Съдържание
- Формирането на протостар
- Термоядрената искра на живота
- Жизнен цикъл на малката звезда: Основна последователност
- Следваща последователност - Златните години
- Звездите с размер на слънцето се разширяват, за да станат планетарни мъглявини
- Какво е останало е бяло джудже
- Масово влияе на жизнения цикъл
Звездите наистина са родени от звезден прах и понеже звездите са фабриките, които произвеждат всички тежки елементи, нашият свят и всичко в него също идва от звезден прах.
Облаците от него, състоящи се предимно от молекули на водороден газ, плуват наоколо в невъобразимата студенина на космоса, докато гравитацията не ги принуди да се сринат върху себе си и да образуват звезди.
Всички звезди са създадени равни, но като хората, те идват в много вариации. Основната определяща характеристика на звездата е количеството звезден прах, участващ в нейното образуване.
Някои звезди са много големи и имат кратък, зрелищен живот, докато други са толкова малки, че едва ли са имали достатъчно маса, за да станат звезда на първо място, а те имат изключително дълъг живот. Животният цикъл на една звезда, както обясняват НАСА и други космически власти, е силно зависим от масата.
Звезди приблизително с размерите на нашето слънце се считат за малки звезди, но те не са толкова малки, колкото червените джуджета, които имат маса около половината от тази на слънцето и са толкова близо до това, че са вечни, колкото може да получи звезда.
Жизненият цикъл на звезда с ниска маса като слънцето, която е класифицирана като G-тип, главна звезда от последователност (или жълто джудже), продължава около 10 милиарда години. Въпреки че звезди с такъв размер не стават свръхнови, те прекратяват живота си по драматичен начин.
Формирането на протостар
Гравитацията, онази мистериозна сила, която държи краката ни залепени за земята и планетите се въртят в орбитите си, е отговорна за образуването на звезди. В облаците от междузвезден газ и прах, които плуват около Вселената, гравитацията слива молекули в малки бучки, които се освобождават от родителските им облаци, за да станат протостари. Понякога сривът се утаява от космическо събитие, като свръхнова.
Благодарение на увеличената си маса, протостарите са в състояние да привлекат повече звездни прашинки. Запазването на инерцията причинява срутващата се материя да образува въртящ се диск, а температурата се увеличава поради увеличаване на налягането и кинетичната енергия, отделяна от газовите молекули, привлечени в центъра.
Смята се, че няколко мъжки протостари съществуват в мъглявината Орион, наред с други места. Много младите са твърде дифузни, за да бъдат видими, но в крайна сметка стават непрозрачни, тъй като се слепват. Докато това се случва, натрупването на материя улавя инфрачервеното лъчение в ядрото, което допълнително повишава температурата и налягането, евентуално предотвратявайки попадането на повече материя в ядрото.
Обвивката на звездата продължава да привлича материята и да расте, докато не се случи нещо невероятно.
Термоядрената искра на живота
Трудно е да се повярва, че гравитацията, която е сравнително слаба сила, може да ускори веригата от събития, която води до термоядрена реакция, но това се случва. Докато протостарът продължава да натрупва материя, налягането в ядрото става толкова силно, че водородът започва да се слива в хелий, а протостарът се превръща в звезда.
Появата на термоядрена активност създава интензивен вятър, който пулсира от звездата по оста на въртене. Материалът, циркулиращ около периметъра на звездата, се изхвърля от този вятър. Това е фазата на T-Tauri на образуването на звезди, която се характеризира с енергична повърхностна активност, включително изблици и изригвания. Звездата може да загуби до 50 процента от масата си по време на тази фаза, която за звезда с размерите на слънцето продължава няколко милиона години.
В крайна сметка материалът около звездите по периметъра започва да се разсейва и това, което оставя срастване в планетите. Слънчевият вятър утихва и звездата се установява в период на стабилност върху основната последователност. През този период външната сила, генерирана от реакцията на синтез на водород към хелий, възникваща в сърцевината, балансира вътрешното притегляне и звездата не губи, нито придобива материя.
Жизнен цикъл на малката звезда: Основна последователност
Повечето от звездите на нощното небе са главни звездни последователности, тъй като този период е най-дългият досега в продължителността на живота на която и да е звезда. Докато е в основната последователност, една звезда слива водород в хелий и той продължава да го прави, докато водородното му гориво изчерпи.
Реакцията на сливане се случва по-бързо при масивни звезди, отколкото при по-малките, така че масивните звезди горят по-горещо, с бяла или синя светлина и те изгарят за по-кратко време. Докато звезда с размерите на слънцето ще продължи 10 милиарда години, супер масивен син гигант може да продължи само 20 милиона.
По принцип два вида термоядрени реакции се случват в звезди с основна последователност, но при по-малки звезди, като слънцето, се среща само един тип: протоно-протонната верига.
Протоните са водородни ядра и в звездно ядро, те пътуват достатъчно бързо, за да преодолеят електростатичното отблъскване и да се сблъскат, за да образуват ядра хелий-2, освобождавайки а V-неутрино и позитрон в процеса. Когато друг протон се сблъска с новообразувания хелий-2 ядро, те се сливат в хелий-3 и освобождават гама фотон. И накрая, две ядра хелий-3 се сблъскват, за да създадат едно ядро хелий-4 и още два протона, които продължават верижната реакция, така че, като цяло, протоно-протонната реакция консумира четири протона.
Една подверие, която възниква в рамките на основната реакция, произвежда берилий-7 и литий-7, но това са преходни елементи, които след сблъсък с позитрон се комбинират, за да създадат две ядра хелий-4. Друга подверие произвежда берилий-8, който е нестабилен и спонтанно се разделя на две ядра хелий-4. Тези подпроцеси представляват около 15 процента от общото производство на енергия.
Следваща последователност - Златните години
Златните години в жизнения цикъл на човека са тези, в които енергията започва да отшумява, а същото е вярно и за звезда. Златните години за звезда с ниска маса настъпват, когато звездата е консумирала цялото водородно гориво в сърцевината си, като този период е известен също като последователност след основната. Реакцията на синтез в ядрото спира и външната обвивка на хелия се срива, създавайки топлинна енергия, тъй като потенциалната енергия в рухналата обвивка се преобразува в кинетична енергия.
Допълнителната топлина кара водорода в черупката да започне да се разпалва отново, но този път реакцията произвежда повече топлина, отколкото е била, когато е възникнала само в ядрото.
Сплавянето на водородния слой на обвивката изтласква краищата на звездата навън, а външната атмосфера се разширява и охлажда, превръщайки звездата в червен гигант. Когато това се случи със Слънцето след около 5 милиарда години, то ще разшири половината разстояние до Земята.
Разширяването се придружава от повишени температури в сърцевината, тъй като повече хелий се изхвърля от реакциите на водороден синтез, възникващи в обвивката. Става толкова горещо, че в сърцевината започва сливане на хелий, произвеждайки берилий, въглерод и кислород и след като започне тази реакция (наречена хелиева светкавица), тя бързо се разпространява.
След като хелият в черупката се изчерпва, ядрото на малка звезда не може да генерира достатъчно топлина, за да запали по-тежките елементи, които са били създадени, и обвивката около сърцевината отново се разпада. Този срив генерира значително количество топлина - достатъчно, за да започне синтез на хелий в черупката - и новата реакция започва нов период на разширяване, по време на който радиусът на звездите се увеличава със 100 пъти повече от първоначалния си радиус.
Когато нашето слънце достигне този етап, то ще се разшири отвъд орбитата на Марс.
Звездите с размер на слънцето се разширяват, за да станат планетарни мъглявини
Всяка история от жизнения цикъл на звезда за деца трябва да включва обяснение на планетарните мъглявини, защото те са едни от най-поразителните явления във Вселената. Терминът планетарна мъглявина е погрешно, защото няма нищо общо с планетите.
Неговият феномен е отговорен за драматичните образи на Божието око (мъглявината Хеликс) и други подобни изображения, които населяват интернет. Планетна мъглявина, далеч от планетарната си природа, е подписът на малка звезда.
Докато звездата се разширява във втората си фаза на червения гигант, ядрото едновременно се разпада в свръх горещо бяло джудже, което е плътен остатък, който има по-голямата част от масата на оригиналната звезда, натъпкана в земна сфера. Бялото джудже излъчва ултравиолетово лъчение, което йонизира газа в разширяващата се обвивка, създавайки драматични цветове и форми.
Какво е останало е бяло джудже
Планетарните мъглявини не са дълготрайни, разсейват се за около 20 000 години. Звездата от бялото джудже, която остава след разсейване на планетарната мъглявина, обаче е много дълготрайна. По същество това е бучка въглерод и кислород, смесени с електрони, които са опаковани толкова плътно, че се казва, че са изродени. Според законите на квантовата механика те не могат да бъдат компресирани по-далеч. Звездата е милион пъти по-гъста от водата.
В бялото джудже не се наблюдават реакции на синтез, но той остава горещ благодарение на малката си повърхност, която ограничава количеството енергия, което излъчва. В крайна сметка тя ще изстине и ще се превърне в черна, инертна буца въглерод и изродени електрони, но това ще отнеме 10 до 100 милиарда години. Вселената не е достатъчно стара, за да се е случило това все още.
Масово влияе на жизнения цикъл
Една звезда с размерите на слънцето ще се превърне в бяло джудже, когато консумира водородното си гориво, но едно с маса в сърцевината си 1,4 пъти по-голяма от размера на слънцето преживява различна съдба.
Звезди с тази маса, която е известна като границата на Чандрасехар, продължават да се сриват, тъй като силата на гравитацията е достатъчна за преодоляване на външното съпротивление на електронната дегенерация. Вместо да станат бели джуджета, те се превръщат в неутронни звезди.
Тъй като ограничението на масата на Чандрасехар се прилага за ядрото, след като звездата е излъчила голяма част от масата си и тъй като загубената маса е значителна, звездата трябва да има около осем пъти по-голяма от масата на слънцето, преди да влезе във фазата на червения гигант, за да стане неутронна звезда.
Звездите от червено джудже са тези с маса между половин и три четвърти от слънчевата маса. Те са най-готините от всички звезди и не натрупват толкова хелий в своите ядра. Следователно те не се разширяват, за да станат червени гиганти, когато са изчерпали ядреното си гориво. Вместо това те се свиват директно с бели джуджета без производството на планетарна мъглявина. Тъй като тези звезди изгарят толкова бавно, обаче, ще изминат много време - може би цели 100 милиарда години - преди една от тях да се подложи на този процес.
Звезди с маса по-малка от 0,5 слънчеви маси са известни като кафяви джуджета. Те изобщо не са звезди, защото когато са се образували, те не са имали достатъчно маса, за да инициират водороден синтез. Силите на гравитация при натиска наистина генерират достатъчно енергия, за да излъчват такива звезди, но нейната с едва забележима светлина в далечния червен край на спектъра.
Тъй като няма разход на гориво, няма нищо, което да попречи на такава звезда да остане точно такава, каквато е, докато Вселената продължава. Може да има един или много от тях в непосредствена близост до Слънчевата система, и тъй като те блестят толкова слабо, сватбата никога не знае, че са били там.