Žvaigždžių evoliucija: gyvavimo etapai ir galutiniai likimai

Atraskite žvaigždžių evoliuciją: gyvavimo etapai ir galutiniai likimai — nuo formavimosi per raudonąsias milžines iki baltųjų nykštukių, neutroninių žvaigždžių ir juodųjų skylių.

Žvaigždžių evoliucija – tai mokslas apie tai, kaip laikui bėgant keičiasi žvaigždė. Žvaigždės gali labai stipriai pasikeisti nuo to momento, kai jos susiformuoja, iki tada, kai išeikvoja savo branduolio kurą. Kadangi žvaigždės gali spinduliuoti šviesą ir šilumą milijonus ar milijardus metų, mokslininkai tiria žvaigždžių evoliuciją, stebėdami daugybę žvaigždžių įvairiais jų gyvavimo etapais ir taikydami fizikos principus, pvz., branduolinę sintezę, spinduliuotės pusiausvyrą ir gravitacijos kolapsą. Ši sritis padeda suprasti, kaip susidaro elementai, kurie vėliau tampa planetomis ir gyvybe.

Žvaigždžių gyvavimo etapai ir pagrindinės sąvokos

Žvaigždės raida labai priklauso nuo pradinių savybių, ypač masės ir sudėties. Pagrindiniai gyvavimo etapai yra:

• šmėkla (protostaras) – susidarymas iš tankaus molekulinio debesies tarpžvaigždinės medžiagos. Debesies dalys gravitaciškai susitraukia, susidaro besisukantis diskas ir centrinė šiltesnė sfera. Protostaroje kylanti temperatūra ir slėgis galiausiai uždega branduolinę sintezę, o kol įvyksta šis užsidegimas, objektas kinta per keliasdešimt tūkstančių–milijonus metų priklausomai nuo masės.
• pagrindinės sekos žvaigždė – ilgiausias etapas, kai branduolyje vyksta vandenilio sintezė į helį (pagrindinis energijos šaltinis). Daugumai žvaigždžių ši fazė trunka nuo milijonų iki dešimčių milijardų metų: mažo masės žvaigždės gyvena ilgiau, didelės masės – trumpiau.
• raudonoji milžinė – kai branduolinis vandenilio kuras išsenka, žvaigždė išsiplečia ir atvėsta išorėje, todėl įgauna raudoną spalvą. Viduje gali prasidėti helio degimas į anglies ir deguonį. Mažesnėms žvaigždėms tai dažnai reiškia AGB (asymptotic giant branch) fazę su intensyviu masės netekimu per žvaigždžių vėjas.
• baltoji nykštukė, – daugumos vidutinės ir mažos masės žvaigždžių galutinė stadija. Po planetarinės miglos išmetimo lieka karštas, tankus anglies–deguonies branduolys, palaikomas elektroninio degeneracinio slėgio. Baltosios nykštukės neturi branduolinio degimo ir palaipsniui atvėsta milijardus metų.
• juodoji nykštukė – teorinė būsena, kai baltoji nykštukė pilnai atvėsta iki aplinkos temperatūros. Kadangi Visata yra jauna (apie 13,8 mlrd. metų), tikėtina, kad kol kas nėra nė vienos juodosios nykštukės.
• neutroninė žvaigždė – susidaro labai masyvioms žvaigždėms užbaigus pagrindinius degimo procesus: branduolio kolapsas sukelia supernovą, o likęs branduolys susigrūdina iki tokio tankio, kad protonai ir elektronai susilieja į neutronus. Neutroninės žvaigždės yra labai tankios, kai kurios su magnetiniu lauku išryškėjusiu kaip pulsarai.
• juodoji skylė – jei susitraukusio branduolio masė viršija tam tikrą ribą (priklauso nuo eilės sąlygų), gravitacija tokia stipri, kad net šviesa negali pasprukti, susidaro juodoji skylė. Tai antrasis dažnas galutinis masyvių žvaigždžių likimas, taip pat juodųjų skylių gali atsirasti žvaigždžių jungtyse arba masių susiliejimų metu.

Masės reikšmė ir skaičiai

• Žemesnės nei ~0,08 Saulės masės – nesuformuoja ilgalaikės vandenilio sintezės ir tampa brown dwarf (rudąja nykštele), kuri spinduliuoja tik dėl susitraukimo ir atvėsta.
• 0,08–8 Saulės masės – įeina į pagrindinę seką, vėliau pereina į raudonąją milžinę, išmeta išorines sluoksnis (planetarinė migla) ir lieka baltoji nykštukė, kurios masė negali viršyti ~1,4 S. masės (Chandrasekharo riba).
• ~8–20(–25) Saulės masių – po branduolio kolapso dažniausiai lieka neutroninė žvaigždė. Neutroninių žvaigždžių didžiausia masė (TOV riba) nėra tiksliai žinoma, bet apytiksliai 2–3 S. masės.
• Virš ~20–25 Saulės masių – branduolio kolapsas gali suformuoti juodąją skylę, ypač jei spąstų masė ir aplinkybės leidžia tolimesnį kolapsą.

Kiti svarbūs procesai

• Supernovos (ypač II tipo) išbarsto sunkesnius elementus į tarpžvaigždinę terpę – tai pagrindinis anglies, deguonies, geležies ir sunkesnių elementų šaltinis Visatoje.
• Type Ia supernovai sukelti gali baltosios nykštukės perkrovimas (akrecija ar susiliejimas), kas taip pat svarbu kosminės cheminės evoliucijos kontekste ir metrinėse kosmologinėse priemonėse.
• Observaciniai įrankiai: Hertzsprung–Russell (HR) diagrama, spektroskopija ir žvaigždžių skaičiavimo spiečių tyrimai leidžia rekonstruoti žvaigždžių evoliuciją ir patikrinti teorijas.

Trumpai tariant, žvaigždžių masė lemia jų likimą: mažos žvaigždės gyvena ilgai ir baigiasi kaip baltoji nykštukė, labai masyvios gali praūžti supernovose ir palikti neutroninę žvaigždę arba juodąją skylę. Šie procesai yra esminiai Visatos cheminės evoliucijos ir naujų planetų bei gyvybės sąlygų susidarymo kontekste.

Pavyzdžiui, mūsų Saulė (maždaug 1 S. masės) po kelių milijardų metų taps raudonąja milžine, išmes išorines atmosferas ir galiausiai liks baltoji nykštukė, o daug didesnės žvaigždės gali baigti savo gyvavimą stulbinančiomis supernovomis ir palikti kompaktiškus likučius.

Kaip gimsta žvaigždė

Žvaigždė savo gyvenimą pradeda kaip dulkių ir dujų debesis, vadinamas miglele. Jį traukia gravitacija, todėl jis įkaista. Ji taip pat pradeda suktis ir atrodo kaip kamuolys. Kai ji pakankamai įkaista, branduolių sintezės būdu pradeda išskirti energiją, vandenilį keisdama į helį. Dėl to ji labai ryškiai šviečia ir tampa, astronomų nuomone, pagrindinės sekos žvaigžde. Ji gali išlikti pagrindinės sekos žvaigžde ir atrodyti maždaug taip pat milijardus metų.

Ryškumo ir temperatūros pokyčiai senstant tokiai žvaigždei kaip mūsų Saulė

Paieška pagal raidę