Žvaigždžių evoliucija - tai lėtas žvaigždžių savybių, tokių kaip vidinė sandara, cheminė sudėtis ir masė, kitimas žvaigždžių raidos metu. Žvaigždžių evoliucijos pobūdį ir greitį lemia žvaigždės pradinė masė bei cheminė sudėtis. Šiame straipsnyje apžvelgsime, kaip naujos žvaigždės gimsta ir vystosi.
Žvaigždžių evoliucijos pradžia
Žvaigždžių evoliucija prasideda šaltuose (temperatūra apie 20 K) tankiuose (tankis apie 10-17 kg/m3) tarpžvaigždiniuose debesyse, kai gravitacijos jėgos veikiamas debesis (arba jo dalis) pradeda trauktis (tarpžvaigždinio debesies kolapsas). Kolapsas prasideda, jei debesies masė viršija kritinę masę.
Debesies traukimąsi gali sukelti supernova, tankio banga ir kita. Kolapsuojant didesnės masės debesiui, kiek vėliau įvyksta jo fragmentacija ir debesis susiskaido į mažesnės masės kolapsuojančius objektus, kurie pamažu virsta prožvaigždėmis. Prožvaigždės formavimasis priklauso nuo debesies masės, jo sukimosi greičio, magnetinio lauko stiprio debesyje bei kitų savybių ir gali trukti 105-106 metų. Prožvaigždes supa tankus dujų ir dulkių apvalkalas, jos matomos kaip kompaktiški objektai tankiuose molekuliniuose debesyse (Boko globulės), spinduliuojantys infraraudonąją spinduliuotę. Prožvaigždės energijos pagrindinis šaltinis yra gravitacijos energijos virsmas šiluma.
Susiformavusi prožvaigždė traukiasi toliau, aplink ją susidaro akrecinis diskas, o jos centre tankis, slėgis ir temperatūra pamažu didėja tol, kol centrinėje dalyje pradeda vykti branduolinės reakcijos. Vykstant žvaigždžių evoliucijai žvaigždės raidos etapą ir fizinę būseną nusako žvaigždės padėtis Hertzsprungo ir Russello diagramoje (HR diagramoje); šiuo raidos etapu HR diagramoje žvaigždė pradžioje juda beveik vertikaliai žemyn, išilgai Hayashi sekos, kiek vėliau pasuka kairėn ir aukštyn, kol pasiekia pagrindinę seką.
Šio raidos etapo žvaigždės: T Tauro ir FU Oriono tipų kintamosios žvaigždės, Herbigo Ae/Be, Herbigo-Haro objektai, žvaigždės su akreciniais diskais (Vega, β Pictoris tipo žvaigždės).
Pagrindinė seka
Pagrindinėje sekoje žvaigždės energijos šaltinis yra termobranduolinių reakcijų metu išskiriama šiluma (vandenilio virsmo heliu reakcija - pp ciklas ir vandenilio virsmo heliu reakcija dalyvaujant tarpiniams anglies, azoto ir deguonies atomų branduoliams - CNO ciklas; pirmasis dominuoja žvaigždėse, kurių masė mažesnė nei 1,4 M⨀, antrasis - kurių masė didesnė nei 1,4 M⨀).
Žvaigždžių evoliucijos pagrindinėje sekoje - ilgiausias žvaigždžių raidos etapas, priklausantis nuo žvaigždžių masės ir trunkantis nuo apie 6 mln. metų (apie 25 M⨀ masės žvaigždžių) iki apie 10 mlrd. metų (apie 1 M⨀ masės žvaigždžių).
Žvaigždės raida po pagrindinės sekos
Žvaigždės raidą po pagrindinės sekos daugiausia lemia jos masė. Pasibaigus branduolinėms reakcijoms žvaigždės centre, mažesnės masės (mažesnė nei 8 M⨀) žvaigždės evoliucionuoja submilžinių sekoje (HR diagramoje beveik horizontaliai iš kairės į dešinę), vėliau - raudonųjų milžinių sekoje (HR diagramoje - beveik vertikaliai į viršų). Šiuose žvaigždžių evoliucijos etapuose vandenilio virsmo heliu reakcijos vyksta žiede aplink žvaigždės branduolį, sudarytą praktiškai vien iš helio. Submilžinių ir raudonųjų milžinių sekose žvaigždės išorinė dalis labai išsiplečia, tuo tarpu centrinė dalis pamažu traukiasi, didėja jos tankis ir temperatūra.
Arti raudonųjų milžinių sekos viršūnės, kai temperatūra žvaigždės centre pasiekia apie 108 K, o tankis apie 107 kg/m3, centrinėje dalyje prasideda helio virsmo anglimi branduolinės reakcijos (3α reakcija). Žvaigždės centrinė dalis kiek išsiplečia, išorinė dalis susitraukia ir žvaigždė atsiduria horizontaliojoje sekoje (HR diagramoje - kairėje ir žemiau raudonųjų milžinių sekos viršūnės). Šiame žvaigždžių evoliucijos etape žvaigždės centre vyksta 3α reakcijos, formuojasi žvaigždės branduolys, sudarytas iš anglies ir deguonies, o žiede aplink jį vyksta vandenilio virsmo heliu reakcijos.
Sumažėjus helio koncentracijai 3α reakcijos žvaigždės centre sustoja, tačiau jos toliau vyksta žiede, gaubiančiame žvaigždės branduolį. Žvaigždės centrinei daliai pamažu traukiantis, o išorinei - plečiantis, žvaigždė pasiekia asimptotinę milžinių seką (HR diagramoje judėdama aukštyn ir dešinėn). Asimptotinėje milžinių sekoje HR diagramoje žvaigždė juda beveik vertikaliai aukštyn, energija generuojama arba vykstant 3α reakcijoms (ankstyvoji asimptotinė seka), arba pakaitomis vykstant vandenilio virsmo heliu ir 3α reakcijoms (termiškai pulsuojanti asimptotinė seka); visais atvejais branduolinės reakcijos vyksta žiedo pavidalo sluoksniuose.
Pamažu didėjant terminių pulsacijų amplitudei viršutinėje asimptotinės sekos dalyje išoriniai žvaigždės sluoksniai žvaigždžių vėjo pavidalu palieka žvaigždę suformuodami planetinį ūką, kuris pamažu plėsdamasis išsisklaido tarpžvaigždinėje erdvėje; centrinė žvaigždės dalis virsta baltąja nykštuke.
Didelės masės (didenė nei 8 M⨀) žvaigždės po pagrindinės sekos virsta raudonosiomis supermilžinėmis, kuriose vandenilio virsmo heliu reakcijos vyksta žiede, gaubiančiame žvaigždės branduolį, sudarytą praktiškai vien iš helio. Vėliau, žvaigždės branduoliui traukiantis ir didėjant jo temperatūrai bei tankiui, žvaigždės centre pradeda vykti 3α reakcijos, o žiede aplink branduolį - vandenilio virsmo heliu reakcijos.
Sumažėjus helio koncentracijai ir pasibaigus 3α reakcijoms didelės masės žvaigždės branduolyje žvaigždės centrinė dalis vėl pradeda trauktis, temperatūra ir tankis vėl didėja tol, kol prasideda anglies virsmo kitais elementais reakcijos. Kuo didesnė žvaigždės masė, tuo aukštesnė temperatūra jos centre, todėl ypač didelės masės žvaigždėse vėliau dar gali vykti ir deguonies, neono bei silicio virsmų kitais elementais reakcijos. Be to, vienu metu jose gali vykti keli reakcijų ciklai: vienas - žvaigždės branduolyje, kiti - sferiniuose sluoksniuose.
Kiekvienas iš šių žvaigždės branduolyje vykstančių ciklų trunka vis trumpiau (pvz., 15 M⨀ masės žvaigždėje vandenilio virsmo heliu reakcijos vyksta apie 10 mln. metų, helio virsmo anglimi - apie 2 mln. metų, anglies virsmo neonu ir magniu - apie 2000 metų, deguonies virsmo siliciu, argonu, siera, kalciu - apie 2,6 metus, silicio virsmo geležimi, neonu, titanu - apie 18 d).
Žvaigždžių formavimasis ir turbulencija
Žvaigždės gimsta dujų debesyse, kuriuose dujos įprastai juda gana netvarkingai - tai sudaro sąlygas joms byrėti į gabaliukus, formuojančius pavienes žvaigždes. Nuo netvarkingo judėjimo, vadinamo turbulencija, tipinio greičio priklauso ir tai, kaip greitai jaunų žvaigždžių grupė išsilaksto į šalis.
Jei turbulencija yra lėta, jaunos žvaigždės gali suartėti viena prie kitos ir stipriai sąveikauti gravitaciškai. Tokiu atveju visas žvaigždėdaros regionas gali išsilakstyti į šalis. Tada kurį laiką - apie šimtą metų - žvaigždėdaros regionas gali būti matomas kaip į visas puses besiplečiantis jaunų žvaigždžių, dujų gumulų ir juostų telkinys.
Būtent toks regionas aptiktas dar 2009 metais, o dabar naujais ALMA teleskopo stebėjimais nustatytos detalios jo savybės. Žvaigždės ten formuotis pradėjo prieš maždaug 100 tūkstančių metų, o prieš maždaug 500 metų bent dvi masyvios žvaigždės pralėkė viena pro kitą milžinišku greičiu. Ši sąveika išskyrė tiek energijos, kiek Saulė išspinduliuoja per 10 milijonų metų, ir išdraskė visą regioną, kuris dabar plečiasi į šalis daugiau nei 150 kilometrų per sekundę greičiu.
Manoma, kad tokie sprogimai besiformuojančių žvaigždžių sistemose gali paaiškinti kitose galaktikose matomus infraraudonųjų spindulių žybsnius, tačiau kol kas tvirtai to teigti negalima.
Lėtai sprogstanti supernova
Supernovų sprogimai yra labai greiti procesai - žvaigždę sudraskantis kolapsas arba termobranduolinės reakcijos trunka keletą sekundžių. Bet dabar aptikta supernova, kurios šviesėjimo procesas truko apie 50 dienų. Blėsta ji irgi panašiai lėčiau, nei įprasta.
Ši supernova priklauso nedažnam jų tipui Ibn, kuris pasižymi tuo, kad supernovos spektre nėra vandenilio linijų. Tai reiškia, kad sprogstanti žvaigždė neturėjo vandenilio apvalkalo - buvo jį praradusi gerokai anksčiau, nei sprogo. Prieš sprogimą aplink žvaigždę susidaro jau ne vandenilio, o helio burbulas, per kurį plečiasi supernovos liekana.
Paprastai liekana išauga ir praryja helio burbulą per keletą parų, o šįkart kažkaip užtruko. Kito tyrimo autoriai pasiūlė hipotezę, kad helio burbulas gali būti labai tankus ir jame formuojasi daug smūginių bangų, kurios, judėdamos ne vien tiesiai į burbulo išorę, išskiria energiją daug ilgiau, nei įprastai.
Taip galėtų įvykti, jei supernovą sukėlė labai masyvi žvaigždė, 40-60 kartų masyvesnė už Saulę. Koks bebūtų paaiškinimas, šie stebėjimai yra naudingi, nes suteikia labai neįprastą Ibn tipo supernovos pavyzdį visų supernovų modelių patikrinimui.
Pirmosios žvaigždės
Didžiojo sprogimo metu susiformavo daugiausiai vandenilis, šiek tiek helio ir nykstamai mažas kiekis ličio ir berilio. Gravitacinės jėgos galėtų sutraukti daugiau medžiagos į vieną vietą, kad ji galėtų sutankėti ir įkaisti, bet pirmykštė Visata buvo tolydi, homogeniška, tad gravitacija taip pat veikė visomis kryptimis vienodai.
Tokiu atveju laikinai nelieka jokių būdų medžiagai sąveikauti tarpusavyje ir mikroskopiniai kvantiniai neapibrėžtumai staiga išsipučia iki makroskopinių nehomogeniškumų Visatos plėtimuisi sulėtėjus. Tad po infliacijos epochos dujos tapo pakankamai nehomogeniškos, kad veikiant gravitacijai galėtų koncentruotis. Tokiuose debesyse vandenilis yra molekulinės formos ir debesys gali išlikti termodinaminėje pusiausvyroje tol, kol dujų temperatūra ir jos charakterizuojama dalelių kinetinė energija geba kompensuoti gravitacinę trauką.
Visgi, Visata nuolat vėstant, o dujoms vis papildant pirmuosius debesis, galiausiai gravitacinė sąveika laimėjo. Taip vyko, kol debesų fragmentuose pradėjo veikti naujas procesas, gebantis pasipriešinti gravitacijai - vandenilio termobranduolinė sintezė. Ši spinduliuotė sukelia gravitacijai besipriešinantį radiacinį slėgį.
Pats mįslingiausias šių žvaigždžių aspektas yra tai, kad mes dar nesame jų aptikę. Gal, dėl specifinio pirmųjų debesų kolapso, fragmentacija buvo nepakankama susiformuoti mažesnėms žvaigždėms ir dauguma jų buvo masyvesnės, nei stebimos žvaigždės šiandien, ir dėl spartesnės masyvių žvaigždžių evoliucijos jos nebeegzistuoja. Saulė ir kitos stebimos žvaigždės būtent ir susiformavo iš pirmųjų žvaigždžių praturtintos tarpžvaigždinės medžiagos.
Molekuliniai debesys
Žvaigždėdara vyksta molekuliniuose debesyse, nes jų tankis yra didžiausias iš stebimų debesų tipų. Molekulinį vandenilį sudėtinga aptikti tiesiogiai, tad tam naudojamas anglies monoksidas, kurio gausa debesyse koreliuoja su molekulinio vandenilio.
Molekuliniam debesiui traukiantis, jo centrinė dalis po truputį kaista dėl augančio tankio ir slėgio. Prarandama gravitacinė potencinė energija išspinduliuojama, bet ilgainiui debesies tankis tampa per didelis, kad ši spinduliuotė būtų išspinduliuojama ir energiją sugeria pats debesis. Ilgainiui pakankamai dujų jonizuojama ir tai reiškia, kad medžiagos neskaidrumas sumažėja, tad susiformuoja iš dalies stabili protožvaigždė, kuri gali efektyviai prarasti energiją spinduliuote.
Ši protožvaigždė vis dar po truputį traukiasi, tačiau pagrindinis jos energijos papildymo šaltinis yra gravitacijos veikiama ir į ją toliau krintanti aplinkinė medžiaga. Protožvaigždės centrinėje dalyje prasideda deuterio branduolių sintezė, iš dalies dar sulėtina protožvaigždės kolapsą. Iš tokių objektų gali būti stebimos medžiagos čiurkšlės ties protožvaigždžių sukimosi ašių poliais.
Suvartojusi visas aplinkines dujas, būsimoji žvaigždė yra laikoma beveik pasiekusia pagrindinę seką žvaigždė. Beveik pasiekusi pagrindinę seką žvaigždė dar nėra žvaigždė tikrąja to žodžio prasme. Jos paviršiaus temperatūra ir šviesis jau yra palyginamas su tikrų žvaigždžių rodikliais, tačiau šios energijos šaltinis dar nėra termobranduolinės reakcijos, o gravitacinio potencialo konversija į šviesą.
Kadangi žvaigždei lieka vis mažiau erdvės kristi į vidų ir vis didesnis pasipriešinimas iš giliau esančios medžiagos, šis energijos šaltinis senka ir žvaigždės šviesis krenta. Centrinė dalis kaista ir tankėja, kol prasideda pilna termobranduolinė vandenilio branduolių sintezė į helį ir žvaigždės traukimasis baigiasi.
Pagrindinės sekos pavadinimas atspindi tai, kad šioje stadijoje žvaigždė praleidžia didžiąją dalį savo gyvenimo (Saulė taip pat yra pagrindinėje sekoje) ir jos šviesis ir paviršiaus temperatūra beveik nebekinta, kol termobranduolinės sintezės procesai vėl pradeda kisti žvaigždei baigiant vandenilio kurą savo centrinėse dalyse.
Jauna žvaigždė AP Columbae
Vos už 27 šviesmečių nuo Žemės aptiktasis kosminis objektas yra pagrindinės sekos žvaigždės formavimosi stadijoje. Rekordiškai artimas nuotolis (27 šviesmečiai) astronomams suteikia beprecedentę galimybę detaliai ištyrinėti naujagimę žvaigždę ir žvaigždės formavimosi bei gimimo procesus.
„AP Columbae“ priskiriama raudonųjų nykštukių klasei, o jos masė yra maždaug triskart mažesnė už mūsų Saulės. Paviršiaus temperatūra neviršija +3500ºC (mūsų Saulės paviršiuje tvyro maždaug +6000 ºC karštis). Naujoji žvaigždė susiformavo iš tarpžvaigždinių dujų ir dulkių: tokios konsistencijos telkinys palaipsniui pradeda tankėti, trauktis, įgyti gravitacinį lauką, galiausiai virsta karštu dujų rutuliu.
Itin jauną žvaigždės amžių (mažiau kaip 100 mln. metų) liudija jos sudėtyje esantis litis, kuris suskyla tuomet, kai šviesulyje įsivyrauja branduolinės reakcijos.
A. Riedelis atkreipia dėmesį į jaunų žvaigždžių spiečių IC 2391, kuris spindi už 450 šviesmečių, Burės žvaigždyne. Astronomas mano, jog šiame žvaigždžių spiečiuje kadaise sprogo žvaigždė, į kosminę erdvę išsviedusi daug medžiagos.
žymės:
Panašus:
- Atraskite Tobulą Kūdikio Lovytę su Patalais – Ekspertų Patarimai, Kaip Išsirinkti Geriausią!
- Atraskite Naujausias Vaikiškų Lovų Tendencijas ir Patarimus Renkantis Tobulą Lovą Jūsų Vaikui!
- Atviri Tėvų Atsiliepimai apie Naujosios Vilnios Lopšelius-Darželius: Vertingiausios Įžvalgos
- Baltos apnašos ant vaiko dantų: ką daryti ir kaip išvengti – efektyvūs sprendimai
- Naktinis vaiko kosulys: priežastys ir kaip padėti?