Gyvenimas pagrindine seka: kaip evoliucionuoja žvaigždės

Žvaigždės yra keletas esminių visatos elementų. Jie ne tik sudaro galaktikas, bet daugelis jų taip pat turi planetines sistemas. Taigi supratimas apie jų susidarymą ir evoliuciją suteikia svarbių užuominų apie galaktikų ir planetų supratimą.

Saulė mums suteikia pirmos klasės pavyzdį mokytis, čia pat, savo pačių saulės sistemoje. Iki jo yra tik aštuonios šviesos minutės, todėl nereikia ilgai laukti, kad pamatytume jo paviršiaus ypatybes. Astronomai turi daugybę palydovų, tyrinėjančių Saulę, ir jie ilgą laiką žinojo apie jos gyvenimo pagrindus. Viena vertus, tai yra vidutinio amžiaus, o gyvenimo laikotarpio viduryje vadinamas „pagrindine seka“. Per tą laiką jis susilieja vandeniliu savo šerdyje, kad sudarytų helį.

Per visą savo istoriją Saulė atrodė beveik tokia pati. Mums tai visada buvo tas žvilgantis gelsvai baltas daiktas danguje. Atrodo, kad nesikeičia, bent jau mums. Taip yra todėl, kad gyvena labai skirtingai nei žmonės. Vis dėlto ji keičiasi, tačiau labai lėtai, palyginti su tuo, kaip greitai gyvename savo trumpą, greitą gyvenimą. Jei pažvelgtume į žvaigždės gyvenimą visatos amžiaus skalėje (apie 13,7 milijardo metų), tai Saulė ir kitos žvaigždės gyvena normalų gyvenimą. Tai yra, jie gimsta, gyvena, vystosi ir miršta per dešimtis milijonų ar milijardus metų.

Norėdami suprasti, kaip žvaigždės evoliucionuoja, astronomai turi žinoti, kokios yra žvaigždžių rūšys ir kodėl jos skiriasi viena nuo kitos svarbiais būdais. Vienas žingsnis yra „rūšiuoti“ žvaigždes į skirtingas dėžes, lygiai taip pat, kaip žmonės gali rūšiuoti monetas ar marmurus. Ji vadinama „žvaigždžių klasifikacija“ ir vaidina didžiulį vaidmenį suprantant, kaip veikia žvaigždės.

Astronomai rūšiuoja žvaigždes pagal „šiukšliadėžių“ serijas, naudodamiesi šiomis savybėmis: temperatūra, mase, chemine sudėtimi ir pan. Atsižvelgiant į jos temperatūrą, ryškumą (šviesumą), masę ir chemiją, Saulė klasifikuojama kaip vidutinio amžiaus žvaigždė tai yra jo gyvenimo laikotarpis, vadinamas „pagrindine seka“.

Praktiškai visos žvaigždės didžiąją gyvenimo dalį praleidžia šia pagrindine seka, kol nemiršta; kartais švelniai, kartais žiauriai.

Pagrindinis pagrindinės sekos žvaigždės apibrėžimas yra toks: tai žvaigždė, kurios branduolyje vandenilis susilieja su heliu. Vandenilis yra pagrindinis statybinis žvaigždžių blokas. Tada jie tai naudoja kurdami kitus elementus.

Kai susiformuoja žvaigždė, ji tai daro, nes vandenilio dujų debesis pradeda trauktis (trauktis kartu), veikiant sunkio jėgai. Tai sukuria tankų, karštą protostarą debesies centre. Tai tampa žvaigždės šerdimi.

Tankis šerdyje pasiekia tašką, kuriame temperatūra yra mažiausiai nuo 8 iki 10 milijonų laipsnių Celsijaus. Išoriniai protostaro sluoksniai įspaudžiami ant šerdies. Šis temperatūros ir slėgio derinys pradeda procesą, vadinamą branduolių sinteze. Štai tada gimsta žvaigždė. Žvaigždė stabilizuojasi ir pasiekia būseną, vadinamą „hidrostatiniu pusiausvyra“, tai yra tada, kai išorinė radiacija slėgį iš šerdies subalansuoja didžiulės žvaigždės gravitacinės jėgos, bandančios žlugti pats. Kai visos šios sąlygos yra įvykdytos, žvaigždė yra „ant pagrindinės sekos“ ir, eidama savo gyvenimą, sunkiai virsta vandeniliu į helį jo šerdyje.

Mišios vaidina svarbų vaidmenį nustatant konkrečios žvaigždės fizines savybes. Tai taip pat suteikia užuominų, kiek laiko žvaigždė gyvens ir kaip mirs. Kuo didesnė nei žvaigždės masė, tuo didesnis gravitacinis slėgis, bandantis sugriūti žvaigždę. Norint kovoti su šiuo didesniu slėgiu, žvaigždei reikalingas didelis susiliejimo greitis. Kuo didesnė žvaigždės masė, tuo didesnis slėgis šerdyje, tuo aukštesnė temperatūra ir tuo didesnis sulydymo greitis. Tai lemia, kaip greitai žvaigždė sunaudos savo kurą.

Masyvi žvaigždė greičiau sujungs savo vandenilio atsargas. Tai pašalina pagrindinę seką greičiau nei mažesnės masės žvaigždė, kuri degalus naudoja lėčiau.

Kai žvaigždėms pritrūksta vandenilio, jos branduolyje pradeda degti helį. Tai yra tada, kai jie palieka pagrindinę seką. Didelės masės žvaigždės tampa raudoni supergalviai, o vėliau vystosi, kad taptų mėlyni supergalviai. Tai sulieja helį į anglį ir deguonį. Tada jie pradeda sulieti tuos neonuose ir pan. Iš esmės žvaigždė tampa chemijos kūrimo gamykla, kurioje susiliejimas vyksta ne tik šerdyje, bet ir šerdį supančiuose sluoksniuose.

Galų gale labai didelės masės žvaigždė bando sulydyti geležį. Tai yra tos žvaigždės mirties bučinys. Kodėl? Nes lydantis geležis užima daugiau energijos, nei turi žvaigždė. Branduolių sintezės gamykla sustabdo savo vėžes. Kai tai atsitiks, išoriniai žvaigždės sluoksniai patenka į šerdį. Tai atsitinka gana greitai. Išoriniai šerdies kraštai pirmiausia krinta, nepaprastu greičiu - maždaug 70 000 metrų per sekundę. Kai tai atsitrenkia į geležinę šerdį, viskas pradeda vėl šokinėti, ir tai sukuria smūgio bangą, kuri per kelias valandas praslinksta per žvaigždę. Proceso metu sukuriami nauji, sunkesni elementai, kai smūgio frontas praeina per žvaigždės medžiagą.
Tai vadinama „šerdies žlugimo“ supernova. Galų gale išoriniai sluoksniai išpūsta į kosmosą, o kas liko, yra sutraukta šerdis, kuri tampa a neutroninė žvaigždė arba Juodoji skylė.

Žvaigždės, kurių masės yra tarp pusės saulės masės (tai yra pusės Saulės masės) ir maždaug aštuonių Saulės masių, vandenilis susilies į helį, kol bus sunaudotas kuras. Tuo metu žvaigždė tampa raudonu milžinu. Žvaigždė pradeda sulieti helį į anglį, o išoriniai sluoksniai išsiplečia, paversdami žvaigždę pulsuojančiu geltonu milžinu.

Kai susilieja didžioji dalis helio, žvaigždė vėl tampa raudonu milžinu, netgi didesniu nei anksčiau. Išoriniai žvaigždės sluoksniai išsiplečia į kosmosą, sukurdami planetų ūkas. Anglies ir deguonies šerdis bus palikta a pavidalu baltasis nykštukas.

Žvaigždės, mažesnės nei 0,5 saulės masės, taip pat suformuos baltuosius nykštukus, tačiau jie nesugebės sulieti helio dėl mažo šerdies slėgio šerdyje. Todėl šios žvaigždės yra žinomos kaip helio baltosios nykštukės. Kaip ir neutroninės žvaigždės, juodosios skylės ir supergalvos, šios nebepriklauso pagrindinei sekai.