Žvaigždės, kaip ir bet kuri gyva būtybė, pereina natūralų ciklą. Tai prasideda nuo gimimo, tęsiasi visą gyvenimą, kuriam būdingi pokyčiai ir augimas, ir baigiasi mirtimi. Žinoma, čia kalbame apie žvaigždes, o tai, kaip jos gimsta, gyvena ir miršta, visiškai skiriasi nuo bet kokios mums pažįstamos gyvybės formos.
Pirma, terminai yra visiškai skirtingi ir trunka milijardus metų. Be to, pokyčiai, kuriuos jie patiria per savo gyvenimą, taip pat yra visiškai skirtingi. O kai jie miršta, pasekmės, sakykime, daug labiau matomos? Pažvelkime į žvaigždžių gyvenimo ciklą.
Molekuliniai debesys:
Žvaigždės prasideda kaip didžiuliai šaltų molekulinių dujų debesys. Dujų debesis gali plūduriuoti galaktikoje milijonus metų, bet tada dėl kažkokio įvykio jis pradeda griūti, veikiamas savo paties gravitacijos. Pavyzdžiui, susidūrus galaktikoms, šaltų dujų regionams suteikiamas smūgis, kurio reikia, kad jie pradėtų žlugti. Taip pat gali atsitikti, kai šalia esančios supernovos smūgio banga praeina per regioną.
Jam griūdamas tarpžvaigždinis debesis skyla į vis mažesnes dalis, ir kiekvienas iš jų griūva į vidų. Kiekvienas iš šių kūrinių taps žvaigžde. Kai debesis griūva, dėl gravitacinės energijos jis įkaista, o dėl visų atskirų dalelių impulso išsaugojimo jis sukasi.
Protostar:
Žvaigždžių medžiagai traukiantis vis griežčiau kartu, ji įkaista, stumdama prieš tolesnį gravitacinį žlugimą. Šiuo metu objektas yra žinomas kaip protožvaigždė. Aplink protožvaigždę yra apvalus papildomos medžiagos diskas. Dalis to ir toliau spirale slenka į vidų, sluoksniuodama papildomą masę ant žvaigždės. Likusi dalis liks vietoje ir galiausiai sudarys planetų sistemą.
Priklausomai nuo žvaigždžių masės, protožvaigždės evoliucijos fazė bus trumpa, palyginti su bendra jos gyvavimo trukme. Tiems, kurie turi vieną Saulės masę (ty tokią pat masę kaip mūsų Saulė), ji trunka apie 1000 000 metų.
T Tauri žvaigždė:
T Tauri žvaigždė prasideda tada, kai medžiaga nustoja kristi ant protožvaigždės ir išskiria didžiulį kiekį energijos. Jie taip pavadinti dėl žvaigždės prototipo, naudoto šiai Saulės evoliucijos fazei tirti – T Tauri, kintamos žvaigždės, esančios Hiadų spiečiaus kryptimi, maždaug 600 šviesmečių nuo Žemės.
T Tauri žvaigždė gali būti ryški, bet visa tai jos gravitacinė energija kyla iš griūvančios medžiagos. T Tauri žvaigždės centrinės temperatūros nepakanka palaikyti sintezę jos šerdyje. Nepaisant to, T Tauri žvaigždės gali pasirodyti tokios pat ryškios kaip pagrindinės sekos žvaigždės. T Tauri fazė trunka apie 100 milijonų metų, po kurios žvaigždė pateks į ilgiausią savo vystymosi fazę – pagrindinės sekos fazę.
Pagrindinė seka:
Galų gale žvaigždės šerdies temperatūra pasieks tiek, kad gali prasidėti jos branduolio sintezė. Tai procesas, kurį išgyvena visos žvaigždės, kai vandenilio protonus per kelis etapus paverčia helio atomais. Ši reakcija yra egzoterminė; ji išskiria daugiau šilumos nei jai reikia, todėl pagrindinės sekos žvaigždės šerdis išskiria milžinišką energijos kiekį.
Ši energija prasideda kaip gama spinduliai žvaigždės šerdyje, tačiau kai ji ilgai lėtai iškeliauja iš žvaigždės, bangos ilgis mažėja. Visa ši šviesa stumia žvaigždę į išorę ir neutralizuoja gravitacijos jėgą, traukiančią ją į vidų. Žvaigždė šiuo gyvenimo etapu yra subalansuota – tol, kol užtenka vandenilio kuro atsargų.
Į Saulę panašios žvaigždės gyvavimo ciklas nuo jos gimimo kairėje kadro pusėje iki jos evoliucijos į raudoną milžiną dešinėje po milijardų metų. Kreditas: ESO/M. Kornmesser
Ir kiek laiko tai trunka? Tai priklauso nuo žvaigždės masės. Mažiausios masės žvaigždės, kaip raudonosios nykštukės, turinčios pusę Saulės masės, gali gurkšnoti kurą šimtus milijardų ir net trilijonus metų. Didesnės žvaigždės, tokios kaip mūsų Saulė, paprastai sėdės pagrindinėje sekos fazėje 10–15 milijardų metų. Didžiausios žvaigždės gyvena trumpiausiai ir gali gyvuoti kelis milijardus ir net kelis milijonus metų.
Raudonasis milžinas:
Per savo gyvenimą žvaigždė vandenilį paverčia heliu savo šerdyje. Šis helis kaupiasi ir vandenilio kuras baigiasi. Kai žvaigždė išeikvoja vandenilio kurą savo šerdyje, jos vidinės branduolinės reakcijos sustoja. Be šio lengvo slėgio žvaigždė per gravitaciją pradeda trauktis į vidų.
Šis procesas įkaitina aplink šerdį esantį vandenilio apvalkalą, kuris sintezės metu užsidega ir žvaigždė vėl pašviesėja 1 000–10 000 kartų. Dėl to išoriniai žvaigždės sluoksniai plečiasi į išorę, todėl žvaigždės dydis daug kartų padidėja. Tikimasi, kad mūsų Saulė išsipūs iki sferos, kuri pasiekia visą Žemės orbitą.
Temperatūra ir slėgis žvaigždės šerdyje ilgainiui pasieks tiek, kad helis gali susilieti į anglį. Kai žvaigždė pasiekia šį tašką, ji susitraukia ir nebėra raudona milžinė. Žvaigždės, daug masyvesnės už mūsų Saulę, gali tęsti šį procesą, kildamos elementų lentele aukštyn, sukurdamos vis sunkesnius atomus.
Baltasis nykštukas:
Žvaigždė, kurios masė yra mūsų Saulė, neturi gravitacinio slėgio, kad sulydytų anglį, todėl kai jos šerdyje pritrūksta helio, ji iš tikrųjų miršta. Žvaigždė išstums savo išorinius sluoksnius į erdvę, tada susitrauks žemyn ir galiausiai taps balta nykštuke. Ši žvaigždžių liekana gali pradėti karšta, tačiau jos viduje nebevyksta sintezės reakcijos. Jis atvės per šimtus milijardų metų ir galiausiai taps Visatos fonine temperatūra.
Mes parašėme daug straipsnių apie gyvą žvaigždžių ciklą „Universe Today“. Štai Koks yra saulės gyvavimo ciklas? , Kas yra Raudonasis Milžinas? , Ar Žemė išliks, kai saulė taps raudona milžine? , Kokia mūsų saulės ateitis?
Norite daugiau informacijos apie žvaigždes? Štai „Hubblesite“ naujienų pranešimai apie žvaigždes ir daugiau informacijos iš NASA įsivaizduoja Visatą .
Įrašėme keletą „Astronomy Cast“ serijų apie žvaigždes. Štai du, kurie jums gali būti naudingi: 12 serija: iš kur atsiranda kūdikių žvaigždės? , 13 serija: kur dingsta žvaigždės, kai miršta? , ir 108 serija: Saulės gyvenimas .
Šaltiniai: