> Življenjski cikel zvezde
Opis življenje in smrt zvezd: stopnje razvoja s fotografijami, molekularni oblaki, protozvezda, T Bik, glavno zaporedje, rdeči orjak, beli pritlikavec.
Vse na tem svetu se razvija. Vsak cikel se začne z rojstvom, rastjo in konča s smrtjo. Seveda imajo zvezde te cikle na poseben način. Spomnimo se vsaj, da so njihovi časovni okviri večji in se merijo v milijonih in milijardah let. Poleg tega ima njihova smrt določene posledice. Kako izgleda življenjski cikel zvezd?
Prvi življenjski cikel zvezde: Molekularni oblaki
Začnimo z rojstvom zvezde. Predstavljajte si ogromen oblak hladnega molekularnega plina, ki lahko tiho obstaja v vesolju brez kakršnih koli sprememb. Toda nenadoma nedaleč od njega eksplodira supernova ali pa trči v drug oblak. Zaradi takega potiska se aktivira proces uničenja. Razdeljen je na majhne dele, od katerih je vsak povlečen vase. Kot že razumete, se vse te skupine pripravljajo, da postanejo zvezde. Gravitacija segreje temperaturo, shranjeni zagon pa vzdržuje proces vrtenja. Spodnji diagram jasno prikazuje cikel zvezd (življenje, stopnje razvoja, možnosti transformacije in smrt nebesnega telesa s fotografijo).
Drugi življenjski cikel zvezde: Protostar
Material kondenzira bolj gosto, se segreje in se zaradi gravitacijskega kolapsa odbija. Tak objekt se imenuje protozvezda, okoli katerega se oblikuje disk materiala. Del privlači predmet, kar poveča njegovo maso. Preostali ostanki se bodo združili in ustvarili planetarni sistem. Nadaljnji razvoj zvezde je odvisen od mase.
Tretji življenjski cikel zvezde: T Bik
Ko snov zadene zvezdo, se sprosti ogromna količina energije. Novo zvezdno stopnjo so poimenovali po prototipu - T Tauri. Je spremenljiva zvezda, ki se nahaja 600 svetlobnih let stran (blizu).
Lahko doseže veliko svetlost, ker material razpade in sprosti energijo. Toda osrednji del nima dovolj temperature, da bi podpiral jedrsko fuzijo. Ta faza traja 100 milijonov let.
Četrti življenjski cikel zvezde:Glavno zaporedje
V določenem trenutku se temperatura nebesnega telesa dvigne na zahtevano raven in aktivira jedrsko fuzijo. Vse zvezde gredo skozi to. Vodik se spremeni v helij, pri čemer se sprosti ogromno toplote in energije.
Energija se sprosti kot žarki gama, vendar zaradi počasnega gibanja zvezde pada z isto valovno dolžino. Svetloba je izrinjena in pride v konflikt z gravitacijo. Lahko domnevamo, da je tukaj ustvarjeno idealno ravnotežje.
Kako dolgo bo v glavnem nizu? Začeti morate z maso zvezde. Rdeče pritlikavke (polovica mase sonca) lahko gorijo skozi svojo zalogo goriva stotine milijard (bilijonov) let. Povprečnih zvezd (kot je ) živi 10-15 milijard. Toda največji so stari milijarde ali milijone let. Poglejte, kako je videti razvoj in smrt zvezd različnih razredov na diagramu.
Peti življenjski cikel zvezde: Rdeči velikan
Med procesom taljenja zmanjka vodika in kopiči se helij. Ko vodika sploh ne zmanjka, se ustavijo vse jedrske reakcije, zvezda pa se zaradi gravitacije začne krčiti. Vodikova lupina okoli jedra se segreje in vname, kar povzroči, da predmet zraste 1000- do 10.000-krat. V določenem trenutku bo naše Sonce ponovilo to usodo in se povečalo do Zemljine orbite.
Temperatura in tlak dosežeta svoj maksimum in helij se stopi v ogljik. Na tej točki se zvezda skrči in preneha biti rdeča velikanka. Z večjo masivnostjo bo objekt zažgal druge težke elemente.
Šesti življenjski cikel zvezde: Beli pritlikavec
Zvezda s sončno maso nima dovolj gravitacijskega pritiska, da bi zlila ogljik. Zato s koncem helija nastopi smrt. Zunanje plasti se izvržejo in pojavi se bela pritlikavka. Na začetku je vroče, a se po več sto milijardah let ohladi.
UVOD
POGLAVJE 1. Razvoj zvezd
POGLAVJE 2.Termonuklearna fuzija v notranjosti zvezd in rojstvo zvezd
POGLAVJE 3. Srednji življenjski cikel zvezde
POGLAVJE 4. Poznejša leta in smrt zvezd
ZAKLJUČEK
Literatura
UVOD
Sodobni znanstveni viri kažejo, da je vesolje sestavljeno iz 98% zvezd, ki so "v zameno" glavni element galaksije. Viri informacij dajejo različne definicije tega koncepta, tukaj je nekaj izmed njih:
Zvezda je nebesno telo, v katerem so se, so ali se bodo zgodile termonuklearne reakcije. Zvezde so masivne svetleče krogle plina (plazme). Nastane iz plinsko-prašnega okolja (vodik in helij) kot posledica gravitacijske kompresije. Temperatura snovi v notranjosti zvezd se meri v milijonih kelvinov, na njihovi površini pa v tisočih kelvinov. Energija velike večine zvezd se sprosti kot posledica termonuklearnih reakcij pretvorbe vodika v helij, ki potekajo pri visokih temperaturah v notranjih predelih. Zvezde pogosto imenujemo glavna telesa vesolja, saj vsebujejo večino svetleče snovi v naravi.
Zvezde so ogromni sferični predmeti iz helija in vodika ter drugih plinov. Energija zvezde je shranjena v njenem jedru, kjer helij vsako sekundo interagira z vodikom.
Kot vse organsko v našem vesolju tudi zvezde nastajajo, se razvijajo, spreminjajo in izginjajo – ta proces traja milijarde let in se imenuje proces »Evolucije zvezd«.
POGLAVJE 1. Razvoj zvezd
Evolucija zvezd- zaporedje sprememb, ki jim je zvezda podvržena v svojem življenju, to je v več sto tisočih, milijonih ali milijardah let, medtem ko oddaja svetlobo in toploto.
Zvezda začne svoje življenje kot hladen, redek oblak medzvezdnega plina (redek plinasti medij, ki zapolnjuje ves prostor med zvezdami), ki se stisne pod lastno gravitacijo in postopoma dobi obliko krogle. Ko se stisne, se gravitacijska energija (univerzalna temeljna interakcija med vsemi materialnimi telesi) spremeni v toploto in temperatura predmeta se poveča. Ko temperatura v središču doseže 15-20 milijonov K, se začnejo termonuklearne reakcije in stiskanje se ustavi. Predmet postane prava zvezda. Prva stopnja življenja zvezde je podobna sončni – v njej prevladujejo reakcije vodikovega cikla. V tem stanju ostane večino svojega življenja in je na glavnem zaporedju Hertzsprung-Russellovega diagrama (slika 1) (ki prikazuje razmerje med absolutno magnitudo, sijem, spektralnim razredom in površinsko temperaturo zvezde, 1910), dokler zaloge goriva v svojem jedru. Ko se ves vodik v središču zvezde pretvori v helij, nastane helijevo jedro, termonuklearno izgorevanje vodika pa se nadaljuje na njegovem obrobju. V tem obdobju se struktura zvezde začne spreminjati. Njena svetilnost se poveča, njene zunanje plasti se razširijo, površinska temperatura pa se zniža - zvezda postane rdeča velikanka, ki tvori vejo na Hertzsprung-Russellovem diagramu. Zvezda na tej veji porabi bistveno manj časa kot na glavni sekvenci. Ko akumulirana masa helijevega jedra postane znatna, ne more prenesti svoje lastne teže in se začne krčiti; če je zvezda dovolj masivna, lahko naraščajoča temperatura povzroči nadaljnjo termonuklearno transformacijo helija v težje elemente (helij v ogljik, ogljik v kisik, kisik v silicij in končno silicij v železo).
riž. 1. Hertzsprung-Russellov diagram
Evolucija zvezde razreda G na primeru Sonca
POGLAVJE 2. Termonuklearna fuzija v notranjosti zvezd
Do leta 1939 je bilo ugotovljeno, da je vir zvezdne energije termonuklearna fuzija, ki se dogaja v črevesju zvezd. Večina zvezd oddaja sevanje, ker se v njihovem jedru štirje protoni skozi vrsto vmesnih korakov združijo v en sam delec alfa. Ta transformacija se lahko zgodi na dva glavna načina, imenovana proton-protonski ali p-p cikel in ogljik-dušik ali CN cikel. V zvezdah z majhno maso sprostitev energije zagotavlja predvsem prvi cikel, v težkih zvezdah - drugi. Zaloga jedrskega goriva v zvezdi je omejena in se nenehno porablja za sevanje. Proces termonuklearne fuzije, ki sprošča energijo in spreminja sestavo zvezdne snovi, v kombinaciji z gravitacijo, ki teži k stiskanju zvezde in tudi sprošča energijo, ter sevanjem s površine, ki sproščeno energijo odnaša, so glavne gonilne sile evolucije zvezd.
Rojstvo zvezd
Razvoj zvezde se začne v velikanskem molekularnem oblaku, imenovanem tudi zvezdna zibelka. Večina "praznega" prostora v galaksiji dejansko vsebuje med 0,1 in 1 molekulo na cm³. Molekularni oblak ima gostoto približno milijon molekul na cm³. Masa takšnega oblaka zaradi svoje velikosti presega maso Sonca za 100.000-10.000.000-krat: premer od 50 do 300 svetlobnih let.
Medtem ko se oblak prosto vrti okoli središča domače galaksije, se ne zgodi nič. Vendar pa lahko zaradi nehomogenosti gravitacijskega polja v njem nastanejo motnje, ki vodijo do lokalnih koncentracij mase. Takšne motnje povzročijo gravitacijski kolaps oblaka. Eden od scenarijev, ki vodijo do tega, je trk dveh oblakov. Še en dogodek, ki povzroči kolaps, bi lahko bil prehod oblaka skozi gosti rokav spiralne galaksije. Kritičen dejavnik bi lahko bila tudi eksplozija bližnje supernove, katere udarni val bo z ogromno hitrostjo trčil v molekularni oblak. Možno je tudi, da galaksije trčijo, kar bi lahko povzročilo izbruh nastajanja zvezd, saj so plinski oblaki v vsaki galaksiji zaradi trka stisnjeni. Na splošno lahko vse nehomogenosti v silah, ki delujejo na maso oblaka, sprožijo proces nastajanja zvezd.
Zaradi nastalih nehomogenosti tlak molekularnega plina ne more več preprečiti nadaljnje kompresije in plin se začne pod vplivom gravitacijskih privlačnih sil zbirati okoli središča bodoče zvezde. Polovica sproščene gravitacijske energije gre za ogrevanje oblaka, polovica pa za svetlobno sevanje. V oblakih tlak in gostota naraščata proti središču, sesedanje osrednjega dela pa poteka hitreje kot periferije. Ko se krči, se povprečna prosta pot fotonov zmanjšuje in oblak postaja vse manj prosojen za lastno sevanje. To vodi do hitrejšega dviga temperature in še hitrejšega dviga tlaka. Posledično gradient tlaka uravnoteži gravitacijsko silo in nastane hidrostatično jedro z maso približno 1 % mase oblaka. Ta trenutek je neviden. Nadaljnji razvoj protozvezde je akrecija snovi, ki še naprej pada na "površino" jedra, ki zaradi tega raste v velikosti. Masa prosto gibajoče se snovi v oblaku je izčrpana in zvezda postane vidna v optičnem območju. Ta trenutek velja za konec protozvezdne faze in začetek faze mlade zvezde.
Pozdravljeni dragi bralci! Rad bi govoril o čudovitem nočnem nebu. Zakaj glede noči? vprašaš. Ker so na njem lepo vidne zvezde, te čudovite svetleče pikice na črno modrem ozadju našega neba. Toda v resnici niso majhne, ampak preprosto ogromne in zaradi velike razdalje se zdijo tako majhne.
Si je kdo od vas predstavljal, kako se zvezde rodijo, kako živijo svoje življenje, kako jim je na splošno? Predlagam, da zdaj preberete ta članek in si na tej poti predstavljate razvoj zvezd. Za vizualni primer sem pripravil nekaj videov 😉
Nebo je posejano s številnimi zvezdami, med katerimi so razpršeni ogromni oblaki prahu in plinov, predvsem vodika. Zvezde se rojevajo prav v takšnih meglicah oziroma medzvezdnih območjih.
Zvezda živi tako dolgo (do več deset milijard let), da astronomi ne morejo izslediti življenja niti ene izmed njih od začetka do konca. Imajo pa možnost opazovati različne stopnje razvoja zvezd.
Znanstveniki so združili pridobljene podatke in lahko sledili življenjskim fazam tipičnih zvezd: trenutek rojstva zvezde v medzvezdnem oblaku, njena mladost, srednja leta, starost in včasih zelo spektakularna smrt.
Rojstvo zvezde.
Nastajanje zvezde se začne z zbijanjem snovi znotraj meglice. Postopoma se nastala zbitost zmanjša v velikosti in se skrči pod vplivom gravitacije. Med tem stiskanjem, ali propad, se sprosti energija, ki segreje prah in plin ter povzroči, da zasijeta.
Obstaja tako imenovani protozvezda. Temperatura in gostota snovi v njegovem središču ali jedru je največja. Ko temperatura doseže približno 10.000.000 °C, se začnejo v plinu odvijati termonuklearne reakcije.
Jedra vodikovih atomov se začnejo združevati in spreminjati v jedra atomov helija. Ta fuzija sprosti ogromno energije. Ta energija se s procesom konvekcije prenese na površinsko plast, nato pa se v obliki svetlobe in toplote oddaja v prostor. Tako se protozvezda spremeni v pravo zvezdo.
Sevanje, ki prihaja iz jedra, segreva plinasto okolje, ustvarja pritisk, ki je usmerjen navzven in tako preprečuje gravitacijski kolaps zvezde.
Posledica tega je, da najde ravnovesje, to je, da ima stalne dimenzije, konstantno površinsko temperaturo in konstantno količino sproščene energije.
Astronomi imenujejo zvezdo na tej stopnji razvoja zvezda glavne sekvence, kar nakazuje mesto, ki ga zavzema na Hertzsprung-Russellovem diagramu. Ta diagram izraža razmerje med temperaturo in svetilnostjo zvezde.
Protozvezde, ki imajo majhno maso, se nikoli ne segrejejo na temperaturo, ki je potrebna za sprožitev termonuklearne reakcije. Te zvezde se zaradi stiskanja spremenijo v zatemnjene rdeče pritlikavke , ali celo zatemnjen rjave pritlikavke . Prva zvezda rjava pritlikavka je bila odkrita šele leta 1987.
Velikani in palčki.
Premer Sonca je približno 1.400.000 km, njegova površinska temperatura je okoli 6.000 °C in oddaja rumenkasto svetlobo. Že 5 milijard let je del glavnega zaporedja zvezd.
Vodikovo "gorivo" na takšni zvezdi bo izčrpano v približno 10 milijardah let, v njenem jedru pa bo ostal predvsem helij. Ko ni več ničesar za »goreti«, intenziteta sevanja, usmerjenega iz jedra, ni več zadostna za uravnoteženje gravitacijskega kolapsa jedra.
Toda energija, ki se v tem primeru sprosti, je dovolj za segrevanje okoliške snovi. V tej lupini se začne sinteza vodikovih jeder in sprosti se več energije.
Zvezda začne sijati močneje, vendar zdaj z rdečkasto svetlobo, hkrati pa se tudi razširi in poveča velikost desetkrat. Zdaj pa taka zvezda imenovan rdeči velikan.
Jedro rdečega velikana se skrči in temperatura se dvigne na 100.000.000 °C ali več. Tu pride do fuzijske reakcije jeder helija, ki ga spremeni v ogljik. Zahvaljujoč energiji, ki se sprošča, zvezda še vedno sveti približno 100 milijonov let.
Ko zmanjka helija in zamrejo reakcije, se celotna zvezda postopoma pod vplivom gravitacije skrči na skoraj velikost . Energija, ki se sprosti v tem primeru, je dovolj, da zvezda (zdaj beli škrat)še nekaj časa močno svetil.
Stopnja stiskanja snovi v beli pritlikavki je zelo visoka, zato ima zelo visoko gostoto - teža ene žlice lahko doseže tisoč ton. Tako se razvijajo zvezde velikosti našega Sonca.
Video, ki prikazuje evolucijo našega Sonca v belo pritlikavko
Zvezda z maso, ki je petkrat večja od mase Sonca, ima veliko krajši življenjski cikel in se razvija nekoliko drugače. Takšna zvezda je veliko svetlejša in njena površinska temperatura je 25.000 ° C ali več; obdobje bivanja v glavnem zaporedju zvezd je le približno 100 milijonov let.
Ko na oder stopi taka zvezda rdeči velikan , temperatura v njegovem jedru presega 600.000.000 °C. Podvržen je fuzijskim reakcijam ogljikovih jeder, ki se pretvorijo v težje elemente, vključno z železom.
Zvezda se pod vplivom sproščene energije razširi do velikosti, ki so več stokrat večje od njene prvotne velikosti. Zvezda na tej stopnji imenovan supergigant .
Proces proizvodnje energije v jedru se nenadoma ustavi in se skrči v nekaj sekundah. Ob vsem tem se sprosti ogromna količina energije in nastane katastrofalen udarni val.
Ta energija potuje skozi celotno zvezdo in njen velik del z eksplozivno silo izžene v vesolje, kar povzroči pojav, znan kot eksplozija supernove .
Za lažjo vizualizacijo vsega napisanega si poglejmo diagram evolucijskega cikla zvezd
Februarja 1987 so podoben izbruh opazili v sosednji galaksiji, Velikem Magellanovem oblaku. Ta supernova je za kratek čas zažarela močneje od bilijona Sonc.
Jedro supergiganta se stisne in tvori nebesno telo s premerom le 10-20 km, njegova gostota pa je tako velika, da lahko čajna žlička njegove snovi tehta 100 milijonov ton!!! Tako nebesno telo je sestavljeno iz nevtronov inimenujemo nevtronska zvezda .
Nevtronska zvezda, ki je pravkar nastala, ima visoko hitrost vrtenja in zelo močan magnetizem.
To ustvarja močno elektromagnetno polje, ki oddaja radijske valove in druge vrste sevanja. V obliki žarkov se širijo iz magnetnih polov zvezde.
Zdi se, da ti žarki zaradi rotacije zvezde okoli svoje osi skenirajo vesolje. Ko hitijo mimo naših radijskih teleskopov, jih zaznamo kot kratke bliske ali impulze. Zato se takšne zvezde imenujejo pulzarji.
Pulsarje so odkrili zaradi radijskih valov, ki jih oddajajo. Zdaj je postalo znano, da mnogi od njih oddajajo svetlobo in rentgenske impulze.
Prvi svetlobni pulsar je bil odkrit v meglici Rakovica. Njegovi impulzi se ponavljajo 30-krat na sekundo.
Pulzi drugih pulsarjev se ponavljajo veliko pogosteje: PIR (pulzirajoči radijski vir) 1937+21 utripne 642-krat na sekundo. To si je celo težko predstavljati!
Zvezde, ki imajo največjo maso, več desetkrat večjo od mase Sonca, prav tako vzplamtijo kot supernove. Toda zaradi njihove ogromne mase je njihov propad veliko bolj katastrofalen.
Destruktivno stiskanje se ne ustavi niti na stopnji nastajanja nevtronske zvezde, kar ustvarja območje, v katerem navadna snov preneha obstajati.
Ostala je samo ena gravitacija, ki je tako močna, da se njenemu vplivu ne more izogniti nič, niti svetloba. To območje se imenuje Črna luknja.Da, razvoj velikih zvezd je strašljiv in zelo nevaren.
V tem videu bomo govorili o tem, kako se supernova spremeni v pulsar in črno luknjo.
Ne vem za vas, dragi bralci, ampak osebno imam zelo rada in me zanima vesolje in vse, kar je povezano z njim, tako skrivnostno in lepo je, da dih jemajoče! Razvoj zvezd nam je povedal veliko o naši prihodnosti in vse.
Termonuklearna fuzija v notranjosti zvezd
V tem času pri zvezdah z maso večjo od 0,8 sončne mase jedro postane prosojno za sevanje in prevladuje sevalni prenos energije v jedru, medtem ko lupina na vrhu ostane konvekcijska. Nihče ne ve zagotovo, kako zvezde z manjšo maso pridejo na glavno zaporedje, saj čas, ki ga te zvezde preživijo v mladi kategoriji, presega starost vesolja. Vse naše predstave o evoluciji teh zvezd temeljijo na numeričnih izračunih.
Ko se zvezda krči, začne tlak degeneriranega elektronskega plina naraščati in pri določenem polmeru zvezde ta tlak ustavi naraščanje osrednje temperature, nato pa jo začne zniževati. In za zvezde, manjše od 0,08, se to izkaže za usodno: energija, ki se sprosti med jedrskimi reakcijami, nikoli ne bo zadostovala za pokritje stroškov sevanja. Take podzvezde imenujemo rjave pritlikavke, njihova usoda pa je nenehno stiskanje, dokler ga ne ustavi pritisk degeneriranega plina, nato pa postopno ohlajanje z zaustavitvijo vseh jedrskih reakcij.
Mlade zvezde vmesne mase
Mlade zvezde vmesne mase (od 2- do 8-kratne mase Sonca) se kvalitativno razvijajo popolnoma enako kot njihove manjše sestre, le da nimajo konvektivnih con do glavnega zaporedja.
Predmeti te vrste so povezani s ti. Ae\Be Herbitove zvezde z nepravilnimi spremenljivkami spektralnega tipa B-F5. Imajo tudi bipolarne jet diske. Hitrost iztoka, svetilnost in efektivna temperatura so bistveno višje kot pri τ Taurus, zato učinkovito segrejejo in razpršijo ostanke protozvezdnega oblaka.
Mlade zvezde z maso večjo od 8 Sončevih mas
Pravzaprav so to že normalne zvezde. Medtem ko se je masa hidrostatičnega jedra kopičila, je zvezdi uspelo preskočiti vse vmesne stopnje in segreti jedrske reakcije do te mere, da so nadomestile izgube zaradi sevanja. Pri teh zvezdah je odtok mase in luminoznosti tako velik, da ne le ustavi kolaps preostalih zunanjih območij, ampak jih potisne nazaj. Tako je masa nastale zvezde opazno manjša od mase protozvezdnega oblaka. Najverjetneje to pojasnjuje odsotnost zvezd v naši galaksiji, katerih masa je več kot 100-200-krat večja od mase Sonca.
Srednji življenjski cikel zvezde
Med oblikovanimi zvezdami je ogromno različnih barv in velikosti. Njihov spektralni tip sega od vroče modre do hladne rdeče in mase - od 0,08 do več kot 200 sončnih mas. Svetlost in barva zvezde sta odvisni od temperature njene površine, ki pa je določena z njeno maso. Vse nove zvezde »zavzamejo svoje mesto« na glavnem zaporedju glede na svojo kemično sestavo in maso. Ne govorimo o fizičnem gibanju zvezde - le o njenem položaju na prikazanem diagramu, odvisno od parametrov zvezde. To pomeni, da pravzaprav govorimo le o spreminjanju parametrov zvezde.
Kaj se zgodi potem je spet odvisno od mase zvezde.
Kasnejša leta in smrt zvezd
Stare zvezde z majhno maso
Do danes ni zagotovo znano, kaj se zgodi s svetlobnimi zvezdami, ko jim zmanjka zaloge vodika. Ker je starost vesolja 13,7 milijarde let, kar je premalo za izčrpanost zalog vodikovega goriva, sodobne teorije temeljijo na računalniških simulacijah procesov, ki se dogajajo v takih zvezdah.
Nekatere zvezde lahko spajajo helij samo v določenih aktivnih regijah, kar povzroča nestabilnost in močne sončne vetrove. V tem primeru ne pride do nastanka planetarne meglice in zvezda samo izhlapi in postane celo manjša od rjavega pritlikavca.
Toda zvezda z maso, manjšo od 0,5 sončne, nikoli ne bo mogla sintetizirati helija, tudi ko se v jedru ustavijo reakcije, ki vključujejo vodik. Njihova zvezdna ovojnica ni dovolj masivna, da bi premagala pritisk, ki ga ustvarja jedro. Te zvezde vključujejo rdeče pritlikavke (kot je Proksima Kentavra), ki so bile na glavnem zaporedju več sto milijard let. Po prenehanju termonuklearnih reakcij v njihovem jedru bodo, postopoma ohlajeni, še naprej šibko oddajali v infrardečem in mikrovalovnem območju elektromagnetnega spektra.
Srednje velike zvezde
Ko zvezda povprečne velikosti (od 0,4 do 3,4 sončne mase) doseže fazo rdeče velikanke, se njene zunanje plasti še naprej širijo, jedro krči in začnejo se reakcije sintetizirati ogljik iz helija. Fuzija sprosti veliko energije, kar zvezdi omogoči začasen odlog. Za zvezdo, podobno velikosti kot Sonce, lahko ta proces traja približno milijardo let.
Spremembe v količini oddane energije povzročijo, da gre zvezda skozi obdobja nestabilnosti, vključno s spremembami velikosti, površinske temperature in izhodne energije. Izhodna energija se premakne proti nizkofrekvenčnemu sevanju. Vse to spremlja naraščajoča izguba mase zaradi močnih sončnih vetrov in intenzivnih pulzacij. Zvezde v tej fazi se imenujejo zvezde poznega tipa, OH -IR zvezde ali zvezde, podobne Miri, odvisno od njihovih natančnih značilnosti. Izpuščeni plin je razmeroma bogat s težkimi elementi, proizvedenimi v notranjosti zvezde, kot sta kisik in ogljik. Plin tvori lupino, ki se širi, in se ohlaja, ko se odmika od zvezde, kar omogoča nastanek prašnih delcev in molekul. Z močnim infrardečim sevanjem centralne zvezde se v takih lupinah ustvarijo idealni pogoji za aktivacijo maserjev.
Reakcije zgorevanja helija so zelo občutljive na temperaturo. Včasih to vodi do velike nestabilnosti. Pojavijo se siloviti utripi, ki sčasoma posredujejo dovolj kinetične energije zunanjim plastem, da se izvržejo in postanejo planetarna meglica. V središču meglice ostane jedro zvezde, ki se, ko se ohladi, spremeni v helijevo belo pritlikavko, ki ima običajno maso do 0,5-0,6 sončne in premer reda velikosti premera Zemlje. .
Bele pritlikavke
Velika večina zvezd, vključno s Soncem, konča svoj razvoj s krčenjem, dokler pritisk degeneriranih elektronov ne uravnoteži gravitacije. V tem stanju, ko se velikost zvezde zmanjša za stokrat, gostota pa postane milijonkrat večja od gostote vode, zvezdo imenujemo bela pritlikavka. Prikrajšan je za vire energije in s postopnim ohlajanjem postane temen in neviden.
V zvezdah, masivnejših od Sonca, tlak degeneriranih elektronov ne more zadržati stiskanja jedra in se nadaljuje, dokler se večina delcev ne pretvori v nevtrone, ki so tako tesno zapakirani, da se velikost zvezde meri v kilometrih in znaša 100 milijonkrat gostejša voda. Tak objekt imenujemo nevtronska zvezda; njeno ravnovesje vzdržuje pritisk degenerirane nevtronske snovi.
Supermasivne zvezde
Potem ko se zunanje plasti zvezde z maso, večjo od petih sončnih mas, razpršijo in tvorijo rdečo supervelikanko, se jedro zaradi gravitacijskih sil začne stiskati. Z večanjem kompresije se povečata temperatura in gostota ter začne se novo zaporedje termonuklearnih reakcij. Pri takšnih reakcijah se sintetizirajo težki elementi, ki začasno zadržijo propad jedra.
Končno, ko nastajajo vse težji in težji elementi periodnega sistema, se železo-56 sintetizira iz silicija. Do te točke se je pri sintezi elementov sprostila velika količina energije, vendar ima jedro železa -56 največji masni defekt in je nastajanje težjih jeder neugodno. Ko torej železno jedro zvezde doseže določeno vrednost, tlak v njem ne more več vzdržati gromozanske sile gravitacije in pride do takojšnjega kolapsa jedra z nevtronizacijo njegove snovi.
Kaj se zgodi potem, ni povsem jasno. Toda karkoli že je, v nekaj sekundah povzroči eksplozijo supernove neverjetne moči.
Spremljajoči izbruh nevtrinov izzove udarni val. Močni curki nevtrinov in vrteče se magnetno polje potisnejo velik del nabranega materiala zvezde – tako imenovane zarodne elemente, vključno z železom in lažjimi elementi. Eksplozivno snov bombardirajo nevtroni, ki jih oddaja jedro, jih zajamejo in tako ustvarijo niz elementov, težjih od železa, vključno z radioaktivnimi, vse do urana (in morda celo kalifornija). Tako eksplozije supernove pojasnjujejo prisotnost elementov, težjih od železa, v medzvezdni snovi.
Eksplozivni val in curki nevtrinov prenašajo snov stran od umirajoče zvezde v medzvezdni prostor. Med premikanjem po vesolju lahko ta material supernove trči z drugimi vesoljskimi odpadki in morda sodeluje pri nastajanju novih zvezd, planetov ali satelitov.
Procesi, ki se pojavljajo med nastankom supernove, se še preučujejo in zaenkrat o tem vprašanju ni jasnosti. Vprašljivo je tudi, kaj je dejansko ostalo od prvotne zvezde. Vendar se obravnavata dve možnosti:
Nevtronske zvezde
Znano je, da pri nekaterih supernovah zaradi močne gravitacije v globinah supergiganta elektroni padejo v atomsko jedro, kjer se zlijejo s protoni in nastanejo nevtroni. Elektromagnetne sile, ki ločujejo bližnja jedra, izginejo. Jedro zvezde je zdaj gosta krogla atomskih jeder in posameznih nevtronov.
Takšne zvezde, znane kot nevtronske zvezde, so izjemno majhne – ne presegajo velikosti velikega mesta – in imajo nepredstavljivo visoko gostoto. Njihova orbitalna doba postane izjemno kratka, ko se velikost zvezde zmanjšuje (zaradi ohranjanja vrtilne količine). Nekateri naredijo 600 obratov na sekundo. Ko je os, ki povezuje severni in južni magnetni pol te hitro vrteče se zvezde, usmerjena proti Zemlji, je mogoče zaznati impulz sevanja, ki se ponavlja v intervalih, ki so enaki orbitalni dobi zvezde. Takšne nevtronske zvezde so poimenovali "pulzarji" in so postale prve odkrite nevtronske zvezde.
Črne luknje
Vse supernove ne postanejo nevtronske zvezde. Če ima zvezda dovolj veliko maso, se bo kolaps zvezde nadaljeval in sami nevtroni bodo začeli padati navznoter, dokler njen polmer ne postane manjši od Schwarzschildovega polmera. Po tem zvezda postane črna luknja.
Obstoj črnih lukenj je predvidela splošna teorija relativnosti. Po splošni relativnosti materija in informacije pod nobenim pogojem ne morejo zapustiti črne luknje. Vendar pa kvantna mehanika dovoljuje izjeme od tega pravila.
Odprtih je še nekaj vprašanj. Glavni med njimi: "Ali črne luknje sploh obstajajo?" Konec koncev, da bi zagotovo rekli, da je določen predmet črna luknja, je treba opazovati njegov horizont dogodkov. Vsi poskusi tega so se končali neuspešno. Vendar še vedno obstaja upanje, saj nekaterih objektov ni mogoče razložiti brez akrecije in akrecije na objekt brez trdne površine, vendar to ne dokazuje samega obstoja črnih lukenj.
Odprta so tudi vprašanja: ali je možno, da se zvezda sesede neposredno v črno luknjo, mimo supernove? Ali obstajajo supernove, ki bodo kasneje postale črne luknje? Kakšen je natančen vpliv začetne mase zvezde na nastanek objektov na koncu njenega življenjskega cikla?
Zvezde so, tako kot ljudje, lahko novorojene, mlade, stare. Vsak trenutek nekatere zvezde umrejo in druge nastanejo. Ponavadi so najmlajši med njimi podobni Soncu. So v fazi nastajanja in so pravzaprav protozvezde. Astronomi jih po njihovem prototipu imenujejo zvezde T-Bika. Glede na svoje lastnosti - na primer sijaj - so protozvezde spremenljive, saj njihov obstoj še ni prešel v stabilno fazo. Veliko jih ima okoli sebe velike količine snovi. Iz zvezd tipa T izvirajo močni vetrni tokovi.
Protozvezde: začetek njihovega življenjskega cikla
Če snov pade na površino protozvezde, hitro zgori in se toploto spremeni. Posledično se temperatura protozvezd nenehno povečuje. Ko se dvigne tako visoko, da se v središču zvezde sprožijo jedrske reakcije, dobi protozvezda status navadne. Z začetkom jedrskih reakcij ima zvezda stalen vir energije, ki dolgo časa podpira njeno življenje. Kako dolg bo življenjski cikel zvezde v vesolju, je odvisno od njene prvotne velikosti. Vendar pa se verjame, da imajo zvezde s premerom Sonca dovolj energije za udobno obstoj približno 10 milijard let. Kljub temu pa se zgodi tudi, da tudi bolj masivne zvezde živijo le nekaj milijonov let. To je posledica dejstva, da svoje gorivo gorijo veliko hitreje.
Zvezde normalne velikosti
Vsaka od zvezd je skupek vročega plina. V njihovih globinah nenehno poteka proces pridobivanja jedrske energije. Vendar niso vse zvezde podobne Soncu. Ena glavnih razlik je barva. Zvezde niso samo rumene, ampak tudi modrikaste in rdečkaste.
Svetlost in svetilnost
Razlikujejo se tudi po lastnostih, kot sta sijaj in svetlost. Kako svetla bo zvezda, opazovana z Zemljinega površja, ni odvisno samo od njenega sija, ampak tudi od oddaljenosti od našega planeta. Glede na oddaljenost od Zemlje imajo lahko zvezde povsem različne svetlosti. Ta indikator sega od ene desettisočinke sijaja Sonca do svetlosti, ki je primerljiva z več kot milijonom Soncev.
Večina zvezd je na spodnjem koncu tega spektra, saj so temne. V mnogih pogledih je Sonce povprečna, tipična zvezda. Vendar ima v primerjavi z drugimi veliko večjo svetlost. Veliko število temnih zvezd lahko opazimo tudi s prostim očesom. Razlog za različno svetlost zvezd je njihova masa. Barva, sijaj in sprememba svetlosti skozi čas so določeni s količino snovi.
Poskusi razlage življenjskega cikla zvezd
Ljudje so že dolgo poskušali izslediti življenje zvezd, vendar so bili prvi poskusi znanstvenikov precej sramežljivi. Prvi napredek je bila uporaba Laneovega zakona na Helmholtz-Kelvinovo hipotezo o gravitacijskem krčenju. To je prineslo novo razumevanje astronomije: teoretično bi morala temperatura zvezde naraščati (njen indikator je obratno sorazmeren s polmerom zvezde), dokler povečanje gostote ne upočasni procesov stiskanja. Potem bo poraba energije večja od njenega dohodka. V tem trenutku se bo zvezda začela hitro ohlajati.
Hipoteze o življenju zvezd
Eno od prvotnih hipotez o življenjskem ciklu zvezde je predlagal astronom Norman Lockyer. Verjel je, da zvezde nastanejo iz meteorske snovi. Poleg tega so določbe njegove hipoteze temeljile ne le na teoretičnih zaključkih, ki so na voljo v astronomiji, ampak tudi na podatkih iz spektralne analize zvezd. Lockyer je bil prepričan, da so kemični elementi, ki sodelujejo pri razvoju nebesnih teles, sestavljeni iz elementarnih delcev - "protoelementov". Za razliko od sodobnih nevtronov, protonov in elektronov nimajo splošnega, temveč individualnega značaja. Na primer, po Lockyerju vodik razpade v tako imenovani "protovodik"; železo postane "proto železo". Tudi drugi astronomi so poskušali opisati življenjski cikel zvezde, na primer James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.
Zvezde velikanke in zvezde pritlikavice
Večje zvezde so najbolj vroče in najsvetlejše. Običajno so beli ali modrikasti. Kljub temu, da so velikanske velikosti, gorivo v njih tako hitro zgori, da ga prikrajšajo že v nekaj milijonih let.
Majhne zvezde v nasprotju z velikanskimi običajno niso tako svetle. So rdeče barve in živijo dovolj dolgo – več milijard let. Toda med svetlimi zvezdami na nebu so tudi rdeče in oranžne. Primer je zvezda Aldebaran - tako imenovano "bikovo oko", ki se nahaja v ozvezdju Bika; in tudi v ozvezdju Škorpijona. Zakaj lahko te hladne zvezde tekmujejo v svetlosti z vročimi zvezdami, kot je Sirius?
To je posledica dejstva, da so se nekoč zelo razširili in je njihov premer začel presegati ogromne rdeče zvezde (supergigante). Ogromno območje omogoča tem zvezdam, da oddajajo red velikosti več energije kot Sonce. To je kljub dejstvu, da je njihova temperatura precej nižja. Na primer, premer Betelgeuse, ki se nahaja v ozvezdju Orion, je nekaj stokrat večji od premera Sonca. In premer navadnih rdečih zvezd običajno ni niti desetina velikosti Sonca. Take zvezde imenujemo pritlikavke. Vsako nebesno telo lahko gre skozi tovrstne življenjske cikle zvezd – ista zvezda je v različnih fazah svojega življenja lahko tako rdeča velikanka kot pritlikavka.
Praviloma svetila, kot je Sonce, podpirajo svoj obstoj zaradi vodika, ki se nahaja v notranjosti. V jedrskem jedru zvezde se spremeni v helij. Sonce ima ogromno goriva, a tudi to ni neskončno – v zadnjih petih milijardah let je bila porabljena polovica zaloge.
Življenjska doba zvezd. Življenjski cikel zvezd
Ko se zaloga vodika v zvezdi izčrpa, nastopijo velike spremembe. Preostali vodik ne začne goreti v jedru, ampak na površini. Hkrati se življenjska doba zvezde vse bolj skrajšuje. Ciklus zvezd, vsaj večina njih, v tem obdobju vstopi v stopnjo rdeče velikanke. Velikost zvezde postane večja, njena temperatura pa se, nasprotno, zmanjša. Tako se pojavi večina rdečih velikanov in supergigantov. Ta proces je del splošnega zaporedja sprememb v zvezdah, ki jih znanstveniki imenujejo zvezdna evolucija. Življenjski cikel zvezde vključuje vse njegove stopnje: na koncu se vse zvezde starajo in umrejo, trajanje njihovega obstoja pa je neposredno odvisno od količine goriva. Velike zvezde končajo svoja življenja z ogromno, spektakularno eksplozijo. Skromnejši, nasprotno, umrejo in se postopoma zmanjšajo na velikost belih pritlikavk. Potem samo zbledijo.
Kako dolgo živi povprečna zvezda? Življenjski cikel zvezde lahko traja od manj kot 1,5 milijona let do 1 milijarde let ali več. Vse to je, kot rečeno, odvisno od njegove sestave in velikosti. Zvezde, kot je Sonce, živijo med 10 in 16 milijardami let. Zelo svetle zvezde, kot je Sirius, imajo razmeroma kratko življenje - le nekaj sto milijonov let. Diagram življenjskega cikla zvezde vključuje naslednje stopnje. To je molekularni oblak - gravitacijski kolaps oblaka - rojstvo supernove - evolucija protozvezde - konec protozvezdne faze. Nato sledijo stopnje: začetek stopnje mlade zvezde - srednja življenjska doba - zrelost - stopnja rdečega velikana - planetarna meglica - stopnja bele pritlikavke. Zadnji dve fazi sta značilni za majhne zvezde.
Narava planetarnih meglic
Tako smo na kratko pogledali življenjski cikel zvezde. Toda kaj je Preobrazba iz ogromnega rdečega velikana v belo pritlikavko, včasih zvezde odvržejo svoje zunanje plasti in takrat postane jedro zvezde izpostavljeno. Plinska lupina začne svetiti pod vplivom energije, ki jo oddaja zvezda. Ta stopnja je dobila ime zaradi dejstva, da svetleči plinski mehurčki v tej lupini pogosto izgledajo kot diski okoli planetov. Toda v resnici nimajo nobene zveze s planeti. Življenjski cikel zvezd za otroke morda ne vključuje vseh znanstvenih podrobnosti. Lahko samo opišemo glavne faze evolucije nebesnih teles.
Zvezdne kopice
Astronomi radi raziskujejo. Obstaja hipoteza, da se vsa svetila rodijo v skupinah in ne posamično. Ker imajo zvezde, ki pripadajo isti kopici, podobne lastnosti, so razlike med njimi resnične in ne zaradi oddaljenosti od Zemlje. Ne glede na spremembe, ki se zgodijo na teh zvezdah, izvirajo ob istem času in pod enakimi pogoji. Še posebej veliko znanja lahko pridobimo s proučevanjem odvisnosti njihovih lastnosti od mase. Navsezadnje sta starost zvezd v grozdih in njihova oddaljenost od Zemlje približno enaki, zato se razlikujejo le po tem kazalcu. Grozdi ne bodo zanimivi le za profesionalne astronome - vsak amater bo z veseljem posnel čudovito fotografijo in občudoval njihov izjemno lep pogled v planetariju.
