Žvaigždžių evoliucija
Žvaigždžių evoliucija – žvaigždžių individuali raida, jų egzistavimo metu nuo jų susidarymo iki tol kol, baigiasi jų energija, vykstantys kitimai.
Žvaigždžių evoliucija tiriama stebint daugybę žvaigždžių skirtingose jų raidos fazėse.
Žvaigždžių raida būna dviejų tipų. Vienos žvaigždės, panašios mase į mūsų Saulę, gyvuoja apie 10 milijardų metų, o didesnės masės žvaigždės išgyvena apie 5 milijardus metų.
Masyvios žvaigždės evoliucija redaguoti
Žvaigždžių gyvavimo laikotarpį galima suskirstyti į 4 etapus.
I etapas – žvaigždėdara redaguoti
Žvaigždės gimsta tirštėjant šaltai tarpžvaigždinei medžiagai ūkuose. Teoriniai skaičiavimai rodo, kad bet koks medžiagos debesis negali būti vienalytis – jame būtinai atsiranda tankio nevienodumų (Džinso nestabilumas), 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 greičiau, kuo mažesnis yra jų skersmuo. Dėl sukimosi formuojasi medžiagos žiedas ir susidaro būsimoji planetų sistemos užuomazga. Prožvaigždė – medžiagos gniužulas gali suskilti į gabalus, kurie suksis aplink bendrą centrą ir sudarys dvinarę ar daugianarę žvaigždžių sistemą.
Vienas artimas žvaigždėdaros pavyzdys yra Oriono ūkas, esantis per 5° į pietus nuo Oriono juostos viduriniosios žvaigždės. Tai 29 šviesmečių skersmens šviesiausias difuzinis ūkas, nutolęs nuo mūsų 1500 šviesmečių. 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 smarkiai spinduliuoja elektromagnetiniame diapazone, jonizuodamos aplink esančias dujas. Kai elektronai rekombinuoja, išspinduliuojama šviesa, todėl mes ir matome ūką.
Šiuo metu pavyko stebėti jaunas žvaigždes supančius proplanetinius diskus, iš kurių (manoma) vėliau formuojasi planetos.
II etapas – pagrindinė seka redaguoti
Kai žvaigždės centre temperatūra pasiekia 10 mln. K, prasideda branduolinės vandenilio virtimo heliu reakcijos (protonų ciklas Saulės tipo ir CNO ciklas masyvesnėse nei Saulė žvaigždėse) – sakoma, kad žvaigždė atsiduria pagrindinėje sekoje. Būtent šioje stadijoje žvaigždė ir praleidžia daugiausiai laiko. Čia būdama žvaigždė yra stabili – išoriniai sluoksniai ją spaudžia, o šerdyje vykstančios branduolinės reakcijos spaudimą atlaiko. 90 % savo gyvavimo laiko žvaigždėse didelio slėgio sąlygomis netoli žvaigždės šerdies termobranduolinių reakcijų metu vandenilis virsta heliu.
HR diagramoje tokios žvaigždės išsidėsto pagrindinėje sekoje.
III etapas – pakeliui į raudonąsias milžines redaguoti
Masė mažesnė už 8 Saulių masę redaguoti
Daugelio žvaigždžių, kai jos išeikvoja vandenilio atsargas, jų išorinis sluoksnis išsiplečia ir atvėsta. Jei žvaigždės masė yra mažesnė nei 8 Saulių masė, išoriniai sluoksniai ima spausti žvaigždę, dėl energijos pagausėjimo ji pučiasi, bet šerdis traukiasi, jos temperatūra kyla, ir, kai pasiekia 350 mln. K, prasideda helio virtimo anglimi reakcijos (žr. trijų alfa dalelių procesas). Tuo būdu susiformuoja raudonosios milžinės. Saulė po 5 mlrd. metų irgi taps raudonąja milžine.
Mažesnėse nei 2,25 Saulių masė žvaigždėse helis užsidega staiga (įvyksta taip vadinamasis helio žybsnis). Didesnės masės žvaigždėse jo degimas prasideda iš lėto, laipsniškai.
Masė didesnė už 8 Saulių masę redaguoti
Didesnėse nei 8 Saulių masių žvaigždėse temperatūra labai padidėja, ir vandenilis šerdyje sudega labai greitai. Kuo aukštesnė temperatūra, tuo sparčiau vyksta reakcijos. Dėl tos pačios priežasties, helis virsta anglimi, o ši iš karto reaguoja su 4He (alfa dalelėmis) ir virsta deguonimi, šis vėl reaguoja su 4He ir susidaro neonas, tada magnis ir t. t. (žr. alfa procesas), kol šerdyje susidaro geležinė šerdis.
HR diagramoje tokios žvaigždės išsidėsto submilžinių ir milžinių sekose.
IV etapas – žvaigždžių mirtis redaguoti
Masė mažesnė už 8 Saulių masę redaguoti
Jei žvaigždė yra mažesnė negu 8 Saulių masė, ji mirs 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 karšta šerdis, ši žvaigždės liekana vadinama baltąja nykštuke. Dėl to, kad yra labai karšta, ji priverčia švytėti aplink esančią savo pačios numestą medžiagą.
Masė didesnė už 8 Saulių masę redaguoti
Jei žvaigždės masė didesnė, negu 8 Saulių masė, savo gyvenimą ji baigs dramatiškai. Žvaigždės šerdyje susidariusi geležis – ypatingas elementas, ji žvaigždės sąlygomis nebeperdirbama į nieką kitą. Geležinė šerdis 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 šerdis 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 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 kolapsavusi šerdis – 16 ryškio neutroninė žvaigždė.
Po supernovos sprogimo lieka maždaug 3 Saulių masės 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 besisukančio švyturio šviesa, todėl jį galime stebėti 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 Saulių masė, 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, t. y. šviesa. Juodoji bedugnė yra nematoma, bet mokslininkai ją gali susekti pagal poveikį gretimoms žvaigždėms. Įdomu tai, kad dujos lekiančios į juodąją bedugnę, įkaista iki 100 milijonų laipsnių.
Mažosios žvaigždės (vadinamosios 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.
Nykštukinės žvaigždės evoliucija redaguoti
I etapas redaguoti
Iš ūko formuojasi žvaigždė. Ūko centras įkaista, temperatūra didėja. Centre medžiagos masė didėja, tankėja ir kaista. Kai masė ir temperatūra pasiekia kritinį tašką, centre prasideda branduolinės reakcijos. Centro forma virsta milžinišku rutuliu ir gimsta žvaigždė. Ji gyvena vidutiniškai 10 milijardų metų. Ji šviečia 10 000 kartų stipriau nei Saulė, paviršius įkaitęs iki 10 000 laipsnių karščio.
II etapas redaguoti
Po 5 milijardų metų žvaigždės šviesis daug mažesnis, paviršiaus temperatūra nukrenta vos ne iki pusės buvusios, o branduolinio kuro kiekis mažėja. Tai vidutinis žvaigždės amžius.
III etapas redaguoti
Praėjus 5 milijardams metų branduolinis kuras baigiasi, ir žvaigždės branduolys įkaista iki 100 milijonų laipsnių karščio, jis kolapsuoja. Kiti sluoksniai suyra ir pradeda plėstis. Taip žvaigždė padidėja 100 kartų jos šviesis kur kas didesnis prieš išsiplėtimą. Jos vadinamos raudonosiomis milžinėmis. Kai baigiasi branduolinis kuras (He) raudonoji milžinė kolapsuoja į baltąją nykštukę. Ji be galo tanki ir šimtą kartų mažesnė nei Saulė. Ji šviečia dar daug milijardų metų gravitacijos išlaisvinta energija.
IV etapas redaguoti
Baltoji nykštukė nebetenka energijos ir nebešviečia jokios šviesos. Ji tampa juodąja nykštuke. Kol kas tokių nykštukių nerasta, bet baltųjų nykštukių yra be galo daug mūsų Galaktikoje.