Vsebina
- Nastanek protostarja
- Termouklearna iskra življenja
- Življenjski cikel majhnih zvezd: glavna zaporedja
- Post-glavna zaporedja - Zlata leta
- Zvezdice, ki so dimenzije sonca, se razširijo in postanejo planetarne meglice
- Kaj je ostalo, je beli škrat
- Masa vpliva na življenjski cikel
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 zvezdnih prahu.
Oblaki, ki so večinoma sestavljeni iz molekul vodikovega plina, lebdijo naokoli v nepredstavljivi hladnosti vesolja, dokler jih gravitacija ne prisili, da se zrušijo nase in tvorijo zvezde.
Vse zvezde so ustvarjene enakovredno, a kot ljudje, prihajajo v številnih različicah. Primarna določitev lastnosti zvezd je količina zvezdastega 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 bi postale zvezda, in te imajo izjemno dolgo življenje. Življenjski cikel zvezde, kot pojasnjujejo NASA in druge vesoljske oblasti, je močno odvisen od mase.
Zvezde približno velikosti našega sonca veljajo za majhne zvezde, vendar niso tako majhne kot rdeči škratje, ki imajo maso približno polovico sonca in so tako blizu, da so večne, kot jih lahko dobi zvezda.
Življenjski cikel zvezde z majhno maso, kot je sonce, ki je razvrščena kot glavna zaporedna zvezda tipa G (ali rumeni škrat), traja približno 10 milijard let. Čeprav zvezde te velikosti ne postanejo supernove, vse življenje končajo na dramatičen način.
Nastanek protostarja
Gravitacija, tista skrivnostna sila, ki drži naše noge prilepljene na tla in planete, ki se vrtijo v njihovih orbitah, je odgovorna za nastanek zvezd. Znotraj med oblaki medzvezdnega plina in prahu, ki lebdijo po vesolju, gravitacija molekule združi v majhne grude, ki se odcepijo od svojih matičnih oblakov in postanejo protostarke. Včasih kolaps povzroči kozmični dogodek, na primer supernova.
Zaradi povečane mase lahko protostarki privabijo več zvezdnega prahu. Ohranjanje zagona povzroči, da se v zrušenem materialu tvori vrteč se disk, temperatura pa narašča zaradi naraščajočega tlaka in kinetične energije, ki jo sproščajo molekule plina, privlačene v središče.
Med drugim naj bi v meglici Orion obstajalo več protostarjev. Zelo mladi so preveč razpršeni, da bi bili vidni, vendar sčasoma postanejo neprozorni, ko se zlijejo. Ko se to zgodi, kopičenje snovi v jedru ujame infrardeče sevanje, kar še poveča temperaturo in pritisk, sčasoma pa prepreči, da bi več snovi padlo v jedro.
Ovojnica zvezde še naprej privlači materijo in raste, dokler se ne zgodi nekaj neverjetnega.
Termouklearna iskra življenja
Težko je verjeti, da bi lahko gravitacija, ki je sorazmerno šibka sila, izginila v verigo dogodkov, ki vodijo v termonuklearno reakcijo, vendar se zgodi to. Ko protostar še naprej kopiči materijo, postane tlak v jedru tako močan, da se vodik zliva v helij, protostar pa postane zvezda.
Pojav termonuklearne aktivnosti ustvarja močan veter, ki pulzira od zvezde vzdolž osi vrtenja. Veter, ki kroži po obodu zvezde, izpušča ta veter. To je T-Tauri faza nastanka zvezd, za katero je značilna živahna površinska aktivnost, vključno z izbruhi in izbruhi. Zvezda lahko v tej fazi izgubi do 50 odstotkov svoje mase, kar za zvezdo, velikost sonca, traja nekaj milijonov let.
Sčasoma se material okoli zvezdnega oboda začne širiti in tisto, kar je ostalo, se zlije v planete. Sončev veter umiri, zvezda pa se ustali v obdobju stabilnosti na glavnem zaporedju. V tem obdobju zunanja sila, ustvarjena z zlivanjem reakcije vodika v helij, ki se pojavi v jedru, uravnoveša notranji gravitacijski pritisk, zvezda pa ne izgubi niti ne pridobi snovi.
Življenjski cikel majhnih zvezd: glavna zaporedja
Večina zvezd na nočnem nebu so zvezde glavnih sekvenc, saj je to obdobje najdaljše v življenjski dobi katere koli zvezde. Na glavnem zaporedju zvezda zliva vodik v helij in to počne, dokler ne zmanjka vodikovega goriva.
Fuzijska reakcija se zgodi hitreje pri masivnih zvezdah kot pri manjših, zato masivne zvezde gorijo bolj vroče, z belo ali modro svetlobo in gorijo krajši čas. Medtem ko bi zvezda, ki je velika sonce, trajala 10 milijard let, bi lahko super masiven modri velikan zdržal le 20 milijonov.
Na splošno se v zvezdah glavnega zaporedja pojavljata dve vrsti termonuklearnih reakcij, pri manjših zvezdah, kot je sonce, pa se pojavlja le ena vrsta: protonsko-protonska veriga.
Protoni so vodikova jedra in v zvezdnem jedru potujejo dovolj hitro, da premagajo elektrostatično odbojnost in trčijo, da tvorijo jedra helija-2, sproščajoč v-neutrino in pozitrona v postopku. Ko drugi protoni trči z novo nastalim helijem-2 jedra, zlijejo se v helij-3 in sprostijo gama foton. Nazadnje, dve jedri helija-3 trčita, da ustvarita eno jedro helija-4 in še dva protona, ki nadaljujeta verižno reakcijo, tako da v celoti proton-protonska reakcija porabi štiri protone.
Ena od verig, ki se pojavi znotraj glavne reakcije, proizvaja berilij-7 in litij-7, vendar gre za prehodne elemente, ki se po trčenju s pozitronom združijo in ustvarijo dve jedri helija-4. Druga pod veriga proizvaja berilij-8, ki je nestabilen in se spontano razcepi na dve jedri helija-4. Ti podprocesi predstavljajo približno 15 odstotkov celotne proizvodnje energije.
Post-glavna zaporedja - Zlata leta
Zlata leta v življenjskem ciklu človeka so tista, v katerih energija začne zmanjševati, enako pa velja tudi za zvezdo. Zlata leta za zvezdo z nizko maso nastopijo, ko je zvezda porabila vse vodikovo gorivo v svojem jedru, to obdobje pa je znano tudi kot zaporedje po glavnem. Fuzijska reakcija v jedru preneha in zunanja helijeva lupina se zruši, kar ustvarja toplotno energijo, saj se potencialna energija v propadajoči lupini pretvori v kinetično energijo.
Dodatna toplota povzroči, da se vodik v lupini začne ponovno topiti, vendar tokrat reakcija proizvede več toplote, kot je bila, ko se je zgodila le v jedru.
Zlivanje plasti vodikove lupine potisne robove zvezde navzven, zunanja atmosfera pa se razširi in ohladi, tako da zvezdo spremeni v rdečega velikana. Ko se bo to zgodilo s soncem čez približno 5 milijard let, bo to razširilo polovico razdalje do Zemlje.
Širitev spremljajo povišane temperature v jedru, saj več helija vleče reakcije vodikovega zlivanja v lupini. Tako segreje, da se v jedru začne fuzija helija, ki proizvaja berilij, ogljik in kisik, in ko se ta reakcija (imenovana bliskavica helija) začne, se hitro razširi.
Ko se helij v lupini izčrpa, jedro majhnega zvezdnega nadstreška proizvede dovolj toplote, da se zlijejo težji elementi, ki so bili ustvarjeni, in lupina, ki obdaja jedro, se zruši. Ta kolaps ustvarja znatno količino toplote - dovolj, da začne lupljenje helija v lupini - in nova reakcija začne novo obdobje širitve, v katerem se polmer zvezde poveča za kar 100-krat več kot prvotni polmer.
Ko naše sonce doseže to stopnjo, se bo razširilo onstran Marsove orbite.
Zvezdice, ki so dimenzije sonca, se razširijo in postanejo planetarne meglice
Vsaka zgodba življenjskega cikla zvezde za otroke mora vsebovati razlago planetarnih meglic, saj so to nekateri najbolj presenetljivi pojavi v vesolju. Izraz planetarna meglica je napačno ime, saj nima nič skupnega s planeti.
Njen pojav je odgovoren za dramatične podobe Božjega očesa (Meglica Helix) in druge take slike, ki poseljujejo po internetu. Planetarna meglica je daleč od tega, da je planetarne narave podpis majhne zvezde.
Ko se zvezda širi v svojo drugo rdečo fazo velikanke, se jedro hkrati zruši v super vroče belo pritlikavko, ki je gost ostanek, ki ima večino mase prvotne zvezde, zbrano v zemeljsko kroglo. Beli pritlikavec oddaja ultravijolično sevanje, ki ionizira plin v razširjeni lupini, pri čemer nastanejo dramatične barve in oblike.
Kaj je ostalo, je beli škrat
Planetarne meglice niso dolgo obstojne, razširijo se v približno 20.000 letih. Bela pritlikava zvezda, ki ostane po razpadu planetarne meglice, pa je zelo dolgotrajna. V bistvu je gruča ogljika in kisika, pomešana z elektroni, ki so tako pakirani, da se pravi, da so degenerirani. Po zakonih kvantne mehanike jih ni več mogoče stisniti. Zvezda je milijon krat bolj gosta od vode.
V belem pritlikavcu se ne zgodijo fuzijske reakcije, vendar ostane vroče zaradi majhne površine, ki omejuje količino energije, ki jo izžareva. Sčasoma se bo ohladila in postala črna, inertna gruda ogljika in degeneriranih elektronov, vendar bo to trajalo od 10 do 100 milijard let. Vesolje še ni dovolj staro, da bi se to še zgodilo.
Masa vpliva na življenjski cikel
Zvezda velikosti sonca bo postala bela pritlikavka, ko bo porabila vodikovo gorivo, toda ena z maso v svojem jedru, 1,4-kratno velikostjo sonca, doživi drugačno usodo.
Zvezde s to maso, ki je znana kot Chandrasekharjeva meja, se še naprej sesedajo, ker je sila gravitacije dovolj, da premaga zunanji upor elektronske degeneracije. Namesto da bi postali beli palčki, postanejo nevtronske zvezde.
Ker mejna masa Chandrasekharja velja za jedro, potem ko je zvezda obsevala večji del svoje mase in ker je izgubljena masa precejšnja, mora zvezda imeti približno osemkrat večjo maso sonca, preden vstopi v fazo rdečega velikana, da postane nevtronska zvezda.
Rdeče pritlikave zvezde so tiste, katerih masa je od pol do tri četrtine sončne mase. Od vseh zvezd so najbolj kul in v svojih jedrih ne nabirajo toliko helija. Posledično se po izčrpanju jedrskega goriva ne razširijo v rdeče orjake. Namesto tega se pogodijo neposredno v bele pritlikavce, ne da bi ustvarili planetarno meglico. Ker te zvezde gorijo tako počasi, bo še dolgo - morda kar 100 milijard let - preden se ena od njih podvrže temu procesu.
Zvezde z maso manj kot 0,5 sončne mase so znane kot rjavi pritlikavci. Pravzaprav sploh niso zvezde, saj ko so se oblikovale, niso imele dovolj mase, da bi sprožile zlitje vodika. Stiskalne sile gravitacije ustvarijo dovolj energije za sevanje takšnih zvezd, vendar le-ta s komaj zaznavno svetlobo na skrajnem rdečem koncu spektra.
Ker ni porabe goriva, nič ne prepreči, da bi takšna zvezda ostala takšna, kot je, dokler vesolje traja. V neposredni soseščini osončja bi lahko bilo eno ali več njih, in ker svetijo tako slabo, porok nikoli ne ve, da so bili tam.