Žvaigždės - tai masyvūs kosminiai objektai, kurių energijos pagrindinis šaltinis yra jų centrinėse dalyse vykstančių termobranduolinių reakcijų išskiriama energija. Žvaigždžių masė dažniausiai siekia 0,08 M☉-120 M☉ (M☉ - Saulės masė), temperatūra paviršiuje - 2700-40 000 K, šviesis - 10-6 L☉-106 L☉ (L☉ - Saulės šviesis; visa Saulės energija, išspinduliuojama per laiko vienetą), o skersmuo - 0,1 R☉-80 R☉ (R☉ - Saulės skersmuo).
Žvaigždės skirstomos pagal jų stebimas savybes, pavyzdžiui, pagal šviesį (šviesio klasę - supermilžinės, milžinės, nykštukės), efektinę temperatūrą, spektro linijas jų spektre (spektrinę klasę), cheminę sudėtį arba pagal jų raidos etapus (pagrindinės sekos, raudonųjų milžinių sekos, horizontaliosios sekos žvaigždės ir kitos; Hertzsprungo ir Russello diagrama). Tam tikrų bendrų požymių turinčios žvaigždės sudaro grupes - žvaigždžių asociacijas, žvaigždžių populiacijas, žvaigždžių sistemas. Daugeliui žvaigždžių būdingas spindesio kitimas (kintamosios žvaigždės). Pagal regimąją padėtį tam tikrame dangaus sferos plote žvaigždės grupuojamos į žvaigždynus. Artimiausios žvaigždės yra Saulė ir Kentauro Proksima.
Žvaigždžių Susidarymas ir Evoliúcija
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 (jei nėra magnetinių laukų, išorinių jėgų poveikio, difuzinių tarpžvaigždinių debesų atveju kritinė masė būna apie 103 M☉, didžiausių molekulinių debesų centrinėje dalyje - apie 10 M☉; M☉ - Saulės masė). Debesies traukimąsi gali sukelti supernovos, tankio bangos 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. Didesnės masės (apie 25 M☉) žvaigždėms šis etapas trunka apie 0,07 mln. metų, mažesnės masės (apie 0,7 M☉) - apie 100 mln. metų.
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 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).
Hipergreitosios Žvaigždės
Modeliai, kaip žvaigždės gali pasiekti tokius milžiniškus greičius, yra du. Pirmasis teigia, kad žvaigždės yra išmetamos iš galaktikos centro, kai dvinarė žvaigždė priartėja per arti centrinės supermasyvios juodosios skylės. Skylės gravitacija, veikianti abi žvaigždes, yra šiek tiek skirtinga. Kai skirtumas tampa didesnis už pačias žvaigždes tarpusavyje laikančią gravitaciją, dvinarė žvaigždė išyra - tai vadinama potvyniniu suardymu. Išsviestosios žvaigždės greitis gali siekti net ir kelis tūkstančius kilometrų per sekundę - gerokai daugiau nei, pavyzdžiui, 500 km/s, reikalingi pabėgti iš Paukščių Tako. Pabėgimui iš šios galaktikos užtenka 200 kilometrų per sekundę greičio.
Abiem atvejais, jeigu dvinarės žvaigždės pasiskirsčiusios galaktikoje kažkaip netolygiai, hipergreitųjų žvaigždžių pasiskirstymas irgi bus netolygus. Maža to, šie skaičiavimai gali leisti patikrinti, ar toje galaktikoje yra centrinė supermasyvi juodoji skylė. Skaičiavimams naudojamas tas pats hipergreitųjų žvaigždžių atsiradimo modelis, kaip ir Paukščių Takui.
Taip pat svarbu įvertinti, kad Magelano debesis juda aplink Paukščių Taką orbita, o jo judėjimo greitis Galaktikos centro atžvilgiu yra apie 270 kilometrų per sekundę. Iš mūsų Galaktikos turėtų būti išmetama maždaug viena žvaigždė per 10 tūkstančių metų. Iš Magelano debesies - greičiausiai mažiau, bet tai priklauso nuo tos galaktikos centrinės dalies dinamikos. Na ir trečia - kol kas nežinome, ar apskritai Magelano debesyje egzistuoja supermasyvi juodoji skylė.
Supermasyvių Žvaigždžių Formavimasis
2010 metais Tarantulo ūke mokslininkai aptiko keturias milžiniškas žvaigždes, kurių masė - iki 300 kartų didesnė nei Saulės. Paaiškėjo, kad jų masė dvigubai didesnė nei mokslininkų laikyta maksimalia žvaigždėms. Tai privertė suabejoti egzistuojančiais žvaigždžių formavimosi modeliais ir iškėlė klausimą: kaip šios monstrės tapo tokios milžiniškos?
Dabar nauji skaičiavimai atskleidė, kad žvaigždės galėjo susidaryti tuomet, kai lengvesnės žvaigždės, skriejusios aplink viena kitą dvinarėje sistemoje, susidūrė ir susiliejo. Kitais žodžiais tariant, tai buvo milžiniškas kratinys. „Įsivaizduokite dvi didžiules žvaigždes, skriejančias arti viena kitos, tačiau šią porą į skirtingas puses traukia kaimyninių žvaigždžių gravitacinė trauka. Jei jų pirminė sukimosi orbita ištempiama pakankamai daug, tuomet prasilenkdamos žvaigždės susiduria ir suformuoja vieną ypač masyvią žvaigždę“, - teigė tyrimo vadovas Sambaranas Banerjee iš Bonos universiteto Vokietijoje.
Norint įminti šią mįslę, prireikė iš tiesų milžiniškų skaičiavimų. S. Banerjee su kolegomis kompiuteriais modeliavo sąveiką tarp žvaigždžių į R136 panašiame telkinyje. R136 - regionas Tarantulo ūke, kur susiformavo visos keturios ultramasyvios žvaigždės. Tarantulo ūkas, 1 tūkst. šviesmečių skersmens dujų ir dulkių debesis, taip pat vadinamas „30 Doradus“ (30 Dor) kompleksu, yra Didžiajame Magelano Debesyje, trečioje pagal artumą Paukščių Takui galaktikoje.
Į tyrėjų R136 primenančio telkinio modelį įtrauka daugiau kaip 170 tūkst. žvaigždžių, visos kurios iš pradžių buvo normalios masės ir erdvėje pasiskirstė laukiamu būdu. Norėdama apskaičiuoti, kaip ši sistema keičiasi bėgant laikui, kompiuterinė simuliacija turėjo daugybę kartų spręsti 510 tūkst. lygčių sistemą, atsižvelgiant į tokius veiksnius kaip trauka, branduolinės reakcijos ir kiekvienos žvaigždės išskiriama energija bei tai, kas vyksta, kai dvi žvaigždės susiduria.
Bonos mokslininkai nustatė, kad „žvaigždės monstrės“ susiformavo jų modeliuotame į R136 panašiame telkinyje. Kiekviena jų iš pradžių buvo didelė, bet įprasta žvaigždė, priklausanti dvinarei porai, nesunkesnė nei universali 150 Saulės masių riba. Tačiau kažkuriuo metu netolimų žvaigždžių gravitacinė trauka iškreipė jų orbitas, tad žvaigždžių pora susidūrė. „Nors dviejų ypač masyvių žvaigždžių susidūrimas susijęs su ypač sudėtinga fizika, mes vis tiek įsitikinę, kad tai paaiškina žvaigždes monstres, kurias matome Tarantulo ūke“, - sakė S. Banerjee.
| Etapas | Apibūdinimas | Trukmė (priklausomai nuo masės) |
|---|---|---|
| Pagrindinė seka | Vandenilio virsmas heliu | Apie 6 mln. - 10 mlrd. metų |
| Submilžinių seka | Vandenilio virsmas heliu žiede | Kitas |
| Raudonųjų milžinių seka | Vandenilio virsmas heliu žiede, išsiplėtimas | Kitas |
| Horizontalioji seka | Helio virsmas anglimi | Kitas |
| Asimptotinė milžinių seka | Helio ir vandenilio virsmai žieduose | Kitas |
žymės: #Gime
Panašus:
- Neįtikėtinas žvaigždžių gimimo procesas: Sužinokite, kaip atsiranda dangaus šviesuliai!
- „Taip gimė žvaigždė“: filmo recenzija ir įdomūs faktai
- Kaip Tapti YouTube Žvaigžde: Efektyvūs Patarimai ir Slaptos Įžvalgos
- Vaikiška Gertuvė Su Šiaudeliu: Patogus Būdas Palaikyti Hidrataciją
- Gimtadienio Sveikinimai: Nuoširdžiausi Linkėjimai Visoms Amžiaus Grupėms, Kuriuos Vertėtų Siųsti Dabar!