Жизнен цикъл на малка звезда

Звездите наистина се раждат от звезден прах и тъй като звездите са фабриките, които произвеждат всички тежки елементи, нашият свят и всичко в него също идва от звезден прах.

Облаци от него, състоящи се предимно от молекули водороден газ, се носят в невъобразимата студенина на космоса, докато гравитацията ги принуди да се срутят върху себе си и да образуват звезди.

Всички звезди са създадени равни, но като хората, те се предлагат в много варианти. Основният определящ фактор за характеристиките на звездата е количеството звезден прах, участващо в нейното образуване.

Някои звезди са много големи и имат кратък, зрелищен живот, докато други са толкова малки, че едва са имали достатъчно маса, за да се превърнат в звезда, а те имат изключително дълъг живот. Жизненият цикъл на една звезда, както обясняват НАСА и други космически власти, силно зависи от масата.

Звездите с приблизителния размер на нашето слънце се считат за малки звезди, но те не са толкова малки, колкото червените джуджета, които имат маса около половината от тази на слънцето и са толкова близо до това да бъдат вечни, колкото може една звезда вземете.

Жизненият цикъл на звезда с ниска маса като слънцето, която е класифицирана като G-тип, основна звезда (или жълто джудже), продължава около 10 милиарда години. Въпреки че звезди с такъв размер не се превръщат в супернови, те завършват живота си по драматичен начин.

Гравитацията, онази мистериозна сила, която държи краката ни залепени за земята и планетите се въртят в орбитите си, е отговорна за формирането на звезди. В облаците от междузвезден газ и прах, които се носят около Вселената, гравитацията обединява молекулите в малки бучки, които се освобождават от родителските си облаци, за да станат протозвезди. Понякога колапсът се ускорява от космическо събитие, като свръхнова.

По силата на увеличената си маса, протозвездите са в състояние да привлекат повече звезден прах. Запазването на импулса кара разпадащата се материя да образува въртящ се диск и температурата се увеличава поради нарастващото налягане и кинетичната енергия, отделяна от молекулите на газа, привлечени към център.

Смята се, че наред с други места в мъглявината Орион съществуват няколко протозвезди. Много младите са твърде дифузни, за да бъдат видими, но в крайна сметка стават непрозрачни, когато се слеят. Тъй като това се случва, натрупването на материя улавя инфрачервеното лъчение в ядрото, което допълнително увеличава температурата и налягането, като в крайна сметка предотвратява попадането на повече материя в ядрото.

Пликът на звездата продължава да привлича материята и да расте, докато не се случи нещо невероятно.

Трудно е да се повярва, че гравитацията, която е сравнително слаба сила, може да ускори верига от събития, които водят до термоядрена реакция, но това се случва. Тъй като протозвездата продължава да натрупва материя, налягането в сърцевината става толкова силно, че водородът започва да се слива в хелий и протозвездата се превръща в звезда.

Появата на термоядрена активност създава интензивен вятър, който импулсира от звездата по оста на въртене. Материалът, циркулиращ по периметъра на звездата, се изхвърля от този вятър. Това е фазата на T-Tauri на формирането на звездата, която се характеризира с енергична повърхностна активност, включително изригвания и изригвания. Звездата може да загуби до 50 процента от масата си по време на тази фаза, която за звезда с големината на слънцето продължава няколко милиона години.

В крайна сметка материалът около периметъра на звездата започва да се разсейва и това, което остава, се слева в планети. Слънчевият вятър утихва и звездата се установява в период на стабилност на основната последователност. През този период външната сила, генерирана от реакцията на сливане на водород с хелий, възникваща в сърцевината, балансира вътрешното привличане на гравитацията и звездата нито губи, нито придобива материя.

Повечето от звездите на нощното небе са звезди с основна последователност, тъй като този период е най-дългият до момента в живота на която и да е звезда. Докато е в основната последователност, звездата слива водород в хелий и продължава да го прави, докато водородното си гориво свърши.

Реакцията на синтез се случва по-бързо при масивни звезди, отколкото при по-малките, така че масивните звезди изгарят по-горещо, с бяла или синя светлина и изгарят за по-кратко време. Докато една звезда с размерите на слънцето ще продължи 10 милиарда години, един супер масивен син гигант може да продължи само 20 милиона.

По принцип при звездите с основна последователност се наблюдават два вида термоядрени реакции, но при по-малки звезди, като слънцето, се среща само един тип: протон-протонната верига.

Протоните са водородни ядра и в ядрото на звезда те пътуват достатъчно бързо, за да преодолеят електростатичното отблъскване и се сблъскат, за да образуват ядра на хелий-2, освобождавайки v-неутрино и позитрон в процеса. Когато друг протон се сблъска с новообразувано ядро ​​хелий-2, те се сливат в хелий-3 и освобождават гама фотон. И накрая, две ядра хелий-3 се сблъскват, за да създадат едно ядро ​​хелий-4 и още два протона, които продължават да продължават верижната реакция, така че като цяло протон-протонната реакция консумира четири протона.

Една подверига, която се появява в основната реакция, произвежда берилий-7 и литий-7, но това са преходни елементи, които след сблъсък с позитрон се комбинират, за да създадат две ядра на хелий-4. Друга подверига произвежда берилий-8, който е нестабилен и спонтанно се разделя на две ядра хелий-4. Тези подпроцеси представляват около 15 процента от общото производство на енергия.

Златните години в жизнения цикъл на човешкото същество са онези, в които енергията започва да отслабва и същото важи и за звездата. Златните години за звезда с ниска маса настъпват, когато звездата е консумирала цялото водородно гориво в ядрото си, а този период е известен още като последователност след основната. Реакцията на синтез в ядрото спира и външната хелиева обвивка се срутва, създавайки топлинна енергия, тъй като потенциалната енергия в срутващата се обвивка се превръща в кинетична енергия.

Допълнителната топлина кара водородът в черупката да започне да се топи отново, но този път реакцията произвежда повече топлина, отколкото при самото ядро.

Сливането на слоя водородна обвивка изтласква краищата на звездата навън, а външната атмосфера се разширява и охлажда, превръщайки звездата в червен гигант. Когато това се случи със слънцето за около 5 милиарда години, то ще разшири половината от разстоянието до Земята.

Разширяването е придружено от повишени температури в сърцевината, тъй като повече хелий се изхвърля от реакциите на водороден синтез, протичащи в черупката. Толкова се нагорещява, че в сърцевината започва сливането на хелий, което произвежда берилий, въглерод и кислород и след като тази реакция (наречена хелиева светкавица) започне, тя се разпространява бързо.

След изчерпване на хелия в черупката, ядрото на малка звезда не може да генерира достатъчно топлина, за да се слеят по-тежките елементи, които са създадени, и обвивката около ядрото отново се срутва. Този колапс генерира значително количество топлина - достатъчно, за да започне сливането на хелий в черупката - и новото реакцията започва нов период на разширение, през който радиусът на звездата се увеличава със 100 пъти повече от първоначалния радиус.

Когато нашето слънце достигне този етап, то ще се разшири отвъд орбитата на Марс.

Всяка история за жизнения цикъл на звезда за деца трябва да включва обяснение на планетарните мъглявини, защото те са едни от най-поразителните явления във Вселената. Терминът планетарна мъглявина е погрешно наименование, защото няма нищо общо с планетите.

Това е феноменът, отговорен за драматичните образи на Божието око (Мъглявината Helix) и други подобни образи, които населяват интернет. Далеч от това да е планетарна по своята природа, планетарната мъглявина е признак на смъртта на малка звезда.

Тъй като звездата се разширява във втората си червена гигантска фаза, ядрото едновременно се срива в супер горещо бяло джудже, което е плътен остатък, който има по-голямата част от масата на оригиналната звезда, опакована в размер на Земята сфера. Бялото джудже излъчва ултравиолетово лъчение, което йонизира газа в разширяващата се обвивка, създавайки драматични цветове и форми.

Планетарните мъглявини не са дълготрайни и се разсейват за около 20 000 години. Белата джудже звезда, която остава след разсейването на планетарна мъглявина, обаче е много дълготрайна. Това е основно бучка въглерод и кислород, смесени с електрони, които са опаковани толкова плътно, че се казва, че са дегенерирани. Според законите на квантовата механика те не могат да бъдат компресирани по-далеч. Звездата е милион пъти по-плътна от водата.

В бяло джудже не се появяват реакции на сливане, но то остава горещо поради малката си повърхност, което ограничава количеството енергия, което излъчва. В крайна сметка ще се охлади, за да се превърне в черна, инертна бучка въглерод и дегенерирани електрони, но това ще отнеме от 10 до 100 милиарда години. Вселената не е достатъчно стара, за да може това още да се е случило.

Звезда с размерите на слънцето ще се превърне в бяло джудже, когато изразходва водородното си гориво, но една с маса в сърцевината си 1,4 пъти по-голяма от размера на слънцето преживява различна съдба.

Звездите с тази маса, която е известна като границата на Чандрасекар, продължават да се срутват, тъй като силата на гравитацията е достатъчна, за да преодолее външното съпротивление на електронното израждане. Вместо да станат бели джуджета, те се превръщат в неутронни звезди.

Тъй като границата на масата Чандрасекар се прилага за ядрото, след като звездата е излъчила голяма част от масата си, и тъй като загубената маса е значително, звездата трябва да има около осем пъти масата на слънцето, преди да влезе във фазата на червения гигант, за да се превърне в неутронна звезда.

Червените джуджета са тези с маса между половин до три четвърти от слънчевата маса. Те са най-готините от всички звезди и не натрупват толкова хелий в ядрата си. Следователно те не се разрастват, за да станат червени гиганти, когато изчерпат ядреното си гориво. Вместо това те се свиват директно в бели джуджета, без да произвеждат планетарна мъглявина. Тъй като тези звезди изгарят толкова бавно, обаче, ще мине много време - може би цели 100 милиарда години - преди една от тях да се подложи на този процес.

Звездите с маса под 0,5 слънчеви маси са известни като кафяви джуджета. Те всъщност изобщо не са звезди, защото когато са се образували, те не са имали достатъчно маса, за да инициират водородно сливане. Компресионните сили на гравитацията генерират достатъчно енергия, за да могат такива звезди да излъчват, но това е с едва забележима светлина в далечния червен край на спектъра.

Тъй като няма разход на гориво, няма нищо, което да попречи на такава звезда да остане точно такава, каквато е, докато съществува Вселената. Може да има един или много от тях в непосредствена близост до Слънчевата система и тъй като те блестят толкова слабо, никога не бихме разбрали, че са там.