Žvaigždės, kaip ir kiekviena gyva būtybė, eina gamtos ciklu. Tai prasideda nuo gimimo, tęsiasi per visą gyvenimą, kuriam būdingi pokyčiai ir augimas, ir baigiasi mirtimi. Žinoma, mes čia kalbame apie žvaigždes, o jų gimimo, gyvenimo ir mirties būdas visiškai skiriasi nuo bet kokios mums pažįstamos gyvenimo formos.
Pirma, laikotarpiai yra visiškai skirtingi ir trunka milijardus metų. Taip pat visiškai skiriasi ir pokyčiai, kuriuos jie patiria per savo gyvenimą. O kai jie mirs, pasekmės, tarkime, bus daug matomos? Pažvelkime į žvaigždžių gyvenimo ciklą.
Molekuliniai debesys:
Žvaigždės prasideda kaip didžiuliai šaltų molekulinių dujų debesys. Dujų debesis gali sklandyti galaktikoje milijonus metų, tačiau kai kurie įvykiai sukelia jo žlugimą pagal savo sunkio jėgą. Pavyzdžiui, susidūrus galaktikoms, šaltų dujų regionams suteikiamas smūgis, kurio jiems reikia norint pradėti byrėti. Tai taip pat gali atsitikti, kai netoliese esančios supernovos smūgio banga praeina per regioną.
Žlugus, tarpžvaigždinis debesis suskaidomas į mažesnius ir mažesnius gabalus, ir kiekvienas iš jų griūva į save. Kiekvienas iš šių kūrinių taps žvaigžde. Pilvei sugriuvus, gravitacinė energija jį įkaista, o impulsų išsaugojimas nuo visų atskirų dalelių verčia jį suktis.
„Protostar“:
Žvaigždžių medžiaga traukiasi vis griežčiau ir griežčiau, todėl ji įkaista, stumdama tolimesnį gravitacinį griūtį. Šiuo metu objektas yra žinomas kaip protostaris. Aplink protostarą yra apvalus papildomos medžiagos diskas. Dalis to ir toliau eina spirale į vidų, sluoksniuodama papildomą masę ant žvaigždės. Likusi dalis liks vietoje ir ilgainiui suformuos planetinę sistemą.
Atsižvelgiant į žvaigždžių masę, žvaigždžių evoliucijos protostarinė fazė bus trumpa, palyginti su visa jos gyvenimo trukme. Tiems, kurie turi vieną Saulės Mišią (t. Y. Tokią pat kaip mūsų Saulė), ji trunka apie 1000 000 metų.
T Tauri žvaigždė:
„T Tauri“ žvaigždė prasideda, kai medžiaga nustoja kristi ant protezo ir ji išskiria didžiulį energijos kiekį. Jie taip vadinami dėl žvaigždės prototipo, naudojamo tiriant šią saulės evoliucijos fazę - T Tauri, kintama žvaigždė, esanti Hiadų spiečiaus kryptimi, maždaug už 600 šviesmečių nuo Žemės.
„T Tauri“ žvaigždė gali būti ryški, tačiau visa tai sukelia gravitacinė energija iš griūvančios medžiagos. „T Tauri“ žvaigždės centrinės temperatūros nepakanka, kad jos branduolyje vyktų sintezė. Vis dėlto „T Tauri“ žvaigždės gali būti tokios ryškios kaip pagrindinės sekos žvaigždės. „T Tauri“ fazė trunka apie 100 milijonų metų, o po to žvaigždė pateks į ilgiausią savo vystymosi etapą - pagrindinės sekos fazę.
Pagrindinė seka:
Galiausiai žvaigždės pagrindinė temperatūra pasieks tašką, kad gali prasidėti jos branduolio susiliejimas. Tai procesas, kurį praeina visos žvaigždės, per kelis etapus paversdamos vandenilio protonus helio atomais. Ši reakcija yra egzoterminė; jis išskiria daugiau šilumos, nei reikia, todėl pagrindinės sekos žvaigždės šerdis išskiria milžinišką energijos kiekį.
Ši energija prasideda nuo gama spindulių, esančių žvaigždės šerdyje, tačiau, ilgą laiką lėtai einant iš žvaigždės, ji nusileidžia bangos ilgiui. Visa ši šviesa išstumia žvaigždę į išorę ir neutralizuoja gravitacinę jėgą, traukiančią ją į vidų. Žvaigždė šiame gyvenimo etape palaikoma pusiausvyroje - tol, kol trunka vandenilio atsargos.
Ir kiek laiko tai trunka? Tai priklauso nuo žvaigždės masės. Mažiausiai masyvios žvaigždės, tokios kaip raudonos nykštukės, turinčios pusę Saulės masės, gali išsikrauti šimtus milijardų ir net trilijonus metų. Didesnės žvaigždės, tokios kaip mūsų Saulė, paprastai sėdės pagrindinėje sekos fazėje 10–15 milijardų metų. Didžiausios žvaigždės gyvena trumpiausiai ir gali trukti kelis milijardus, ir net vos kelis milijonus metų.
Raudonasis milžinas:
Per savo žvaigždę žvaigždė paverčia vandenilį heliu jo šerdyje. Šis helis kaupiasi ir vandenilio kuras pasibaigia. Kai žvaigždė sunaudoja vandenilio kurą savo branduolyje, jos vidinės branduolinės reakcijos sustoja. Be šio nedidelio slėgio žvaigždė pradeda trauktis į vidų per gravitaciją.
Šis procesas sušildo vandenilio apvalkalą aplink šerdį, kuris susiliedamas užsidega ir žvaigždė vėl sužibėja - 1 000–10 000. Dėl to išoriniai žvaigždės sluoksniai išsiplečia į išorę, daug kartų padidindami žvaigždės dydį. Tikimasi, kad mūsų pačių Saulė išsipūs iki sferos, visos žemės paviršiaus orbitos link.
Temperatūra ir slėgis žvaigždės šerdyje ilgainiui pasieks tašką, kad helis gali būti sulydytas į anglį. Kai žvaigždė pasiekia šį tašką, ji sumažėja ir nebėra raudonas milžinas. Šiame procese gali tęstis daug masyvesnės nei mūsų Saulė žvaigždės, judėdamos aukščiau elementų lentelės, sukuriančios sunkesnius ir sunkesnius atomus.
Baltasis nykštukas:
Žvaigždė, turinti mūsų Saulės masę, neturi gravitacinio slėgio, kad galėtų sulydyti anglį, taigi, jai išbėgus iš helio jo šerdyje, ji faktiškai miršta. Žvaigždė išstums savo išorinius sluoksnius į kosmosą, o tada susitrauks žemyn, galiausiai tapdama balta nykštukė. Šis žvaigždžių liekanas gali pradėti karštai, tačiau jame nebėra sintezės reakcijų. Jis atvės per šimtus milijardų metų ir ilgainiui taps Visatos fonine temperatūra.
Esame parašę daug straipsnių apie tiesioginį žvaigždžių ciklą „Space Magazine“. Štai kas yra Saulės gyvenimo ciklas? Kas yra raudonasis milžinas? Ar žemė išgyvens, kai saulė taps raudona milžine ?, kokia yra mūsų saulės ateitis?
Norite daugiau informacijos apie žvaigždes? Čia yra „Hubblesite“ naujienų leidiniai apie žvaigždes ir daugiau informacijos iš NASA įsivaizduojama Visata.
Mes užfiksavome keletą astronomijos aktorių apie žvaigždes epizodų. Čia yra du dalykai, kurie jums gali būti naudingi: 12 epizodas: Iš kur atsiranda kūdikių žvaigždės ?, 13 epizodas: kur dingsta žvaigždės mirus? Ir 108 epizodas: Saulės gyvenimas.
Šaltiniai:
- NASA: Kaip žvaigždės formuojasi ir vystosi?
- NASA: Žvaigždžių gyvenimas ir mirtis
