Življenjski cikel majhne zvezde

Zvezde se resnično rodijo iz zvezdnega prahu in ker so zvezde tovarne, ki proizvajajo vse težke elemente, tudi naš svet in vse v njem izvira iz zvezdnega prahu.

Njeni oblaki, sestavljeni večinoma iz molekul vodikovega plina, plavajo naokrog v nepredstavljivi hladnosti vesolja, dokler jih gravitacija ne prisili, da se nasesejo in tvorijo zvezde.

Vse zvezde so ustvarjene enakovredno, toda tako kot ljudje tudi v številnih različicah. Primarni dejavnik značilnosti zvezde je količina zvezdnega prahu, ki sodeluje pri njenem nastanku.

Nekatere zvezde so zelo velike in imajo kratka, spektakularna življenja, druge pa so tako majhne, ​​da so komaj imele dovolj mase, da so sploh postale zvezde, te pa imajo izjemno dolgo življenje. Življenjski cikel zvezde je, kot pojasnjujejo NASA in druge vesoljske oblasti, zelo odvisen od mase.

Zvezde, približno velike kot naše sonce, veljajo za majhne zvezde, vendar niso tako majhne kot rdeče škratje, ki imajo maso približno polovico mase sonca in so tako blizu, da bi bili večni, kot lahko zvezda dobili.

Življenjski cikel zvezde z majhno maso, kot je sonce, ki je uvrščena med zvezde G-tipa, glavnega zaporedja (ali rumenega palčka), traja približno 10 milijard let. Čeprav zvezde te velikosti ne postanejo supernove, svoje življenje končajo na dramatičen način.

Gravitacija, tista skrivnostna sila, zaradi katere so naša stopala prilepljena na tla in planeti, ki se vrtijo v svojih orbitah, je odgovorna za nastanek zvezd. V oblakih medzvezdnega plina in prahu, ki plavajo po vesolju, gravitacija združi molekule v majhne grudice, ki se osvobodijo svojih matičnih oblakov in postanejo protozvezdnice. Včasih kolaps pospeši vesoljni dogodek, na primer supernova.

Zaradi povečane mase lahko protozvezdniki pritegnejo več zvezdnega prahu. Ohranjanje zagona povzroči, da se tvar, ki se seseda, tvori vrtljivi disk in temperatura povečuje se zaradi naraščajočega tlaka in kinetične energije, ki jo sproščajo molekule plina, ki jih privlačijo center.

Verjame se, da med drugim v meglici Orion obstaja več protozvezdnic. Zelo mladi so preveč razpršeni, da bi bili vidni, vendar sčasoma postanejo neprozorni, ko se združijo. Ko se to zgodi, kopičenje snovi ujame infrardeče sevanje v jedru, kar še poveča temperaturo in tlak in sčasoma prepreči, da bi več snovi padlo v jedro.

Ovojnica zvezde še naprej privlači snov in raste, dokler se ne zgodi nekaj neverjetnega.

Težko je verjeti, da bi gravitacija, ki je razmeroma šibka sila, lahko pospešila verigo dogodkov, ki vodi do termonuklearne reakcije, toda to se zgodi. Ko protozvezda še naprej nabira snovi, postane tlak v jedru tako močan, da se vodik začne taljeti v helij, in protozvezda postane zvezda.

Prihod termonuklearne aktivnosti ustvarja močan veter, ki pulzira od zvezde vzdolž osi vrtenja. Material, ki kroži po obodu zvezde, ta veter izvrže. To je faza nastanka zvezde T-Tauri, za katero je značilna močna površinska aktivnost, vključno z vžigi in izbruhi. Zvezda lahko v tej fazi, ki za zvezdo velikosti sonca traja nekaj milijonov let, izgubi do 50 odstotkov svoje mase.

Sčasoma se material po obodu zvezde začne razpadati in tisto, kar ostane, se združi v planete. Sončni veter popusti in zvezda se ustali v obdobju stabilnosti na glavnem zaporedju. V tem obdobju sila navzven, ki nastane zaradi fuzijske reakcije vodika in helija, ki se pojavi v jedru, uravnoteži vlečno silo navznoter in zvezda niti ne izgubi niti pridobi snovi.

Večina zvezd na nočnem nebu so zvezde glavnega zaporedja, ker je to obdobje najdaljše v življenju katere koli zvezde. Medtem ko je zvezda v glavnem zaporedju, zlije vodik v helij in to nadaljuje, dokler ne zmanjka vodikovega goriva.

Fuzijska reakcija se pri masivnih zvezdah zgodi hitreje kot pri manjših, zato masivne zvezde gorijo bolj vroče, z belo ali modro svetlobo in gorijo krajši čas. Medtem ko bo zvezda v velikosti sonca trajala 10 milijard let, super masivni modri velikan morda zdrži le 20 milijonov.

Na splošno se pri zvezdah glavnega zaporedja pojavita dve vrsti termonuklearnih reakcij, pri manjših zvezdah, kot je sonce, pa le ena vrsta: protonsko-protonska veriga.

Protoni so jedra vodika in v jedru zvezde potujejo dovolj hitro, da premagajo elektrostatično odbijanje in trčijo, da tvorijo jedra helija-2, pri čemer sprostijo v-nevtrino in pozitron v procesu. Ko drug proton trči v novonastalo jedro helija-2, se zlije v helij-3 in sprosti gama foton. Končno dve jedri helija-3 trčita, da bi ustvarili eno jedro helija-4 in še dva protona, ki nadaljujeta verižno reakcijo, tako da skupaj protonsko-protonska reakcija porabi štiri protone.

Ena podveza, ki se pojavi v glavni reakciji, proizvaja berilij-7 in litij-7, vendar sta to prehodna elementa, ki po trku s pozitronom združita dve jedri helija-4. Druga podveza proizvaja berilij-8, ki je nestabilen in se spontano razcepi na dve jedri helija-4. Ti podprocesi predstavljajo približno 15 odstotkov celotne proizvodnje energije.

Zlata leta v življenjskem ciklu človeka so tista, v katerih začne energija upadati, enako velja za zvezdo. Zlata leta za zvezdo z majhno maso nastopijo, ko je zvezda porabila vse vodikovo gorivo v svojem jedru, to obdobje pa je znano tudi kot zaporedje zaporedja. Fuzijska reakcija v jedru preneha in zunanja helijeva lupina propade, kar ustvarja toplotno energijo, saj se potencialna energija v rušeči se lupini pretvori v kinetično.

Dodatna toplota povzroči, da se vodik v lupini spet začne topiti, toda tokrat reakcija proizvede več toplote, kot je bila, ko se je zgodila samo v jedru.

Fuzija plasti vodikove lupine potisne robove zvezde navzven, zunanja atmosfera pa se razširi in ohladi ter zvezdo spremeni v rdečega velikana. Ko se bo to zgodilo s soncem čez približno 5 milijard let, bo razširilo polovico razdalje do Zemlje.

Razširitev spremljajo povišane temperature v jedru, saj se zaradi reakcij fuzije vodika, ki se pojavijo v lupini, odvrže več helija. Tako se vroče začne, da se v jedru začne fuzija helija, ki proizvaja berilij, ogljik in kisik, in ko se ta reakcija (imenovana helijev blisk) začne, hitro razširi.

Ko se helij v lupini izčrpa, jedro majhne zvezde ne more ustvariti dovolj toplote, da bi zlili težje elemente, ki so bili ustvarjeni, in lupina, ki obdaja jedro, se spet sesuje. Ta kolaps ustvari znatno količino toplote - dovolj za začetek fuzije helija v lupini - in novo reakcija začne novo obdobje širjenja, v katerem se polmer zvezde poveča kar za 100-krat večji od prvotnega polmer.

Ko bo naše sonce doseglo to stopnjo, se bo razširilo izven Marsove orbite.

Vsaka zgodba o življenjskem ciklu zvezd za otroke bi morala vsebovati razlago planetarnih meglic, ker so to nekateri najbolj presenetljivi pojavi v vesolju. Izraz planetarna meglica je napačno poimenovan, ker nima nič skupnega s planeti.

Pojav je odgovoren za dramatične podobe Božjega očesa (meglica Helix) in drugih podob, ki naseljujejo internet. Planetna meglica še zdaleč ni planetarna narava, ampak je podpis smrti majhne zvezde.

Ko se zvezda razširi v svojo drugo rdečo velikansko fazo, se jedro hkrati sesede v zelo vročo belo pritlikavec, ki je gost ostanek, ki ima večino mase prvotne zvezde zapakirane v velikost Zemlje krogla. Beli škrat oddaja ultravijolično sevanje, ki ionizira plin v razširjajoči se lupini in ustvarja dramatične barve in oblike.

Planetarne meglice niso dolgotrajne in se razpršijo v približno 20.000 letih. Bela pritlikava zvezda, ki ostane po razpadu planetarne meglice, pa je zelo dolgotrajna. V bistvu gre za kepo ogljika in kisika, pomešano z elektroni, ki so zapakirani tako tesno, da naj bi bili degenerirani. V skladu z zakoni kvantne mehanike jih ni mogoče stisniti dlje. Zvezda je milijonkrat bolj gosta od vode.

Znotraj belega pritlikavca ne pride do fuzijskih reakcij, ki pa ostane vroča zaradi majhne površine, ki omejuje količino energije, ki jo oddaja. Sčasoma se bo ohladilo in postalo črna, inertna kepa ogljika in izrojeni elektroni, vendar bo to trajalo od 10 do 100 milijard let. Vesolje še ni dovolj staro, da bi se to še zgodilo.

Zvezda v velikosti sonca bo postala bela pritlikavka, ko porabi vodikovo gorivo, toda tista z maso v jedru, ki je 1,4-krat večja od sonca, doživi drugačno usodo.

Zvezde s to maso, ki jo poznamo pod imenom Chandrasekharjeva meja, se še naprej rušijo, ker je sila gravitacije dovolj, da premaga zunanjo upornost elektronske degeneracije. Namesto da postanejo beli palčki, postanejo nevtronske zvezde.

Ker Chandrasekharjeva mejna masa velja za jedro, potem ko je zvezda odsevala velik del svoje mase, in ker je izgubljena masa enaka precejšnja, mora imeti zvezda približno osemkratno maso sonca, preden vstopi v fazo rdečega orjaka, da postane nevtronska zvezda.

Rdeče pritlikave zvezde so tiste z maso med pol in tri četrtine sončne mase. So najbolj kul med vsemi zvezdami in v svojih jedrih ne kopičijo toliko helija. Posledično se ne razširijo in postanejo rdeči velikani, ko izčrpajo jedrsko gorivo. Namesto tega se neposredno sklenejo v bele pritlikavke, ne da bi ustvarili planetarno meglico. Ker te zvezde tako počasi gorijo, bo minilo še veliko časa - morda celo 100 milijard let -, preden bo ena od njih začela ta postopek.

Zvezde z maso manj kot 0,5 sončne mase so znane kot rjavi pritlikavci. Sploh niso zvezde, ker ko so nastali, niso imeli dovolj mase, da bi sprožili fuzijo vodika. Stiskalne sile gravitacije sicer ustvarjajo dovolj energije, da lahko takšne zvezde sevajo, vendar je s komaj zaznavno svetlobo na skrajnem rdečem koncu spektra.

Ker ni porabe goriva, nič ne preprečuje, da bi takšna zvezda ostala točno takšna, kot je, dokler traja vesolje. Lahko jih je eden ali več v neposredni bližini sončnega sistema in ker tako slabo svetijo, nikoli ne bi vedeli, da so tam.