Životni ciklus male zvijezde

Zvijezde se uistinu rađaju iz zvjezdane prašine, a budući da su zvijezde tvornice koje proizvode sve teške elemente, naš svijet i sve u njemu također dolazi iz zvjezdane prašine.

Oblaci koji se sastoje uglavnom od molekula plinovitog vodika lebde uokolo u nezamislivoj hladnoći svemira dok ih gravitacija ne prisili da se uruše u sebe i tvore zvijezde.

Sve su zvijezde stvorene jednake, ali poput ljudi imaju mnogo varijacija. Primarna odrednica karakteristika zvijezde je količina zvjezdane prašine koja je uključena u njezino stvaranje.

Neke su zvijezde vrlo velike i imaju kratke, spektakularne živote, dok su druge toliko male da su jedva imale dovoljno mase da postanu zvijezde, a one imaju izuzetno dug život. Životni ciklus zvijezde, kako objašnjavaju NASA i druge svemirske vlasti, uvelike ovisi o masi.

Zvijezde približno veličine našeg sunca smatraju se malim zvijezdama, ali nisu tako male kao crvene patuljci, koji imaju masu otprilike upola manju od sunca i blizu su vječnosti koliko to može zvijezda dobiti.

Životni ciklus zvijezde male mase poput sunca, koja je klasificirana kao zvijezda G-tipa, glavne sekvence (ili žuti patuljak), traje oko 10 milijardi godina. Iako zvijezde ove veličine ne postaju supernove, svoj život završavaju na dramatičan način.

Gravitacija, ta misteriozna sila koja drži naša stopala zalijepljenima za tlo i planete koji se vrte u svojim orbitama, odgovorna je za stvaranje zvijezda. Unutar oblaka međuzvjezdanih plinova i prašine koji lebde oko svemira, gravitacija spaja molekule u male nakupine, koje se oslobađaju svojih matičnih oblaka i postaju protozvijezde. Ponekad kolaps ubrzava kozmički događaj, poput supernove.

Zahvaljujući povećanoj masi, protozvijezde su u stanju privući više zvjezdane prašine. Očuvanje količine gibanja uzrokuje da materija koja kolabira tvori rotirajući disk i temperaturu povećava se zbog povećanja tlaka i kinetičke energije koju oslobađaju molekule plina privučene centar.

Vjeruje se da, među ostalim, u maglici Orion postoji nekoliko protozvijezda. Vrlo mladi su previše difuzni da bi bili vidljivi, ali na kraju postaju neprozirni dok se spajaju. Kako se to događa, nakupljanje tvari zarobljava infracrveno zračenje u jezgri, što dodatno povećava temperaturu i tlak, na kraju sprečavajući da više materije padne u jezgru.

Omotnica zvijezde i dalje privlači materiju i raste, sve dok se ne dogodi nešto nevjerojatno.

Teško je povjerovati da bi gravitacija, koja je relativno slaba sila, mogla ubrzati lanac događaja koji dovodi do termonuklearne reakcije, ali to se događa. Kako protozvijezda nastavlja prikupljati tvar, tlak u jezgri postaje toliko intenzivan da se vodik počinje topiti u helij, a protozvijezda postaje zvijezda.

Pojava termonuklearne aktivnosti stvara intenzivan vjetar koji pulsira od zvijezde duž osi rotacije. Ovaj vjetar izbacuje materijal koji kruži po obodu zvijezde. Ovo je T-Tauri faza nastanka zvijezde, koju karakterizira snažna površinska aktivnost, uključujući baklje i erupcije. Zvijezda može izgubiti do 50 posto svoje mase tijekom ove faze, koja za zvijezdu veličine sunca traje nekoliko milijuna godina.

Na kraju se materijal oko perimetra zvijezde počinje rasipati, a ono što je preostalo spaja se u planete. Sunčev vjetar jenjava, a zvijezda se smješta u razdoblje stabilnosti na glavnom nizu. U tom razdoblju vanjska sila generirana reakcijom fuzije vodika na helij koja se javlja u jezgri uravnotežuje unutarnji privlak gravitacije i zvijezda niti gubi niti dobiva materiju.

Većina zvijezda na noćnom nebu su zvijezde glavnog slijeda, jer je ovo razdoblje daleko najdulje u životnom vijeku bilo koje zvijezde. Dok je u glavnom nizu, zvijezda stapa vodik u helij i to nastavlja sve dok joj vodikovo gorivo ne ponestane.

Reakcija fuzije događa se brže u masivnim zvijezdama nego u manjim, pa masivne zvijezde gore jače, s bijelim ili plavim svjetlom, i gore kraće vrijeme. Dok će zvijezda veličine sunca trajati 10 milijardi godina, super masivni plavi div mogao bi trajati samo 20 milijuna.

Općenito se kod zvijezda glavnog slijeda javljaju dvije vrste termonuklearnih reakcija, ali kod manjih zvijezda, poput sunca, javlja se samo jedna vrsta: protonsko-protonski lanac.

Protoni su jezgre vodika i u jezgri zvijezde putuju dovoljno brzo da prevladaju elektrostatičku odbojnost i sudare se da bi stvorili jezgre helija-2, oslobađajući v-neutrino i pozitron u procesu. Kad se drugi proton sudari s novonastalom jezgrom helija-2, oni se stapaju u helij-3 i oslobađaju gama foton. Konačno, dvije se jezgre helija-3 sudaraju da bi stvorile jednu jezgru helij-4 i još dva protona, koja nastavljaju lančanu reakciju, pa, sve u svemu, protonsko-protonska reakcija troši četiri protona.

Jedan pod-lanac koji se javlja u glavnoj reakciji stvara berilij-7 i litij-7, ali to su prijelazni elementi koji nakon sudara s pozitronom kombiniraju dvije jezgre helija-4. Drugi pod-lanac proizvodi berilij-8, koji je nestabilan i spontano se dijeli na dvije jezgre helija-4. Ti potprocesi čine oko 15 posto ukupne proizvodnje energije.

Zlatne godine u životnom ciklusu ljudskog bića su one u kojima energija počinje slabiti, a isto vrijedi i za zvijezdu. Zlatne godine za zvijezdu male mase događaju se kada je zvijezda potrošila svo vodikovo gorivo u svojoj jezgri, a to je razdoblje poznato i kao post-glavni slijed. Reakcija fuzije u jezgri prestaje, a vanjska ljuska helija se urušava, stvarajući toplinsku energiju dok se potencijalna energija u rušećoj ljusci pretvara u kinetičku energiju.

Dodatna toplina dovodi do ponovnog topljenja vodika u ljusci, no ovaj put reakcija proizvodi više topline nego što je bila kada se dogodila samo u jezgri.

Fuzija sloja vodikove ljuske gura rubove zvijezde prema van, a vanjska atmosfera širi se i hladi, pretvarajući zvijezdu u crvenog diva. Kad se to dogodi Suncu za otprilike 5 milijardi godina, proširit će pola udaljenosti do Zemlje.

Ekspanziju prate povišene temperature u jezgri jer se više reakcija fuzije vodika koje se događaju u ljusci odlaže više helija. Postaje toliko vruće da fuzija helija započinje u jezgri, proizvodeći berilij, ugljik i kisik, a kad reakcija (nazvana bljesak helija) započne, brzo se širi.

Nakon što se helij u ljusci iscrpi, jezgra male zvijezde ne može generirati dovoljno topline da stapi teže elemente koji su stvoreni, a ljuska koja okružuje jezgru ponovno se sruši. Ovaj kolaps generira značajnu količinu topline - dovoljno da započne fuziju helija u ljusci - i novu reakcija započinje novo razdoblje širenja tijekom kojeg se polumjer zvijezde povećava čak 100 puta od svog izvornika radius.

Kad naše sunce dosegne ovu fazu, proširit će se izvan Marsove orbite.

Svaka priča o životnom ciklusu dječje zvijezde trebala bi sadržavati objašnjenje planetarnih maglica, jer su one neke od najupečatljivijih pojava u svemiru. Pojam planetarna maglica pogrešan je naziv, jer nema nikakve veze s planetima.

To je fenomen zaslužan za dramatične slike Božjeg oka (maglica Helix) i druge takve slike koje naseljavaju Internet. Daleko od toga da je planetarne prirode, planetarna maglica je potpis smrti male zvijezde.

Kako se zvijezda širi u svoju drugu fazu crvenog diva, jezgra se istovremeno ruši u super vruću bijelu patuljak, gusti ostatak koji većinu mase izvorne zvijezde spakira u veličinu Zemlje sfera. Bijeli patuljak emitira ultraljubičasto zračenje koje ionizira plin u ljusci koja se širi, stvarajući dramatične boje i oblike.

Planetarne maglice nisu dugotrajne, rasipaju se za oko 20 000 godina. Bijela patuljasta zvijezda koja ostaje nakon što se planetarna maglica rasprši, vrlo je dugotrajna. To je u osnovi nakupina ugljika i kisika pomiješana s elektronima koji su upakirani tako čvrsto da se kaže da su degenerirani. Prema zakonima kvantne mehanike, ne mogu se dalje stisnuti. Zvijezda je milijun puta gušća od vode.

Unutar bijelog patuljka ne događaju se fuzijske reakcije, ali on ostaje vruć zbog svoje male površine, što ograničava količinu energije koju zrači. Na kraju će se ohladiti i postati crna, inertna nakupina ugljika i izrođeni elektroni, ali to će trajati 10 do 100 milijardi godina. Svemir nije dovoljno star da bi se to još moglo dogoditi.

Zvijezda veličine sunca postat će bijeli patuljak kad potroši svoje vodikovo gorivo, ali ona čija je masa u srži 1,4 puta veća od sunca doživljava drugačiju sudbinu.

Zvijezde s ovom masom, koja je poznata kao Chandrasekharova granica, nastavljaju se rušiti, jer je sila gravitacije dovoljna da prevlada vanjski otpor degeneracije elektrona. Umjesto da postanu bijeli patuljci, oni postaju neutronske zvijezde.

Budući da se ograničenje Chandrasekhar mase odnosi na jezgru nakon što je zvijezda zračila veći dio svoje mase, i budući da je izgubljena masa znatno, zvijezda mora imati oko osam puta veću masu od sunca prije nego što uđe u fazu crvenog diva da bi postala neutronska zvijezda.

Crvene patuljaste zvijezde su one s masom između pola do tri četvrtine Sunčeve mase. Oni su najhladnije od svih zvijezda i ne nakupljaju toliko helija u svojim jezgrama. Posljedično tome, oni se ne šire i postaju crveni divovi kad iscrpe nuklearno gorivo. Umjesto toga, ugovaraju se izravno u bijele patuljke bez stvaranja planetarne maglice. Budući da ove zvijezde gore tako sporo, proći će puno vremena - možda čak 100 milijardi godina - prije nego što se jedna od njih podvrgne ovom procesu.

Zvijezde mase manje od 0,5 Sunčeve mase poznate su kao smeđi patuljci. Oni zapravo uopće nisu zvijezde, jer kad su nastali, nisu imali dovoljno mase da pokrenu fuziju vodika. Kompresijske sile gravitacije stvaraju dovoljno energije da takve zvijezde mogu zračiti, ali to je s jedva primjetnom svjetlošću na krajnjem crvenom kraju spektra.

Budući da nema potrošnje goriva, ništa ne može spriječiti takvu zvijezdu da ostane točno onakva kakva je sve dok traje svemir. Mogao bi biti jedan ili više njih u neposrednom susjedstvu Sunčevog sustava, a budući da tako slabo sjaje, nikad ne bismo znali da su tamo.