Životný cyklus malej hviezdy

Hviezdy sa skutočne rodia z hviezdneho prachu a pretože hviezdy sú továrne, ktoré produkujú všetky ťažké prvky, náš svet a všetko v ňom pochádza aj z hviezdneho prachu.

Jeho oblaky pozostávajúce väčšinou z molekúl plynného vodíka plávajú okolo v nepredstaviteľnom chlade vesmíru, až kým ich gravitácia neprinúti skolabovať do seba a vytvoriť hviezdy.

Všetky hviezdy sú stvorené rovnako, ale rovnako ako ľudia, aj tieto prichádzajú v mnohých variáciách. Primárnym determinantom charakteristík hviezdy je množstvo hviezdneho prachu podieľajúceho sa na jej vzniku.

Niektoré hviezdy sú veľmi veľké a majú krátky, okázalý život, zatiaľ čo iné sú také malé, že sotva mali dosť hmoty na to, aby sa z nich stala hviezda, a majú mimoriadne dlhý život. Životný cyklus hviezdy, ako vysvetľuje NASA a ďalšie vesmírne autority, veľmi závisí od hmotnosti.

Hviezdy približne také veľké ako naše slnko sa považujú za malé hviezdy, ale nie sú také malé ako červené trpaslíci, ktorí majú hmotnosť asi polovicu hmotnosti slnka a sú tak blízko večnosti, ako to dokáže hviezda dostať.

Životný cyklus hviezdy s nízkou hmotnosťou, ako je slnko, ktorá je klasifikovaná ako hviezda hlavnej sekvencie (alebo žltého trpaslíka) typu G, trvá asi 10 miliárd rokov. Aj keď sa hviezdy tejto veľkosti nestanú supernovami, končí svoj život dramatickým spôsobom.

Gravitácia, tá záhadná sila, ktorá drží naše chodidlá zlepené so zemou a planéty rotujúce na ich obežných dráhach, je zodpovedná za vznik hviezd. V oblakoch medzihviezdneho plynu a prachu, ktoré plávajú okolo vesmíru, gravitácia spája molekuly do malých zhlukov, ktoré sa vylamujú z materských oblakov a stávajú sa protohviezdami. Niekedy sa zrútenie zrúti kozmickou udalosťou, napríklad supernovou.

Vďaka svojej väčšej hmotnosti sú protohviezdy schopné prilákať viac hviezdneho prachu. Zachovanie hybnosti spôsobuje, že zrútená hmota vytvorí rotujúci disk a teplotu sa zvyšuje z dôvodu zvyšujúceho sa tlaku a kinetickej energie uvoľnenej molekulami plynu priťahovanými k centrum.

Predpokladá sa, že v hmlovine Orion existuje okrem iných aj niekoľko protohviezd. Veľmi mladé sú príliš rozptýlené na to, aby ich bolo vidno, ale nakoniec sa stanú nepriehľadnými, keď sa spoja. Keď sa to stane, akumulácia hmoty zachytáva infračervené žiarenie v jadre, čo ďalej zvyšuje teplotu a tlak, čo nakoniec zabráni tomu, aby viac hmoty spadlo do jadra.

Obálka hviezdy naďalej priťahuje hmotu a rastie, až kým sa nestane niečo neuveriteľné.

Je ťažké uveriť, že gravitácia, ktorá je porovnateľne slabou silou, by mohla vyvolať reťaz udalostí, ktoré vedú k termonukleárnej reakcii, ale to sa stáva. Keď protohviezda pokračuje v hromadení hmoty, tlak v jadre je taký intenzívny, že sa vodík začne spájať do hélia a z protohviezdy sa stáva hviezda.

Nástup termonukleárnej aktivity vytvára intenzívny vietor, ktorý pulzuje z hviezdy pozdĺž osi rotácie. Materiál cirkulujúci po obvode hviezdy je týmto vetrom vyvrhovaný. Toto je fáza T-Tauri formácie hviezdy, ktorá sa vyznačuje energickou povrchovou aktivitou vrátane erupcií a erupcií. Hviezda môže počas tejto fázy stratiť až 50 percent svojej hmotnosti, ktorá pre hviezdu veľkú ako slnko vydrží niekoľko miliónov rokov.

Nakoniec sa materiál po obvode hviezdy začne rozplývať a to, čo zostalo, sa spája do planét. Slnečný vietor utícha a hviezda sa v hlavnej postupnosti usadzuje v období stability. Počas tohto obdobia vonkajšia sila generovaná fúznou reakciou vodíka na hélium vyskytujúca sa v jadre vyrovnáva príťažlivosť gravitácie smerom dovnútra a hviezda nestráca ani nezískava hmotu.

Väčšina hviezd na nočnej oblohe sú hviezdy hlavnej postupnosti, pretože toto obdobie je zďaleka najdlhšie v živote ktorejkoľvek hviezdy. Zatiaľ čo je v hlavnej sekvencii, hviezda fúzuje vodík na hélium a pokračuje v tom dovtedy, kým nedôjde jej vodíkové palivo.

Fúzna reakcia prebehne u hmotných hviezd rýchlejšie ako u menších, takže hmotné hviezdy horia horšie s bielym alebo modrým svetlom a horia kratšie. Zatiaľ čo hviezda veľká ako slnko vydrží 10 miliárd rokov, superhmotný modrý obor by mohol vydržať iba 20 miliónov.

Spravidla sa vo hviezdach s hlavnou sekvenciou vyskytujú dva typy termonukleárnych reakcií, ale v menších hviezdach, ako je napríklad slnko, sa vyskytuje iba jeden typ: protón-protónový reťazec.

Protóny sú vodíkové jadrá a v jadre hviezdy sa pohybujú dostatočne rýchlo na to, aby prekonali elektrostatický odpor a zrazili sa, aby vytvorili jadrá hélia-2, pričom uvoľnia v-neutrino a pozitrón v procese. Keď sa ďalší protón zrazí s novo vytvoreným jadrom hélia-2, spoja sa do hélia-3 a uvoľnia gama fotón. Nakoniec sa dve jadrá hélia-3 zrazia a vytvoria jedno jadro hélia-4 a ďalšie dva protóny, ktoré pokračujú v reťazovej reakcii, takže celkovo protón-protónová reakcia spotrebuje štyri protóny.

Jeden podreťazec, ktorý sa vyskytuje v rámci hlavnej reakcie, produkuje berýlium-7 a lítium-7, ale ide o prechodné prvky, ktoré po zrážke s pozitrónom kombinujú a vytvárajú dve jadrá hélia-4. Ďalší podreťazec produkuje berýlium-8, ktoré je nestabilné a spontánne sa rozdelí na dve jadrá hélia-4. Tieto čiastkové procesy tvoria asi 15 percent celkovej výroby energie.

Zlaté roky v životnom cykle človeka sú tie, v ktorých energia začína ubúdať, a to isté platí aj pre hviezdu. Zlaté roky pre hviezdu s nízkou hmotnosťou nastávajú, keď hviezda spotrebuje všetko vodíkové palivo vo svojom jadre, a toto obdobie je známe aj ako posthlavná sekvencia. Fúzna reakcia v jadre prestane a vonkajší plášť hélia sa zrúti, čím sa vytvorí tepelná energia, keď sa potenciálna energia v zrútiacom plášti premení na kinetickú energiu.

Dodatočné teplo spôsobí, že vodík v škrupine začne opäť taviť, ale tentokrát reakcia vyprodukuje viac tepla, ako keď sa vyskytla iba v jadre.

Fúzia vodíkovej škrupiny tlačí okraje hviezdy smerom von a vonkajšia atmosféra sa rozpína ​​a ochladzuje, čím sa hviezda mení na červeného obra. Keď sa to stane so slnkom asi za 5 miliárd rokov, rozšíri sa o polovicu vzdialenosti k Zemi.

Expanzia je sprevádzaná zvýšenými teplotami v jadre, keď sa viac hélia vylučuje reakciami fúzie vodíka, ku ktorým dochádza v obale. Je to také horúce, že v jadre začína fúzia hélia, pri ktorej vzniká berýlium, uhlík a kyslík, a akonáhle táto reakcia (nazývaná hélium flash) začne, rýchlo sa šíri.

Po vyčerpaní hélia v škrupine nemôže jadro malej hviezdy generovať dostatok tepla na fúziu vytvorených ťažších prvkov a škrupina obklopujúca jadro sa opäť zrúti. Tento kolaps generuje značné množstvo tepla - dosť na to, aby sa začala fúzia hélia v škrupine - a to nové Reakcia začína nové obdobie expanzie, počas ktorého sa polomer hviezdy zväčšuje až stonásobne oproti pôvodnému polomer.

Keď naše slnko dosiahne toto štádium, bude expandovať za obežnú dráhu Marsu.

Akýkoľvek príbeh o životnom cykle hviezdy pre deti by mal obsahovať vysvetlenie planetárnych hmlovín, pretože sú jedným z najvýraznejších javov vo vesmíre. Pojem planetárna hmlovina je nesprávny názov, pretože nemá nič spoločné s planétami.

Je to jav zodpovedný za dramatické obrazy Božieho oka (hmlovina Helix) a ďalšie podobné obrazy, ktoré obývajú internet. Planetárna hmlovina nie je ani zďaleka planetárna v prírode, ale podpisom zániku malej hviezdy.

Keď hviezda expanduje do svojej druhej fázy červeného obra, jadro sa súčasne zrúti do veľmi horúcej bielej trpaslík, čo je hustý zvyšok, ktorý má väčšinu hmotnosti pôvodnej hviezdy zabalenú do veľkosti Zeme sféra. Biely trpaslík emituje ultrafialové žiarenie, ktoré ionizuje plyn v rozpínajúcej sa škrupine a vytvára dramatické farby a tvary.

Planetárne hmloviny nie sú dlhotrvajúce a rozptýlia sa asi za 20 000 rokov. Hviezda bieleho trpaslíka, ktorá zostáva po rozptýlení planetárnej hmloviny, je však veľmi dlhodobá. Je to v podstate hrudka uhlíka a kyslíka zmiešaná s elektrónmi, ktoré sú zabalené tak tesne, že sa hovorí, že sú zdegenerované. Podľa zákonov kvantovej mechaniky sa už nedajú stlačiť ďalej. Hviezda je miliónkrát hustejšia ako voda.

Vo vnútri bieleho trpaslíka sa nevyskytujú žiadne fúzne reakcie, zostáva však horúci vďaka svojej malej ploche, ktorá obmedzuje množstvo energie, ktorú vyžaruje. Nakoniec sa ochladí, aby sa z neho stala čierna inertná hrudka uhlíka a zdegenerované elektróny, ale bude to trvať 10 až 100 miliárd rokov. Vesmír nie je dosť starý na to, aby k tomu ešte mohlo dôjsť.

Hviezda o veľkosti slnka sa stane bielym trpaslíkom, keď spotrebuje svoje vodíkové palivo, ale druhá s hmotnosťou v jadre 1,4-krát väčšou ako slnko zažije iný osud.

Hviezdy s touto hmotou, ktorá je známa ako Chandrasekharova hranica, sa naďalej zrútia, pretože gravitačná sila je dostatočná na prekonanie vonkajšieho odporu degenerácie elektrónov. Namiesto toho, aby sa z nich stali bieli trpaslíci, stávajú sa z nich neutrónové hviezdy.

Pretože hmotnostný limit Chandrasekhar platí pre jadro potom, čo hviezda vyžarovala veľkú časť svojej hmoty preč, a keďže stratená hmotnosť je značné, hviezda musí mať asi osemkrát väčšiu hmotnosť ako slnko predtým, ako vstúpi do fázy červeného obra, aby sa z nej stala neutrónová hviezda.

Červené trpasličie hviezdy sú hviezdy s hmotnosťou od pol do troch štvrtín slnečnej hmoty. Sú najchladnejšie zo všetkých hviezd a vo svojich jadrách nehromadí toľko hélia. V dôsledku toho sa nerozšíria, aby sa stali červenými obrami, keď vyčerpajú svoje jadrové palivo. Namiesto toho sa sťahujú priamo do bielych trpaslíkov bez produkcie planetárnej hmloviny. Pretože tieto hviezdy horia tak pomaly, bude to trvať ešte dlho - možno až 100 miliárd rokov - kým jedna z nich podstúpi tento proces.

Hviezdy s hmotnosťou menšou ako 0,5 slnečnej hmoty sú známe ako hnedí trpaslíci. V skutočnosti nie sú vôbec hviezdami, pretože keď vznikli, nemali dostatok hmoty na to, aby iniciovali fúziu vodíka. Kompresné sily gravitácie generujú dostatok energie na to, aby také hviezdy mohli vyžarovať, ale je to so sotva vnímateľným svetlom na ďalekom červenom konci spektra.

Pretože neexistuje žiadna spotreba paliva, nič nebráni tomu, aby takáto hviezda zostala presne taká, aká je, kým vesmír vydrží. V bezprostrednom susedstve slnečnej sústavy ich mohlo byť jedno alebo viac, a pretože svietia tak slabo, nikdy by sme nevedeli, že tam sú.