Vārdnīca

Zvaigžņu evolūcija

Zvaigžņu evolūcija

Neviens astronoms nekad nav spējis izsekot zvaigznes dzīvei no dzimšanas līdz nāvei. Laiki, kuros notiek šis cikls, ir miljardiem gadu lieli. Tomēr, vērojot debesīs jaundzimušās zvaigznes, jaunas, nobrieduša vecuma un tuvu to beigām, ir bijis iespējams iegūt priekšstatu par dažādiem zvaigžņu evolūcijas posmiem.

Tādā veidā šim mērķim ir noformulētas dažādas teorijas, un ir bijis iespējams uzzīmēt zvaigžņu eksistenciālā cikla ainu.

Katrai zvaigznei ir izcelsme zvaigžņu vielā, gāzu un putekļu formā, kas ir nedaudz izkliedēta visā Visumā. Kad notiek fiziskas parādības, kas ietekmē šīs lietas dinamiku, to var kondensēt globulu veidā, kas veido zvaigznes embriju.

Šāda parādība būtu notikusi vienā no mūsu Galaktikas spirālveida pleciem, kur liels starpzvaigžņu mākonis sadalījās tik daudzās globulās, kas atdeva dzīvību tik daudzām zvaigznēm: viena no tām ir Saule. Katrā globulā centrālās pievilcības kodols, kas darbojas kā pretenzija uz apkārtējo jautājumu. Progresējošā koncentrācija rada siltumu, un kodols nokļūst no dažu desmitu Kelvina grādu (ap –250 grādiem C līdz 1000 grādiem pēc Kelvina) temperatūras.

Šajā fāzē protostārs sāk izstarot infrasarkano staru un to var uztvert instrumentāli. Šāda veida parādības tiek novērotas dažos tālu miglājos Bērnībā. Šis zvaigznes dzīves posms, tāpat kā viss tās evolūcijas cikla ilgums, attīstās laikos, kas ir atkarīgi no materiāla daudzuma, no kura zvaigznei ir izcelsme: jo lielāka ir zvaigznītes miglāja masa, jo ātrāk Tā ir zvaigznes dzīve. Zvaigznes bērnība ir periods, ko raksturo liela satricinājums un nestabilitāte.

Turpinot vielas pievienošanas procesu pie pievilkšanās centra, temperatūra paaugstinās. Kad tas sasniedz dažus miljonus grādu Kelvina, sākas pirmās kodolsintēzes reakcijas un sākas gaismas starojuma emisija: iedegas zvaigzne. Tomēr nosacījums, lai notiktu kodolreakcijas, ir tāds, ka protostara masa nav mazāka par vienu desmito daļu attiecībā pret Sauli.

Vidēja lieluma zvaigznēs izveidotais pamatkodol cikls ir tā saucamais protons-protons, kas noved pie ūdeņraža pārvēršanas hēlijā, izdalot lielu enerģijas daudzumu ar temperatūru, kas nepārsniedz 15 miljonus K grādu.

Cietākās, cietākās zvaigznēs tiek veiktas efektīvākas termobrandža reakcijas: tā sauktais oglekļa-slāpekļa-skābekļa cikls, temperatūrai pārsniedzot 15 miljonus grādu K.

Tad nāk briedums. Šī fāze atšķiras arī pēc vidēja svara zvaigznēm, piemēram, Saules, vai masīvāka par viņu. Pirmajā gadījumā briedums ir ilgs aptuveni desmit miljardu gadu ilgs laika posms, kurā zvaigzne stabili izstaro enerģiju caur protonu-protonu kodolreakciju. Masīvāku zvaigžņu gadījumā, piemēram, duci reižu vairāk nekā Saules, brieduma fāze tik tikko ilgst 10 miljonus gadu, kuru laikā zvaigznei ir desmit tūkstošus reižu lielāks spožums nekā Saulei.

Kodoldegvielas beigas iezīmē arī zvaigznes stabilitātes perioda noslēgumu un sarežģītāku periodu sākumu, kas liek zvaigznei radikāli mainīt savas fizikālās īpašības. Kodols saraujas, centrālā temperatūra turpina paaugstināties, ārējie slāņi pārmērīgi izplešas un zvaigzne kļūst par vienu no tā saucamajiem sarkanajiem milžiem. Paredzams, ka Saules gadījumā tā pieredzēs dilatāciju, līdz Zeme būs norīta. Kodolsintēzes procesi turpinās pakāpeniski ietekmēt arvien smagākos elementus.

Ierodoties sarkanā milža stadijā, zvaigzne turpina uzņemt enerģiju, veicot secīgas kodola saraušanās. Tomēr paaugstinātā temperatūra nosaka visattālāko slāņu iznīcinošu izraidīšanu; zvaigzne izkliedē savu matēriju kosmosā, radot tādu planētas miglāju, kāds ir tipisks, kas tiek novērots Lyre zvaigznājā.

Pēc šīm parādībām zvaigznei neatliek nekas cits kā tikai neliels inerts kodols pakāpeniskā dzesēšanā. Saule savu eksistenci izbeigs, kļūstot par balto punduri. Atšķirīga ir kārtējo reizi zvaigžņu mokas, kas ir daudz masīvākas nekā Saule. Tās izbeidz savu dzīvi ar lielu sprādzienu, kļūstot par to, ko astronomi sauc par supernovu, ir zvaigznes, kuras uz īsu brīdi izstaro milzīgu gaismas daudzumu. un radiāciju, un pēc tam visu laiku izslēdziet.

Dažos gadījumos šo zvaigžņu atlikušais kodols ir iesaistīts matērijas sabrukšanas procesā, kas kosmiskos subproduktus pārveido par paradoksālu priekšmetu: no tā piedzimst superdensētas zvaigznes, piemēram, neitronu zvaigznes, kurās sver viens matērijas cm. tikpat daudz kā Zeme vai pat zvaigznes tik masīvas, ka gravitācijas pievilkšanas spēks neļauj pat gaismai izkļūt. To sauc par melnajiem caurumiem.

Galvenās fiziskās evolūcijas, kas pavada zvaigznes dzīves ciklu, tas ir, zvaigznes temperatūras un gaismas mainības dažādos vecumos, astronomi attēlo ļoti slavenā grafikā, ko sauc par Hertzsprunga-Rasela diagrammu, kurā nosaukti divi zinātnieki, kuri neatkarīgi viens no otra, viņi to uzcēla 20. gadsimta sākumā.


◄ IepriekšējaisNākamais ►
Eiropa (satelīts)Ekscentriskums

ABCDEFGHIJKLMNOPQRSTUVWXYZ

Video: Kristieša atbilde uz Lielā sprādziena evolūcijas teoriju. (Oktobris 2020).