Kaip gimsta žvaigždė: nuo molekulinio debesies iki kosminio šviesulio
Kaip gimsta žvaigždė: nuo molekulinio debesies iki kosminio šviesulio
Žvaigždžių evoliucija - tai ilgas ir sudėtingas procesas, prasidedantis šaltuose ir tankiuose tarpžvaigždiniuose molekuliniuose debesyse. Šie debesys, sudaryti daugiausia iš vandenilio ir helio molekulių, yra tikroji žvaigždžių gimimo vieta. Gravitacijos jėgai veikiant, debesies arba jo dalies kolapsas sukelia tankio, slėgio ir temperatūros kilimą, galiausiai uždegant branduolines reakcijas ir taip užgimstant naujai žvaigždei.
Tarpžvaigždinio debesies kolapsas ir prožvaigždės formavimasis
Žvaigždžių evoliucija prasideda šaltuose (temperatūra apie 20 K) tankiuose (tankis apie 10-17 kg/m3) tarpžvaigždiniuose debesyse, kai gravitacijos jėgos veikiamas debesis (arba jo dalis) pradeda trauktis (tarpžvaigždinio debesies kolapsas). Kolapsas prasideda, jei debesies masė viršija kritinę masę. Debesies traukimąsi gali sukelti supernovos, tankio bangos ir kita.
Kolapsuojant didesnės masės debesiui, vėliau įvyksta jo fragmentacija ir debesis susiskaido į mažesnės masės kolapsuojančius objektus, kurie pamažu virsta prožvaigždėmis. Prožvaigždės formavimasis priklauso nuo debesies masės, jo sukimosi greičio, magnetinio lauko stiprio debesyje bei kitų savybių ir gali trukti 105-106 metų. Prožvaigždes supa tankus dujų ir dulkių apvalkalas, jos matomos kaip kompaktiški objektai tankiuose molekuliniuose debesyse (Boko globulės), spinduliuojantys infraraudonąją spinduliuotę.
Prožvaigždės energijos pagrindinis šaltinis yra gravitacijos energijos virsmas šiluma. Susiformavusi prožvaigždė traukiasi toliau, aplink ją susidaro akrecinis diskas, o jos centre tankis, slėgis ir temperatūra pamažu didėja tol, kol centrinėje dalyje pradeda vykti branduolinės reakcijos.
Žvaigždės gimimas: nuo protožvaigždės iki pagrindinės sekos
Protožvaigždės energijos pagrindinis šaltinis yra gravitacijos energijos virtimas šiluma. Susiformavusi protožvaigždė traukiasi toliau, aplink ją susidaro akrecinis diskas, o jos centre tankis, slėgis ir temperatūra pamažu didėja. Šis traukimosi etapas užtrunka dar šimtus tūkstančių, milijonus, šimtus milijonų metų - kuo didesnė masė, tuo greičiau susitraukia.
Kai žvaigždės centre temperatūra pasiekia apie 10 milijonų Kelvinų, prasideda branduolinės vandenilio virtimo heliu reakcijos. Šis momentas vadinamas „nulinio amžiaus pagrindine seka“ (zero-age main sequence, ZAMS). Tuo metu žvaigždė tampa stabili - išoriniai sluoksniai ją spaudžia, o šerdyje vykstančios branduolinės reakcijos šiam spaudimui atlaiko. Pagrindinėje sekoje žvaigždės energijos šaltinis yra termobranduolinių reakcijų metu išskiriama šiluma.
Vykstant žvaigždžių evoliucijai, žvaigždės raidos etapą ir fizinę būseną nusako žvaigždės padėtis Hertzsprungo ir Russello diagramoje (HR diagramoje). Šiuo raidos etapu HR diagramoje žvaigždė pradžioje juda beveik vertikaliai žemyn, išilgai Hayashi sekos, kiek vėliau pasuka kairėn ir aukštyn, kol pasiekia pagrindinę seką.
Žvaigždžių gyvenimo ciklas: pagrindinė seka ir tolesnė raida
Žvaigždžių evoliucijos pagrindinėje sekoje - ilgiausias žvaigždžių raidos etapas, trunkantis nuo apie 6 milijonų metų (apie 25 M⨀ masės žvaigždžių) iki apie 10 milijardų metų (apie 1 M⨀ masės žvaigždžių). Žvaigždės raidą po pagrindinės sekos daugiausia lemia jos masė.
Pasibaigus branduolinėms reakcijoms žvaigždės centre, mažesnės masės (mažesnė nei 8 M⨀) žvaigždės evoliucionuoja submilžinių sekoje, vėliau - raudonųjų milžinių sekoje. Šiuose žvaigždžių evoliucijos etapuose vandenilio virsmo heliu reakcijos vyksta žiede aplink žvaigždės branduolį, sudarytą praktiškai vien iš helio. Submilžinių ir raudonųjų milžinių sekose žvaigždės išorinė dalis labai išsiplečia, o centrinė dalis pamažu traukiasi, didėja jos tankis ir temperatūra.
Arti raudonųjų milžinių sekos viršūnės, kai temperatūra žvaigždės centre pasiekia apie 108 K, o tankis apie 107 kg/m3, centrinėje dalyje prasideda helio virsmo anglimi branduolinės reakcijos. Žvaigždės centrinė dalis kiek išsiplečia, išorinė dalis susitraukia ir žvaigždė atsiduria horizontaliojoje sekoje. Šiame žvaigždžių evoliucijos etape žvaigždės centre vyksta helio virsmo anglimi reakcijos, formuojasi žvaigždės branduolys, sudarytas iš anglies ir deguonies, o žiede aplink jį vyksta vandenilio virsmo heliu reakcijos.
Didesnės masės (didesnė nei 8 M⨀) žvaigždės po pagrindinės sekos virsta raudonosiomis supermilžinėmis. Vėliau, žvaigždės branduoliui traukiantis ir didėjant jo temperatūrai bei tankiui, žvaigždės centre pradeda vykti helio virsmo anglimi reakcijos, o žiede aplink branduolį - vandenilio virsmo heliu reakcijos. Kuo didesnė žvaigždės masė, tuo aukštesnė temperatūra jos centre, todėl ypač didelės masės žvaigždėse vėliau dar gali vykti ir deguonies, neono bei silicio virsmų kitais elementais reakcijos.
Žvaigždžių mirtis ir jos padariniai
Mažesnės masės (mažesnė nei 8 M⨀) žvaigždės, pasibaigus helio degimo reakcijoms, pasiekia asimptotinę milžinių seką. Šioje sekoje žvaigždė juda beveik vertikaliai aukštyn, energija generuojama arba vykstant helio virsmo anglimi reakcijoms, arba pakaitomis vykstant vandenilio virsmo heliu ir helio virsmo anglimi reakcijoms. Pamažu didėjant terminių pulsacijų amplitudei, išoriniai žvaigždės sluoksniai žvaigždžių vėjo pavidalu palieka žvaigždę, suformuodami planetinį ūką. Centrinė žvaigždės dalis virsta baltoji nykštuke.
Didelės masės (didesnė nei 8 M⨀) žvaigždės savo gyvenimą baigia dramatiškai. Žvaigždės šerdyje susidariusi geležis nebegali būti perdirbama į nieką kitą. Geležinė šerdis nebegamina energijos ir negali atlaikyti virš jos slūgsančių sluoksnių slėgio. Medžiaga žvaigždės centre sutankėja tiek, kad elektronai įspaudžiami į atomų branduolius, kur susijungia su protonais į neutronus. Žvaigždės šerdis per kelias sekundes virsta neutronų telkiniu - neutronine žvaigžde. Kolapso metu išsiskyrusi energija nubloškia žvaigždės apvalkalą milžinišku greičiu. Susprogusios žvaigždės spindesys padidėja apie 20 ryškių - tai vadinama supernovos sprogimu.
Po supernovos sprogimo lieka neutroninė žvaigždė (pulsaras) arba, jei likusi liekana yra didesnė nei 3 Saulės masės, ji toliau traukiasi ir virsta juodąja skyle. Dulkės ir šiukšlės, kurias paliko novos ir supernovos, ilgainiui praturtina tarpžvaigždines dujas ir dulkes sunkiaisiais elementais, kurie tampa naujos kartos žvaigždžių ir planetų sistemų pamatu.
Kaip formuojasi žvaigždės animacinis filmas
Taip, remiantis dabartinėmis astronomijos žiniomis, gimsta, gyvena ir miršta žvaigždės, o jų gyvavimo ciklas yra neatsiejama visatos evoliucijos dalis.