Животни циклус мале звезде

Звезде се заиста рађају из звездасте прашине, а зато што су звезде фабрике које производе све тешке елементе, наш свет и све у њему такође потиче из звездасте прашине.

Облаци од њега, који се углавном састоје од молекула гасовитог водоника, лебде у незамисливој хладноћи свемира док их гравитација не приморава да се уруше у себе и формирају звезде.

Све звезде су створене једнаке, али као и људи, постоје у многим варијацијама. Примарна одредница карактеристика звезде је количина звездине прашине која је укључена у њено формирање.

Неке звезде су веома велике и имају кратке, спектакуларне животе, док су друге толико мале да су једва имале довољно масе да постану звезда, а ове имају изузетно дуг живот. Животни циклус звезде, како објашњавају НАСА и друге свемирске власти, веома зависи од масе.

Звезде приближно величине нашег сунца сматрају се малим звездама, али нису тако мале као црвене патуљци, који имају масу отприлике упола мању од сунца и најближи су вечности као што звезда може добити.

Животни циклус звезде мале масе попут сунца, која је класификована као звезда Г-типа, главне секвенце (или жути патуљак), траје око 10 милијарди година. Иако звезде ове величине не постају супернове, свој живот завршавају на драматичан начин.

Гравитација, та мистериозна сила која држи наша стопала залепљена за земљу и планете које се врте у својим орбитама, одговорна је за стварање звезда. Унутар облака међузвезданог гаса и прашине који лебде око универзума, гравитација спаја молекуле у мале накупине, које се ослобађају својих матичних облака и постају протозвезде. Понекад колапс убрзава космички догађај, попут супернове.

Захваљујући повећаној маси, протозвезде су у стању да привуку више звездане прашине. Очување импулса узрокује да материја у колапсу формира ротирајући диск и температуру повећава се због повећања притиска и кинетичке енергије коју ослобађају молекули гаса привучени центар.

Верује се да, између осталог, у маглини Орион постоји неколико протозвезда. Врло млади су превише дифузни да би били видљиви, али на крају постају непрозирни док се спајају. Како се то догађа, накупљање материје заробљава инфрацрвено зрачење у језгру, што даље повећава температуру и притисак, на крају спречавајући да више материје падне у језгро.

Омотај звезде наставља да привлачи материју и расте, међутим, све док се не догоди нешто невероватно.

Тешко је поверовати да би гравитација, која је релативно слаба сила, могла да убрза ланац догађаја који доводи до термонуклеарне реакције, али то се дешава. Како прото звезда наставља да прикупља материју, притисак у језгру постаје толико интензиван да водоник почиње да се стапа у хелијум, а прото звезда постаје звезда.

Појава термонуклеарне активности ствара интензиван ветар који пулсира од звезде дуж осе ротације. Овај ветар избацује материјал који кружи по ободу звезде. Ово је Т-Таури фаза формирања звезде, коју карактерише снажна површинска активност, укључујући бакље и ерупције. Звезда током ове фазе, која за звезду величине сунца траје неколико милиона година, може изгубити и до 50 процената своје масе.

На крају, материјал око периметра звезде почиње да се распршује, а оно што је преостало спаја се у планете. Сунчев ветар јењава, а звезда се поставља у период стабилности на главном низу. Током овог периода, спољашња сила генерисана реакцијом фузије водоника на хелијум која се јавља у језгру уравнотежава унутрашњи привлак гравитације, а звезда нити губи нити добија материју.

Већина звезда на ноћном небу су звезде главног низа, јер је овај период најдужи у животном веку било које звезде. Док је у главном низу, звезда стапа водоник у хелијум и то наставља да чини док јој водонично гориво не исцрпи.

Реакција фузије се брже дешава код масивних звезда него код мањих, па масивне звезде горе јаче, белом или плавом светлошћу, и горе краће време. Док ће звезда величине сунца трајати 10 милијарди година, супер масивни плави гигант могао би трајати само 20 милиона.

Генерално се јављају две врсте термонуклеарних реакција код звезда главног низа, али код мањих звезда, попут сунца, јавља се само једна врста: протонско-протонски ланац.

Протони су језгра водоника и у језгру звезде путују довољно брзо да савладају електростатичку одбојност и сударе се да би створили језгра хелијума-2, ослобађајући в-неутрино и позитрон у процесу. Када се други протон судари са новонасталим језгром хелијума-2, они се стапају у хелијум-3 и ослобађају гама фотон. Коначно, два језгра хелијума-3 се сударају да би створили једно језгро хелијум-4 и још два протона која настављају ланчану реакцију, тако да, све у свему, протонско-протонска реакција троши четири протона.

Један под-ланац који се јавља у главној реакцији производи берилијум-7 и литијум-7, али то су прелазни елементи који се, после судара са позитроном, комбинују и стварају два језгра хелијума-4. Други под-ланац производи берилијум-8, који је нестабилан и спонтано се дели на два језгра хелијума-4. Ови потпроцеси чине око 15 процената укупне производње енергије.

Златне године у животном циклусу човека су оне у којима енергија почиње да опада, а исто важи и за звезду. Златне године за звезду мале масе наступају када звезда потроши цело водонично гориво у свом језгру, а овај период је познат и као пост-главни низ. Реакција фузије у језгру престаје, а спољна хелијумска овојница се руши, стварајући топлотну енергију док се потенцијална енергија у колапсној љусци претвара у кинетичку.

Додатна топлота доводи до поновног топљења водоника у љусци, али овог пута реакција производи више топлоте него што је била када се догодила само у језгру.

Фузија слоја водоничне љуске потискује ивице звезде напоље, а спољна атмосфера се шири и хлади, претварајући звезду у црвеног гиганта. Када се ово догоди сунцу за око 5 милијарди година, оно ће проширити пола удаљености до Земље.

Ширење је праћено повишеним температурама у језгру, јер се више хелија одлаже реакцијама фузије водоника које се јављају у љусци. Постаје толико вруће да фузија хелија започиње у језгру, производећи берилијум, угљеник и кисеоник, а када ова реакција (која се назива блиц хелија) започне, брзо се шири.

Након исцрпљења хелијума у ​​љусци, језгро мале звезде не може да произведе довољно топлоте да стапи теже елементе који су створени, а љуска која окружује језгро поново се сруши. Овај колапс генерише значајну количину топлоте - довољно да започне фузију хелијума у ​​љусци - и нову реакција започиње нови период ширења током којег се радијус звезде повећава чак 100 пута од свог првобитног радијус.

Када наше сунце достигне ову фазу, прошириће се изван Марсове орбите.

Свака прича о животном циклусу звезде за децу треба да садржи објашњење планетарних маглина, јер су оне неке од најупечатљивијих појава у свемиру. Термин планетарна маглина је погрешан назив, јер нема никакве везе са планетама.

То је феномен одговоран за драматичне слике Божјег ока (маглина Хелик) и друге такве слике које насељавају Интернет. Далеко од планетарне природе, планетарна маглина је потпис смрти мале звезде.

Како се звезда шири у своју другу црвену џиновску фазу, језгро се истовремено руши у изузетно врућу белу патуљак, густи остатак који већину масе првобитне звезде спакује у величину Земље сфера. Бели патуљак емитује ултраљубичасто зрачење које јонизује гас у љусци која се шири, стварајући драматичне боје и облике.

Планетарне маглине нису дуготрајне, расипају се за око 20 000 година. Бела патуљаста звезда која остаје након што се планетарна маглина распрши, међутим, врло је дуготрајна. У основи је то груда угљеника и кисеоника помешана са електронима који су упаковани тако чврсто да се за њих каже да су дегенерисани. Према законима квантне механике, они не могу бити стиснути даље. Звезда је милион пута гушћа од воде.

У белом патуљуку се не јављају фузијске реакције, али он остаје врућ због своје мале површине, што ограничава количину енергије коју зрачи. На крају ће се охладити и постати црна, инертна груда угљеника и дегенерисани електрони, али за то ће бити потребно 10 до 100 милијарди година. Универзум није довољно стар да би се ово још догодило.

Звијезда величине сунца постаће бели патуљак када потроши водоник, али она чија је маса у срцу 1,4 пута већа од сунца доживљава другачију судбину.

Звезде са овом масом, познатом као Цхандрасекхар-ова граница, настављају да се урушавају, јер је сила гравитације довољна да превазиђе спољни отпор дегенерације електрона. Уместо да постану бели патуљци, они постају неутронске звезде.

Будући да се ограничење масе Цхандрасекхар односи на језгро након што је звезда исијавала већи део своје масе и пошто је изгубљена маса знатно, звезда мора да има око осам пута већу масу од сунца пре него што уђе у фазу црвеног гиганта да би постала неутронска звезда.

Црвене патуљасте звезде су оне чија је маса између пола и три четвртине Сунчеве масе. Они су најхладније од свих звезда и не акумулирају толико хелијума у ​​својим језгрима. Сходно томе, они се не шире и постају црвени гиганти када исцрпе нуклеарно гориво. Уместо тога, они се директно уговарају у беле патуљке без стварања планетарне маглине. Будући да ове звезде горе тако споро, проћи ће много времена - можда чак 100 милијарди година - пре него што се једна од њих подвргне овом процесу.

Звезде масе мање од 0,5 Сунчеве масе познате су као смеђи патуљци. Они заправо уопште нису звезде, јер када су настали, нису имали довољно масе да покрену фузију водоника. Притисне силе гравитације генеришу довољно енергије да такве звезде зраче, али са једва приметном светлошћу на крајњем црвеном крају спектра.

Будући да нема потрошње горива, ништа не може спречити такву звезду да остане тачно таква каква је све док траје свемир. Могло би их бити једно или више у непосредном суседству Сунчевог система, а пошто тако слабо сијају, никад не бисмо знали да су тамо.