Kaip gimsta žvaigždės

Oriono žvaigždyną dažnai sutinkame žvaigždėlapiuose. Pavasarį Orionas keliems mėnesiams pasislepia už Saulės, bet vėl pasirodo liepos mėnesį.

Žvaigždžių gimimo pradžia - dujos ir dulkės

Žvaigždės gimsta didelėse dujų ir dulkių debesyse, vadinamuose molekuliniais debesimis. Šios debesys yra sudarytos iš vandenilio, helio ir kitų elementų, kurie susikaupia ir pradeda susitraukti dėl gravitacijos. Šiandien astronomijos mokslas jau neabejotinai patvirtina didžiojo lietuvių kilmės vokiškai rašiusio 18-ojo amžiaus filosofo, Karaliaučiaus universiteto profesoriaus Emanuelio Kanto numatymą, kad žvaigždės susidarė iš pasklidos difuzinės medžiagos.

Dar ir dabar ne visa ši medžiaga sunaudota žvaigždžių susidarymui. Jos likučių yra spiralinėse ir ypač netaisyklingosiose galaktikose, kur vis dar tebegimsta naujos žvaigždės. Šie žvaigždžių statybinės medžiagos likučiai vadinami tarpžvaigždine medžiaga. Tai labai mažu tankiu pasklidusios dujos, vietomis su mikroskopinio dydžio dulkelių priemaišomis.

Dujų cheminė sudėtis maždaug tokia pat, kaip ir jaunų žvaigždžių. Būtent: vandeniliui tenka net 90% visų atomų, heliui - 9%, o likusį 1% pasidalija visi kiti už helį sunkesnių elementų atomai. Dulkelės daugiausiai esti grafitinės arba silikatinės. Spiralinėse galaktikose, kokia yra ir mūsų Galaktika, ši tarpžvaigždinė medžiaga daugiausiai koncentruojasi į galaktikos diską ir centrinį telkinį. Čia ji yra susiskaldžiusi į atskirus labai mažo tankio debesis.

Difuzinių debesų viename cm³ tėra vos 2-50 dujų atomų, o temperatūra neviršija 50-150 K. Debesų skersmenys siekia nuo kelių iki 100 ar net dar daugiau šviesmečių (šm). Molekuliniuose debesyse į molekules susijungę daugiau nei pusė arba net 95% visų atomų (žinoma, išskyrus helį ir kitas inertines dujas, kurios nesijungia į molekules).

Dažniausiai tokiame debesyje į vieną cm³ telpa keli šimtai molekulių, o sutankėjimuose jų skaičius viename cm³ gali siekti tūkstančius, milijonus, kai kur net milijardus. Pro debesį sklindančią šviesą dulkeles susilpnina milijonus ar milijardus kartų. Už jų visiškai nematyti žvaigždžių ir kitų spinduolių. Taigi ten labai nejauku - baisiai šalta ir visiškai tamsu, nesimato net žvaigždėto dangaus. Molekuliniai debesys skirstomi į paprastuosius ir didžiuosius.

Didieji molekuliniai debesys

Ypač įspūdingi yra didieji molekuliniai debesys. Kiekvieno jų masė 10⁵ ar 10⁶ kartų didesnė už Saulės masę. Jų skersmenys - dešimtys ar šimtai šviesmečių. Jų forma netaisyklinga, jie visaip išsidraikę ir išsišakoję, jų vidaus sandara sudėtinga, su žymiais sutankėjimais, tartum kokiais branduoliais, o vietomis ir mažesnio tankio ertmėmis.

Daugelis molekulinių debesų ar bent tankiausios ir šalčiausios jų vietos yra per stambios, per mažai išskydusios ir per šaltos, kad galėtų atsispirti savo dalelių (dujų ir dulkelių) tarpusavio traukos (gravitacijos) jėgai. Sakoma, kad tokios vietos tenkina vadinamąją Džinso (J. H. Jeans) gravitacinio nestabilumo sąlygą. Dėl to jos iš lėto traukiasi. Kartu mažėja jų potencinė energija, susijusi su dujų ir dulkelių gravitacine sąveika, - tai vadinamoji gravitacinė energija.

Ji virsta šilumine energija. Dėl to turėtų kilti tų vietų temperatūra. Tačiau iš pradžių ji nekyla, o neretai netgi krinta. Mat, didėjant tankiui, debesis vis stipriau ima skleisti infraraudonuosius (toliau - IR) spindulius ir radijo bangas, šitaip prarasdamas vis daugiau savo šiluminės energijos. Tuo būdu Džinso sąlygą tenkinti darosi vis lengviau, ji ima galioti ir atskiriems sutankėjimams besitraukiančių vietų viduje.

Tuomet, nuo traukimosi pradžios praėjus šimtams tūkstančių ar milijonams metų, tie sutankėjimai patys ima trauktis kiekvienas į savo centrą, o dar vėliau gali pradėti skaidytis ir į vis smulkesnius fragmentus, kurie vėlgi kiekvienas sau traukiasi. Toliau traukdamiesi, daugelis tokių fragmentų labai greitai (per dešimtis ar šimtus tūkstančių metų) pagaliau virsta žvaigždėmis. Vadinasi, kai kurių molekulinių debesų didžiausio tankio vietose vyksta žvaigždėdara, formuojasi nauji žvaigždžių spiečiai ir įvairios jų grupės.

Šį traukimosi ir skaidymosi vaizdą gerokai painioja magnetiniai laukai, turbulencinės srovės ir sūkuriai, smūginės bangos. Tarpžvaigždinės medžiagos gniužulo fragmentui traukiantis, jame esančios magnetinio lauko jėgų linijos sutankėja, t. y. 2 pav. “VLT-Antu” 8.2 m teleskopo nuotraukų IR spinduliais montažas. darytose nuotraukose. labai turtingo ir kompaktiško padrikojo spiečiaus centrinę dalį. dar iš kokonų neišsivadavusių žvaigždžių ir prožvaigždžių grupė. vadinamoji Kleinmano ir Lou (S. G. Kleinmann, K. Y. Noigebauerio (E. E. Becklin, G.

Besitraukiantys sutankėjimai ima suktis todėl, kad traukimosi pradžioje atskirų dujų dalelių ir dulkelių chaotiški judesiai nebūna visiškai simetriški. Gniužului traukiantis visuomet išryškėja jų vyraujanti kryptis - tai ir yra sukimosi pradžia. Toliau traukiantis, linijinis sukimosi greitis vis didėja dėl judesio kiekio momento tvermės dėsnio. Dėl to net gali būti pristabdytas tolesnis traukimasis ašiai statmena kryptimi. O traukimuisi išilgai ašies sukimasis visiškai netrukdo. Todėl ilgainiui besitraukiantys debesys arba jų atskiros dalys susiploja.

Judesio kiekio momento perskirstymas prasideda skaldantis į fragmentus, kurie ima individualiomis orbitomis skrieti apie buvusio vientiso gniužulo masės centrą. Didesnioji visos sistemos judesio kiekio momento dalis atitenka orbitiniam judėjimui, mažesnė - atskirų fragmentų sukimuisi apie savo ašis. Šitokį pasiskirstymą lemia magnetinis laukas, kurio jėgų linijos jungia atskirus fragmentus, o jiems sukantis, yra apie juos vyniojamos.

Besipriešindamos vyniojimui, magnetinės linijos stumia fragmentus vieną nuo kito tolyn ir slopina fragmentų sukimosi apie savo ašis greitį. O toliau besitraukiantys fragmentai vis bando didinti greitį. Molekulinių debesų sutankėjimai savo traukimąsi pradeda labai iš lėto, nes dar labai silpna būna dalelių tarpusavio trauka. Atstumai tarp dalelių dideli, slėgis visai mažas, todėl traukimuisi beveik nėra pasipriešinimo.

Besitraukiančio gniužulo arba jo fragmento dalelės tiesiog krinta centro link, įgaudamos vos ne laisvojo kritimo pagreitį. Todėl traukimosi greitis po truputį didėja. Traukimosi pradžioje gravitacinės energijos išlaisvinama visai nedaug. Tačiau jau ir tada besitraukiančio tarpžvaigždinės medžiagos gniužulo IR ir radijo spinduliavimo galia daug kartų pranoksta Saulės skleidžiamų visų bangų ilgių spindulių galią.

Mat iš pradžių išsiskiriančiai gravitacinei energijai labai padeda energija, kurią besitraukianti medžiaga gauna iš šalies - iš pralekiančių rentgeno, kosminių ir ypač subkosminių spindulių. Centrinė fragmento dalis traukiasi greičiau. Pagaliau tankis joje tiek išauga, kad ji pasidaro beveik nebeskaidri savo skleidžiamiems IR spinduliams. Didelė išsilaisvinusios gravitacinės energijos dalis ima kauptis šiluminės energijos pavidalu.

Tokį ir toliau tebesitraukiantį, tačiau daugiau nebesiskaldantį fragmentą jau galima pavadinti prožvaigžde. Temperatūra jos gelmėse ima kilti, slėgis einant gilyn ima smarkiai didėti. Tai labai sulėtina tolesnį prožvaigždės centrinės dalies traukimąsi. Nuo centro labiau nutolę sluoksniai krisdami pagaliau pasiveja gilesniuosius ir į juos atsitrenkia.

Centrinės, neskaidrios prožvaigždės dalies traukimasis dar keletą kartų tai spartėja, tai vėl lėtėja. Susitraukimas paspartėja kaskart, kai gravitacinė energija pradedama naudoti medžiagos faziniams virsmams: išardyti molekulėms, vandenilio, o vėliau ir helio atomams jonizuoti, dulkelėms išgarinti. Šiais atvejais gravitacinė energija naudojama ne tiek šiluminei ir spinduliavimo energijai didinti, kiek medžiagos ryšiams suardyti.

Taip palaipsniui susidaro vis labiau tankėjantis ir kaistantis branduolys - žvaigždės užuomazga. Tačiau nuo mūsų akių ją slepia patys aukščiausi, dar šalti prožvaigždės sluoksniai - prožvaigždės apvalkalas - kurio dulkelės iš giliau ateinančius visų bangų ilgių spindulius paverčia ilgųjų bangų IR spinduliais. Žvaigždės užuomazgoje medžiagos kiekis sparčiai didėja, nes ant jos be paliovos krinta dujos iš tolesnių prožvaigždės vietų. Tai vadinamoji akrecija. Jos metu išsilaisvina daug gravitacinės energijos, kuri padeda palaikyti didelę prožvaigždės infraraudonojo spinduliavimo galią.

Žvaigždės užuomazgos centre temperatūra išauga iki dešimčių tūkstančių, o vėliau ir iki milijonų laipsnių. Susidaro labai didelis temperatūros skirtumas tarp gelmių ir aukštesnių sričių. Dėl to centre susikaupusi didžiulė šiluminė energija ten nebeužsilaiko ir pradeda nesustabdomai skverbtis į paviršių. Jei taip formuojasi žvaigždė, kurios galutinė masė nėra didesnė nei maždaug 10 Saulės masių, tai į ją sukrinta didžioji apvalkalo medžiagos dalis.

Dar viena jos dalis nubloškiama į diską pusiaujo plokštumoje. O apvalkalo likučius išsklaido naujagimės žvaigždės galingas vėjas, spindulių slėgis, išorinių sluoksnių audringumo apraiškos. Atsiradusi žvaigždė apsinuogina ir pasirodo HR diagramos viršutinėje dalyje. Taip tolimųjų IR spindulių šaltinis - prožvaigždė - virsta gelsva ar raudona didelio šviesio pirmojo evoliucijos etapo žvaigžde, kuri dar traukiasi ir toliau, nes joje dar neprasidėjusios vandenilio virtimo heliu branduolinės reakcijos.

Šis traukimosi etapas užtrunka dar šimtus tūkstančių, milijonus, šimtus milijonų metų (kuo didesnė masė, tuo greičiau susitraukia). O jei žvaigždės masei lemta išaugti iki 10 Saulės masių ir daugiau, atitinkama prožvaigždė turi būti keliasdešimt ar kelis šimtus kartų masyvesnė už Saulę. Šiuo atveju didžioji jos medžiagos dalis negali nukristi ant labai masyvios žvaigždės užuomazgos - išlieka sulaikyta jos aplinkoje, o vėliau išsklaidoma.

Akrecija susilpnėja, o vėliau ir visai nutrūksta dėl žvaigždės užuomazgos spindulių srauto ir vėjo. Labai išaugus žvaigždės užuomazgos masei, šie darosi itin galingi. Spindulių srautas savo slėgiu nebeleidžia dulkelėms kristi, stumia jas tolyn. Žvaigždės vėjo greitos dalelės krintančias molekules bei dulkeles irgi pasitinka stipriais smūgiais. Aišku, kad krintančios medžiagos apatinėje dalyje turi susidaryti grūstis.

Molekulių koncentracija pasiekia 10¹⁰ cm^-3. Labai sutirštėja ir dulkelių šydas. Tačiau šios naujagimės žvaigždės vis dar neįmanoma pamatyti - jos spindulių visiškai neišleidžia buvusios prožvaigždės periferijos medžiaga, kuri taip ir nesuspėjo sukristi į žvaigždę. Šios medžiagos vidinė, sutankėjusi dalis vadinama vidiniu kokonu. Jis, lyg kokie labai stori vystyklai, visiškai apgaubia naująją žvaigždę ir sugeria visus jos spindulius.

Apatinė vidinio kokono dalis dėl to įkaista iki 1000-3000 K, viršutinė dalis - iki 300-700 K. Tačiau kurį laiką ir šie spinduliai mūsų nepasiekia - juos sugeria dar aukštesni ir šaltesni buvusios prožvaigždės sluoksniai, iš kurių, veikiant vidinio kokono artimųjų IR spindulių slėgiui, susidaro vadinamasis išorinis kokonas. Jo temperatūra tik 50-200 K.

Jis visą iš giliau atlekiančių spindulių energiją paverčia tolimųjų IR spindulių energija. Kai vidinio kokono artimieji IR spinduliai šiek tiek išsklaido išorinio kokono medžiagą, ji išsipučia ir praretėja, pro ją pradeda prasišviesti vidinis kokonas, pats besiplečiantis nuo viduje esančios žvaigždės spindulių. Šiuo metu, o gal ir anksčiau vidinio kokono vidinėje dalyje tai šen tai ten ima veikti keli ar keli šimtai galingų H₂O mazerių, dalį kokono IR spindulių energijos paverčiančių 1.348 cm mazerinės radijo emisijos linijos energija.

3 pav. teleskopo trijų “stulpų” nuotraukos dalis). ir suspaudė. esančio spiečiaus jaunų karščiausiųjų žvaigždžių spinduliai. garuoja, molekulės skyla į atomus, kurie jonizuojami ir ima švytėti. arba pailgais “lašeliais”. Tai vadinamosios garuojančios globulės. kurių masė dar tebedidėja dėl akrecijos. “lašeliai”. Erelio ūke aptiktos net 74 tokios garuojančios globulės. milžiniškuose emisiniuose ūkuose.

Per tūkstančius ar dešimtis tūkstančių metų kokonų viduje esanti masyvi žvaigždė galutinai susitraukia ir tampa labai karšta O spektrinės klasės ar ankstyvųjų B poklasių žvaigžde. Jos trumpabangiai ultravioletiniai spinduliai pradeda jonizuoti vidinio kokono vidinę dalį: aplink jaunutę žvaigždę susidaro greitai besiplečianti, iš pradžių labai maža ir kompaktiška HII zona - emisinio ūkio užuomazga.

Kai vidiniame kokone molekulių koncentracija sumažėja iki kelių milijonų cm^-3, H₂O mazeriai gęsta, o jų vietoje ima atsirasti OH mazeriai, pasižymintys 18.599, 18.001, 17.980 ir 17.424 cm siauromis, bet stipriomis radijo emisijos linijomis. Kai atsiradusi HII zona šiek tiek padidėja, jos skleidžiamos radijo bangos, laisvai praėjusios pro abu besiplečiančius kokonus, gali būti užregistruotos radioteleskopais.

Svarbiausias šių nematomų HII zonų skiriamasis bruožas - vandenilio, o kai kada ir helio rekombinacinės kilmės radioemisijos linijos (Ridbergo linijos). Plečiantis jaunoms H II zonoms, žvaigždės tolimieji UV spinduliai, visiškai suardę ir jonizavę vidinį kokoną, pasiekia išorinį. Tokių objektų radijo švytėjimo zonos jau didesnės ir praktiškai sutampa su pačiais IR spindulių šaltiniais.

Jei kokonai gaubia vėsesnes B-A spektrinių klasių žvaigždes, jos nepajėgia sukurti HII zonų. Sparčiai besitraukdamos masyvios žvaigždės per trumpą laiką išlaisvina milžiniškus gravitacinės energijos kiekius, o tai reiškia, kad ir šią energiją perspinduliuojantys kokonai turi būti labai galingi spinduoliai - tūkstančius ir net šimtus tūkstančių kartų galingesni už Saulę.

Taigi visos naujagimės žvaigždės labai greitai sukasi apie savo ašis, skleidžia labai stiprų ir gūsingą vėją, yra stipriai įsimagnetinusios, jų išoriniai sluoksniai labai audringi. Herbigo žvaigždės, orionidės, cetidės ir kitos joms giminingos jaunos žvaigždės pasižymi daug stipresniu negu Saulė aktyvumu. Jų išoriniuose sluoksniuose vyksta magnetinių laukų anihiliacija, susidaro stiprios infragarso, smūginės, magnetohidrodinaminės bangos, išmetami plazmos fontanai, generuojami kosminiai spinduliai.

Orionidžių ir cetidžių aktyvumą labai skatina konvekcijos srovės, kurios ten iš išorinės pusės apima didžiąją žvaigždės tūrio dalį. Pačios karščiausios O ir B spektrinių klasių žvaigždės dar skleidžia ir labai daug UV spindulių. Šių reiškinių sukeltos smūginės bangos plinta tolyn pro molekulinių debesų kompleksą ir gali sužadinti žvaigždėdarą tolesnėse jo srityse.

O aplinkžvaigždiniai dujų ir dulkelių diskai žvaigždžių pusiaujo plokštumose dar ilgai supa daugelį jaunų žvaigždžių, išskyrus masyvias ir karštas O, B, iš dalies A spektrinių klasių žvaigždes, kurios savo galingais spinduliais ir vėju tokį diską turėtų greitai išsklaidyti. Jei diskas yra pakankamai storas, tai jis užstoja kelią iš žvaigždės lekiantiems fotonams ir dujų dalelėms ne tik pusiaujo plokštumoje, bet ir toli į šonus nuo jos.

Laisvesnis kelias lieka išlėkti tik iš atokiau nuo pusiaujo esančių žvaigždės plotų. Taigi plazma iš šitokių žvaigždžių veržiasi ne į visas, o tik į dvi priešingas puses plačiai prasiskleidžiančiu kūgiu išilgai sukimosi ašies. Greitas žvaigždės sukimasis, stipri konvekcija, audros išoriniuose sluoksniuose labai sukomplikuoja magnetinio lauko struktūrą. Sudėtingumą dar didina sąv...

Žvaigždžių gyvenimo trukmė

Žvaigždės gyvenimas priklauso nuo jos masės. Mažos žvaigždės, kaip Saulė, gali gyventi apie 10 milijardų metų, tuo tarpu masyvios žvaigždės gyvena tik kelis milijonus metų.

Žvaigždės gyvenimo metu yra pasiekta pusiausvyra tarp išorinio slėgio, kurį sukelia branduolinės reakcijos, ir gravitacijos traukos, kuri bando suspausti žvaigždę. Tai suteikia žvaigždei stabilumą ir užtikrina jos ilgalaikį švytėjimą.

Žvaigždės mirtis

Kai žvaigždė sunaudoja savo vandenilį branduolyje, ji pradeda išsiplėsti ir pereina į raudonosios milžinės etapą. Tai yra viena iš paskutinių žvaigždės gyvenimo fazių, kai ji tampa daug didesnė ir šaltesnė. Po raudonosios milžinės etapo, mažos ir vidutinės masės žvaigždės tampa baltosiomis nykštukėmis, o didelės žvaigždės gali sprogo supernovomis, sukeldamos didžiulį sprogimą.

Supernova - žvaigždės sprogimas

Supernovos yra žvaigždės mirties akimirka, kai jos vidinė gravitacija suspaudžia šerdis, kol ji pasiekia kritinę masę ir sprogsta, išskirdama didžiulį energijos kiekį ir kuriant naujas chemines medžiagas. Jei žvaigždė turi pakankamai masės, po supernovos ji gali virsti juodąja skyle - objektu, kurio gravitacija yra tokia stipri, kad net šviesa negali pabėgti.

Baltosios nykštukės

Mažos ir vidutinės masės žvaigždės po supernovos pereina į baltas nykštukes, kurios išlaiko švytėjimą ir lėtai atvėsta, tačiau niekada nebebus taip švytinčios kaip gyvos žvaigždės.

Kūriniai iš žvaigždžių mirties - naujos žvaigždės

Po žvaigždžių mirties, medžiaga, kuri buvo išmesta per supernovą, gali sugrįžti į kosmosą ir vėl tapti naujų žvaigždžių gimimo medžiaga. Tai tarsi begalinis kosminis ciklas. Žvaigždės taip pat yra atsakingos už daugelį cheminių elementų gamybą. Didelės žvaigždės sukuria sunkiuosius elementus, tokius kaip geležis, kurie vėliau išsiskiria per supernovas ir tampa svarbūs planetų formavimuisi.

Neutroninės žvaigždės

Kai labai didelės žvaigždės pasiekia kritinę masę, po supernovos lieka neutroninė žvaigždė, kurios tankis yra toks didelis, kad visa žvaigždės medžiaga telpa į nedidelį tūrį.

Pagrindiniai žvaigždžių evoliucijos etapai

Etapas	Aprašymas
Molekulinis debesis	Dideli dujų ir dulkių debesys, kuriuose gimsta žvaigždės.
Prožvaigždė	Ankstyvas žvaigždės formavimosi etapas, kai ji dar traukiasi ir kaupia masę.
Pagrindinė seka	Ilgiausias žvaigždės gyvenimo etapas, kai vyksta termobranduolinės reakcijos.
Raudonoji milžinė	Etapas, kai žvaigždė išsiplečia ir atvėsta, sunaudojusi vandenilį branduolyje.
Supernova	Didelio žvaigždės sprogimas, kuriantis sunkiuosius elementus.
Baltosios nykštukės/Neutroninės žvaigždės/Juodosios skylės	Žvaigždės mirties likučiai, priklausomai nuo jos masės.

žymės: #Gime

Panašus:

• „Taip gimė žvaigždė“: filmo recenzija ir įdomūs faktai
• Kaip Tapti YouTube Žvaigžde: Efektyvūs Patarimai ir Slaptos Įžvalgos
• Neįtikėtinas žvaigždžių gimimo procesas: Sužinokite, kaip atsiranda dangaus šviesuliai!
• Neįtikėtini Auklių Valandiniai Įkainiai Už 2 Vaikus Lietuvoje: Ką Turite Žinoti?
• 5 Mėnesių Kūdikio Viduriavimo Priežastys ir Efektyvūs Gydymo Būdai