Mazas zvaigznes dzīves cikls

Zvaigznes patiešām ir dzimušas no zvaigžņu putekļiem, un, tā kā zvaigznes ir rūpnīcas, kas ražo visus smagos elementus, mūsu pasaule un viss, kas tajā atrodas, arī nāk no zvaigžņu putekļiem.

Tās mākoņi, kas galvenokārt sastāv no ūdeņraža gāzes molekulām, peld apkārt neiedomājamā kosmosa aukstumā, līdz gravitācija liek tiem sabrukt sevī un veidot zvaigznes.

Visas zvaigznes ir radītas vienādas, taču, tāpat kā cilvēkiem, tām ir dažādas variācijas. Galvenais zvaigznes īpašību noteicējs ir tās veidošanā iesaistīto zvaigžņu putekļu daudzums.

Dažas zvaigznes ir ļoti lielas, un tām ir īsa, iespaidīga dzīve, bet citas ir tik mazas, ka tām tikko bija pietiekami daudz masas, lai vispirms kļūtu par zvaigzni, un tām ir ārkārtīgi ilgs mūžs. Zvaigznes dzīves cikls, kā skaidro NASA un citas kosmosa iestādes, ir ļoti atkarīgs no masas.

Zvaigznes, kuru izmērs ir aptuveni mūsu saules lielums, tiek uzskatītas par mazām zvaigznēm, taču tās nav tik mazas kā sarkanās rūķi, kuru masa ir aptuveni puse no saules masas un ir tikpat tuvu mūžīgumam, cik vien zvaigzne spēj gūt.

Zemas masas zvaigznes, piemēram, saules, dzīves cikls, kas tiek klasificēts kā G tipa galvenā zvaigzne (vai dzeltenais punduris), ilgst apmēram 10 miljardus gadu. Lai arī šāda izmēra zvaigznes nekļūst par supernovām, tās dzīvi beidz dramatiskā veidā.

Gravitācija, tas noslēpumainais spēks, kas uztur mūsu kājas pie zemes un planētas, kas griežas orbītā, ir atbildīga par zvaigžņu veidošanos. Starpzvaigžņu gāzes un putekļu mākoņos, kas peld ap Visumu, gravitācija sapludina molekulas mazos gabalos, kas atbrīvojas no vecāku mākoņiem un kļūst par protostariem. Dažreiz sabrukumu izraisa kosmisks notikums, piemēram, supernova.

Pateicoties palielinātajai masai, protostāri spēj piesaistīt vairāk zvaigžņu putekļu. Impulsa saglabāšana izraisa sabrukušo vielu, veidojot rotējošu disku, un temperatūru palielinās, palielinoties spiedienam un kinētiskajai enerģijai, ko izdala gāzes molekulas, kuras piesaista centrā.

Tiek uzskatīts, ka Orionas miglājā, cita starpā, ir vairāki protostari. Ļoti jauni bērni ir pārāk izkliedēti, lai būtu redzami, bet, saplūstot, tie galu galā kļūst necaurspīdīgi. Kad tas notiek, vielas akumulācija uztver infrasarkano starojumu kodolā, kas vēl vairāk palielina temperatūru un spiedienu, galu galā novēršot vairāku vielu nokrišanu kodolā.

Zvaigznes aploksne turpina piesaistīt matēriju un augt, līdz notiek kaut kas neticams.

Ir grūti noticēt, ka gravitācija, kas ir salīdzinoši vājš spēks, varētu izraisīt notikumu ķēdi, kas noved pie kodolreakcijas, taču tā arī notiek. Kamēr protostārs turpina akumulēt vielu, spiediens kodolā kļūst tik intensīvs, ka ūdeņradis sāk saplūst hēlijā, un protostars kļūst par zvaigzni.

Termo kodolaktivitātes parādīšanās rada intensīvu vēju, kas pulsē no zvaigznes gar rotācijas asi. Šis vējš izstumj materiālu, kas cirkulē ap zvaigznes perimetru. Šī ir zvaigznes veidošanās T-Tauri fāze, kurai raksturīga enerģiska virsmas aktivitāte, ieskaitot uzliesmojumus un izvirdumus. Šajā fāzē zvaigzne var zaudēt līdz pat 50 procentiem no savas masas, kas saules lieluma zvaigznei ilgst dažus miljonus gadu.

Galu galā materiāls ap zvaigznes perimetru sāk izkliedēties, un atlikušais saplūst planētās. Saules vējš norimst, un zvaigzne galvenajā virknējumā nosēžas stabilitātes periodā. Šajā periodā ārējais spēks, ko rada ūdeņraža un hēlija kodolsintēzes reakcija, kas rodas kodolā, līdzsvaro gravitācijas virzību uz iekšu, un zvaigzne nezaudē un neiegūst matēriju.

Lielākā daļa zvaigžņu nakts debesīs ir galvenās kārtas zvaigznes, jo šis periods ir līdz šim garākais jebkuras zvaigznes mūžā. Atrodoties galvenajā secībā, zvaigzne sapludina ūdeņradi hēlijā un turpina to darīt, līdz beidzas ūdeņraža degviela.

Kodolsintēzes reakcija masveida zvaigznēs notiek ātrāk nekā mazākās, tāpēc masīvas zvaigznes deg karstāk, ar baltu vai zilu gaismu, un tās deg īsāku laiku. Ja saules lieluma zvaigzne ilgs 10 miljardus gadu, supermasīvs zils gigants varētu ilgt tikai 20 miljonus.

Parasti galvenās secības zvaigznēs notiek divu veidu kodolreakcijas, bet mazākās zvaigznēs, piemēram, saulē, notiek tikai viens veids: protonu-protonu ķēde.

Protoni ir ūdeņraža kodoli, un zvaigznes kodolā tie pārvietojas pietiekami ātri, lai pārvarētu elektrostatisko atgrūšanos un sadurtos, veidojot hēlija-2 kodolus, atbrīvojot v-neitrīno un pozitrons procesā. Kad cits protons saduras ar jaunizveidotu hēlija-2 kodolu, tie saplūst hēlijā-3 un atbrīvo gamma fotonu. Visbeidzot, divi hēlija-3 kodoli saduras, izveidojot vienu hēlija-4 kodolu un vēl divus protonus, kas turpina ķēdes reakciju, tāpēc kopumā protonu-protonu reakcija patērē četrus protonus.

Viena apakšķēde, kas notiek galvenajā reakcijā, rada beriliju-7 un litiju-7, taču tie ir pārejas elementi, kas pēc sadursmes ar pozitronu apvieno divus hēlija-4 kodolus. Cita apakšķēde ražo beriliju-8, kas ir nestabils un spontāni sadalās divos hēlija-4 kodolos. Šie apakšprocesi veido apmēram 15 procentus no kopējās enerģijas ražošanas.

Zelta gadi cilvēka dzīves ciklā ir tie, kuros enerģija sāk mazināties, un tas pats attiecas arī uz zvaigzni. Zelta gadi zemas masas zvaigznei notiek tad, kad zvaigzne ir iztērējusi visu ūdeņraža degvielu tās kodolā, un šo periodu sauc arī par pēc galvenās kārtas. Kodolsintēzes reakcija kodolā beidzas, un ārējais hēlija apvalks sabrūk, radot siltumenerģiju, jo potenciālā enerģija sabrukušajā apvalkā tiek pārveidota par kinētisko enerģiju.

Papildu siltuma dēļ ūdenī esošais ūdeņradis atkal sāk sakausēties, taču šoreiz reakcija rada vairāk siltuma nekā tā, kad tā notika tikai kodolā.

Ūdeņraža apvalka slāņa saplūšana izstumj zvaigznes malas uz āru, un ārējā atmosfēra izplešas un atdziest, padarot zvaigzni par sarkanu milzi. Kad tas notiek ar sauli apmēram 5 miljardu gadu laikā, tā paplašināsies pusi no attāluma līdz Zemei.

Izplešanos papildina paaugstināta temperatūra kodolā, jo vairāk hēlija tiek izmests ūdeņraža kodolsintēzes reakcijās, kas notiek čaulā. Tas kļūst tik karsts, ka serumā sākas hēlija saplūšana, veidojot beriliju, oglekli un skābekli, un, tiklīdz šī reakcija (saukta par hēlija zibspuldzi) sākas, tā ātri izplatās.

Pēc tam, kad čaulā esošais hēlijs ir izsmelts, mazas zvaigznes kodols nespēj radīt pietiekami daudz siltuma, lai sakausētu radītos smagākos elementus, un čaulu apņemošais apvalks atkal sabrūk. Šis sabrukums rada ievērojamu siltuma daudzumu - pietiekami, lai sāktu hēlija saplūšanu čaulā - un jauno reakcija sāk jaunu izplešanās periodu, kura laikā zvaigznes rādiuss palielinās pat 100 reizes vairāk nekā sākotnēji rādiuss.

Kad mūsu saule sasniegs šo posmu, tā paplašināsies ārpus Marsa orbītas.

Jebkurā zvaigžņu dzīves cikla stāstā bērniem jāiekļauj planētu miglāju skaidrojums, jo tie ir vieni no visspilgtākajiem Visuma fenomeniem. Termins planētu miglājs ir nepareizs nosaukums, jo tam nav nekāda sakara ar planētām.

Tas ir fenomens, kas ir atbildīgs par dramatiskajiem Dieva Acs (spirāles miglāja) attēliem un citiem šādiem attēliem, kas aizpilda internetu. Planētu miglājs nebūt nav planētas raksturs, un tas ir mazas zvaigznes bojāejas paraksts.

Zvaigznei izplešoties otrajā sarkanā milzu fāzē, serde vienlaikus sabrūk ļoti karstā baltā krāsā punduris, kas ir blīvs atlikums, kura sākotnējās zvaigznes masas lielākā daļa ir iesaiņota Zemes lielumā sfēra. Baltais punduris izstaro ultravioleto starojumu, kas jonizē gāzi paplašinātajā apvalkā, radot dramatiskas krāsas un formas.

Planētu miglāji nav ilgstoši, izklīst apmēram 20 000 gadu laikā. Baltā pundurzvaigzne, kas paliek pēc planētas miglāja izkliedēšanas, tomēr ir ļoti ilgstoša. Būtībā tas ir oglekļa un skābekļa gabals, kas sajaukts ar elektroniem, kas ir tik cieši iepakoti, ka tiek uzskatīts, ka tie ir deģenerēti. Saskaņā ar kvantu mehānikas likumiem tos nevar saspiest tālāk. Zvaigzne ir miljonu reižu blīvāka par ūdeni.

Baltā pundura iekšpusē nekādas kodolsintēzes reakcijas nenotiek, taču tas paliek karsts, pateicoties nelielajam virsmas laukumam, kas ierobežo izstarotās enerģijas daudzumu. Galu galā tas atdzisīs, lai kļūtu par melnu, inertu oglekļa un deģenerētu elektronu kamolu, taču tas prasīs 10 līdz 100 miljardus gadu. Visums nav pietiekami vecs, lai tas vēl būtu noticis.

Zvaigzne, kas ir saules izmēra, kļūs par balto punduri, kad tā patērēs ūdeņraža degvielu, bet citai liktenim ir tāda, kuras galvenā masa ir 1,4 reizes lielāka par saules lielumu.

Zvaigznes ar šo masu, kas ir pazīstama kā Chandrasekhar robeža, turpina sabrukt, jo gravitācijas spēks ir pietiekams, lai pārvarētu elektronu deģenerācijas ārējo pretestību. Tā vietā, lai kļūtu par baltiem punduriem, viņi kļūst par neitronu zvaigznēm.

Tā kā Čandraseharas masas ierobežojums attiecas uz serdi pēc tam, kad zvaigzne ir izstarojusi lielu daļu savas masas, un tā kā zaudētā masa ir ievērojama, zvaigznei jābūt aptuveni astoņas reizes lielākai par saules masu, pirms tā nonāk sarkanajā milzu fāzē, lai kļūtu par neitronu zvaigzni.

Sarkanās rūķu zvaigznes ir tās, kuru masa ir no vienas līdz trim ceturtdaļām Saules masas. Tās ir stilīgākās no visām zvaigznēm un savos serdeņos neuzkrāj tik daudz hēlija. Līdz ar to viņi neizvēršas, lai kļūtu par sarkanajiem milžiem, kad viņi ir iztērējuši savu kodoldegvielu. Tā vietā viņi tieši saraujas baltos punduros, neradot planētas miglāju. Tā kā šīs zvaigznes deg tik lēni, tomēr paies ilgs laiks - varbūt pat 100 miljardi gadu -, pirms viena no tām iziet šo procesu.

Zvaigznes, kuru masa ir mazāka par 0,5 Saules masām, sauc par brūniem punduriem. Tās nemaz nav zvaigznes, jo, veidojoties, tām nebija pietiekami daudz masas, lai sāktu ūdeņraža saplūšanu. Gravitācijas spiedes spēki patiešām rada pietiekami daudz enerģijas, lai šādas zvaigznes izstarotu, bet tas ir ar tikko uztveramu gaismu spektra tālākajā sarkanajā galā.

Tā kā nav degvielas patēriņa, nekas neliedz šādai zvaigznei palikt tieši tā, kā tas ir tik ilgi, kamēr Visums turpinās. Tieši Saules sistēmas tuvumā varētu būt viens vai daudzi no tiem, un, tā kā tie spīd tik vāji, mēs nekad nezinātu, ka viņi tur atrodas.