energijos, nebespinduliuoja ir todėl negali atlaikyti virš jo slūgsančių sluoksnių slėgio. Medžiaga žvaigždės centre sutankėja tiek, kad elektronai įspaudžiami į atomų branduolius, kur atsidūrę kartu su protonais jungiasi į neutronus. Žvaigždės branduolys per kelias sekundes virsta neutronų telkiniu – būsima neutronine žvaigžde. Kolapso metu išsiskyrusi energija bei išspinduliuotų neutrinų lavina nubloškia žvaigždės apvalkalą net 20 000 km/s greičiu. Susprogusios žvaigždės spindesys padidėja apie 20 ryškių, ji kurį laiką spinduliuoja kaip visa galaktika. Per pirmąsias 10 sekundžių supernova pagamina 100 kartų daugiau energijos negu Saulė per 10 milijardų metų. Supernovos sprogimas – palyginti retas reiškinys. Žinoma tik 9 per pastaruosius 2000 metų mūsų galaktikoje sprogusios supernovos. 8 iš jų buvo galima matyti plika akimi. Artimiausia (3000 šm) ir ryškiausia (-8 ryškio) supernova 1006 m. spindėjo Vilko žvaigždyne.

Po 1670 m. mūsų galaktikoje daugiau supernovų neužregistruota, tačiau tai nereiškia, kad jų nebuvo. Spėjama, kad mūsų galaktikoje supernovos sproginėja maždaug kas 30 metų. Kartą per 100 milijonų metų supernova gali sprogti per arti nuo Žemės ir sukelti biologinę katastrofą.

Geriausiai pažįstamas Krabo ūkas – tai ryškiausia supernovos liekana. Spėjama, kad sprogusios žvaigždės masė buvo lygi 8-10 Saulių. Ūko suminė masė prilygsta 1-1,5 Saulės masėms. Ūko temperatūra yra 17000 K, ūkas plečiasi 1200 km/s greičiu. Energiją ūkui teikia jo centre slypintis sprogusios žvaigždės kolapsavęs branduolys – 16 ryškio neutroninė žvaigždė. Po supernovos sprogimo lieka maždaug 3 Saulės masių buvusios žvaigždės liekana – neutroninė žvaigždė, dar kitaip vadinama pulsaru. Sukdamiesi pulsarai spinduliuoja šviesos ir radijo bangų pluoštus. Siauras radijo bangų pluoštas tai stiprėdamas, tai silpnėdamas plinta erdvėje panašiai kaip besisukanči švyturio šviesa, todėl jį galim sugauti tik tada, kai jis nukreiptas į Žemę.

Iki šiol atrasta apie 1000 pulsarų. Visų jų sukimosi greitis skirtingas ir astronomai mano, kad jis palaipsniui lėtėja, senkant energijai. Daugumos pulsarų spinduliavimo impulsų dažnis svyruoja tarp 5 kartų per sekundę ir 1 karto per 2 sekundes. 1982 metais aptiktas pulsaras, per 1 sekundę apsisukantis aplink savo ašį 642 kartus.

Jei po supernovos sprogimo likusi liekana yra didesnė negu 3 Saulės masės, žvaigždė ir toliau traukiasi. Pabėgimo greitis iš tokio kūno yra didesnis už šviesos greitį, todėl iš jo gravitacijos lauko negali ištrūkti nei medžiaga, nei elektromagnetinės bangos. Juodoji skylė yra nematoma, bet mokslininkai ją gali susekti pagal poveikį gretimoms žvaigždėms. Įdomu tai, kad dujos lekiančios į juodąją bedugnę, įkaista iki 100 milijonų laipsnių Celsijaus.

Mažosios žvaigždės (vadinamos raudonosios nykštukės) savo kurą degina labai lėtai ir gyvuoja šimtus milijardų metų (žymiai ilgesnį laiką nei yra praėjęs nuo Visatos susidarymo). Savo gyvavimo pabaigoje jos paprasčiausiai mažėja ir mažėja virsdamos juodosiomis nykštukėmis.

Nuorodos

Astronomija

Gourt Home::Gourt :: Žvaigždžių evoliucija

I etapas – žvaigždėdara

II etapas – pagrindinė seka

III etapas – pakeliui į raudonąsias milžines

IV etapas – žvaigždžių mirtis

Nuorodos