Obsah
- Tvorba Protostar
- Termonukleárna iskra života
- Životný cyklus malých hviezd: Hlavná sekvencia
- Post-hlavná sekvencia - Zlaté roky
- Hviezdy s veľkosťou Slnka expandujú, aby sa stali planetárnymi hmlovinami
- Čo zostáva, je biely trpaslík
- Hmota ovplyvňuje životný cyklus
Hviezdy sa skutočne rodia z hviezdnej hviezdy a pretože hviezdy sú továrne, ktoré produkujú všetky ťažké prvky, náš svet a všetko, čo je v ňom, pochádza aj z hviezdnej hviezdy.
Mraky, ktoré sa skladajú väčšinou z molekúl vodíka, sa vznášajú v nepredstaviteľnej chlade vesmíru, kým ich gravitácia núti ich zrútiť sa a vytvoriť hviezdy.
Všetky hviezdy sú stvorené rovnocenné, ale ako ľudia prichádzajú v mnohých variáciách. Primárnym determinantom hviezdnych charakteristík je množstvo stardust zapojené do jeho formovania.
Niektoré hviezdy sú veľmi veľké a majú krátke, veľkolepé životy, zatiaľ čo iné sú také malé, že sotva mali dosť hmoty na to, aby sa v prvom rade stali hviezdou, a tie majú mimoriadne dlhé životy. Životný cyklus hviezdy, ako vysvetľujú NASA a ďalšie vesmírne autority, je veľmi závislý od množstva.
Hviezdy, ktoré sú približne také veľké ako naše Slnko, sa považujú za malé hviezdy, ale nie sú také malé ako červené trpaslíci, ktorých hmotnosť je približne polovica hmotnosti Slnka a sú tak blízko tomu, že sú veční, ako sa hviezda môže dostať.
Životný cyklus hviezdy s nízkou hmotnosťou ako je slnko, ktorá je klasifikovaná ako hviezda hlavnej sekvencie (alebo žltá trpaslík), trvá asi 10 miliárd rokov. Hoci sa hviezdy tejto veľkosti nestanú supernovy, dramaticky ukončia svoj život.
Tvorba Protostar
Gravitácia, táto záhadná sila, ktorá udržuje naše nohy prilepené k zemi a planéty sa otáčajú na ich obežných dráhach, sú zodpovedné za formovanie hviezd. V oblakoch medzihviezdneho plynu a prachu, ktoré sa vznášajú okolo vesmíru, gravitácia spája molekuly do malých zhlukov, ktoré sa oddeľujú od svojich rodičovských mrakov, aby sa stali protostarmi. Niekedy je kolaps vyvolaný kozmickou udalosťou, ako je napríklad supernova.
Vďaka svojej zvýšenej hmotnosti sú protostari schopní priťahovať viac hviezd. Zachovanie hybnosti spôsobuje, že kolapsujúci materiál tvorí rotujúci disk a teplota sa zvyšuje v dôsledku zvyšujúceho sa tlaku a kinetickej energie uvoľňovanej molekulami plynu priťahovanými do centra.
Verí sa, že v hmlovine Orion existuje okrem iného niekoľko protostarov. Veľmi mladí sú príliš rozptýlení na to, aby boli viditeľní, ale nakoniec sa stanú nepriehľadnými, keď sa zhlukujú. Ak k tomu dôjde, hromadenie hmoty zachytáva infračervené žiarenie v jadre, čo ďalej zvyšuje teplotu a tlak, čo nakoniec bráni pádu väčšieho množstva hmoty do jadra.
Obálka hviezdy však stále priťahuje hmotu a rastie, až kým sa neobjaví niečo neuveriteľné.
Termonukleárna iskra života
Je ťažké uveriť, že gravitácia, ktorá je pomerne slabou silou, by mohla vyvolať reťaz udalostí, ktorá vedie k termonukleárnej reakcii, ale to sa stane. Keď protostar pokračuje v hromadení hmoty, tlak v jadre sa stáva tak intenzívnym, že vodík sa začína taviť do hélia a protostar sa stáva hviezdou.
Nástup termonukleárnej aktivity vytvára intenzívny vietor, ktorý pulzuje od hviezdy pozdĺž osi rotácie. Materiál cirkulujúci po obvode hviezdy je týmto vetra odvádzaný. Toto je fáza T-Tauri tvorby hviezd, ktorá sa vyznačuje intenzívnou povrchovou aktivitou vrátane erupcií a erupcií. Hviezda môže počas tejto fázy stratiť až 50 percent svojej hmotnosti, ktorá pre hviezdu má veľkosť slnka, trvá niekoľko miliónov rokov.
Nakoniec sa materiál okolo obvodu hviezd rozptýli a čo zanechalo zhluky na planétach. Slnečný vietor ustupuje a hviezda sa v hlavnej sekvencii usadí. Počas tohto obdobia vonkajšia sila vytváraná fúznou reakciou vodíka na hélium, ktorá sa vyskytuje v jadre, vyrovnáva príťažlivosť gravitácie dovnútra a hviezda nestráca ani nezískava hmotu.
Životný cyklus malých hviezd: Hlavná sekvencia
Väčšina hviezd na nočnej oblohe sú hviezdy s hlavnou sekvenciou, pretože toto obdobie je najdlhšie v životnom období akejkoľvek hviezdy. Zatiaľ čo v hlavnej sekvencii hviezda spája vodík do hélia a pokračuje v tom, kým sa nevyčerpá vodík.
K fúznej reakcii dochádza u masívnych hviezd rýchlejšie ako u menších, takže masívne hviezdy horia horúco s bielym alebo modrým svetlom a horia kratšiu dobu. Zatiaľ čo hviezda veľkosti slnka bude trvať 10 miliárd rokov, super masívny modrý obr môže trvať iba 20 miliónov.
U hviezd s hlavnou sekvenciou sa vo všeobecnosti vyskytujú dva typy termonukleárnych reakcií, ale u menších hviezd, ako je napríklad slnko, sa vyskytuje iba jeden typ: protón-protónový reťazec.
Protóny sú jadrá vodíka a v jadre hviezd cestujú dostatočne rýchlo, aby prekonali elektrostatický odpor a zrazia sa, aby vytvorili jadrá hélia-2 a uvoľnili proti-neutrino a pozitrón v procese. Keď sa ďalší protón zrazí s novo vytvoreným héliom-2 V jadre sa fúzujú na hélium-3 a uvoľňujú fotón gama. Nakoniec sa dve jadrá hélia-3 zrazia, aby vytvorili jedno jadro hélia-4 a dva ďalšie protóny, ktoré pokračujú v reťazovej reakcii, takže celkovo protón-protónová reakcia spotrebuje štyri protóny.
Jeden subreťazec, ktorý sa vyskytuje v hlavnej reakcii, produkuje berýlium-7 a lítium-7, jedná sa však o prechodné prvky, ktoré sa po zrážke s pozitrónom spoja a vytvoria dve jadrá hélia-4. Iný pod reťazec produkuje berýlium-8, ktoré je nestabilné a spontánne sa rozdeľuje na dve jadrá hélia-4. Tieto čiastkové procesy predstavujú asi 15 percent celkovej výroby energie.
Post-hlavná sekvencia - Zlaté roky
Zlaté roky životného cyklu ľudskej bytosti sú tie, v ktorých energia začína strácať, a to isté platí pre hviezdu. Zlaté roky pre hviezdu s nízkou hmotnosťou nastávajú, keď hviezda spotrebovala všetky vodíkové palivo vo svojom jadre a toto obdobie sa tiež nazýva post-hlavná sekvencia. Fúzna reakcia v jadre ustane a vonkajší plášť hélia sa zrúti, čím sa vytvorí tepelná energia, pretože potenciálna energia v kolapsu sa premení na kinetickú energiu.
Prídavné teplo spôsobuje, že vodík v škrupine sa začne znova taviť, ale tentoraz reakcia produkuje viac tepla ako pri jadre.
Fúzia vrstvy vodíkového puzdra tlačí okraje hviezdy smerom von a vonkajšia atmosféra sa rozširuje a ochladzuje, čím sa hviezda mení na červeného obra. Keď sa to stane na slnku asi za 5 miliárd rokov, rozšíri sa o polovicu vzdialenosti k Zemi.
Expanzia je sprevádzaná zvýšenými teplotami v jadre, keď sa viac hélia dostane do odpadu reakciami vodíka, ktoré sa vyskytujú v škrupine. Zahrieva sa tak, že fúzia hélia začína v jadre a produkuje berýlium, uhlík a kyslík, a keď sa začne táto reakcia (nazývaná hélium flash), rýchlo sa šíri.
Po vyčerpaní hélia v škrupine jadro malej hviezdicového prevýšenia generuje dostatok tepla na fúziu ťažších prvkov, ktoré boli vytvorené, a škrupina obklopujúca jadro sa znova zhroutí. Tento kolaps vytvára značné množstvo tepla - dosť na začatie fúzie hélia v škrupine - a nová reakcia začína nové obdobie expanzie, počas ktorého sa polomer hviezd zvyšuje až stonásobkom svojho pôvodného polomeru.
Keď naše slnko dosiahne túto fázu, rozšíri sa za obežnú dráhu Marsu.
Hviezdy s veľkosťou Slnka expandujú, aby sa stali planetárnymi hmlovinami
Akýkoľvek príbeh životného cyklu hviezdy pre deti by mal obsahovať vysvetlenie planetárnych hmlovín, pretože sú to najvýraznejšie javy vo vesmíre. Termín planetárna hmlovina je nesprávne pomenovanie, pretože nemá nič spoločné s planétami.
Je to fenomén zodpovedný za dramatické predstavy oku Božieho (hmlovina Helix) a ďalšie také obrazy, ktoré obývajú internet. Planetárna hmlovina nie je ani zďaleka planetárnou prírodou, ale podpisom zániku malých hviezd.
Keď sa hviezda rozširuje do svojej druhej fázy červeného obra, jadro sa súčasne zhroutí do horúceho bieleho trpaslíka, ktorý je hustým zvyškom, ktorý má väčšinu hmoty pôvodnej hviezdy zabalenú do zemskej gule. Biely trpaslík vyžaruje ultrafialové žiarenie, ktoré ionizuje plyn v rozširujúcej sa škrupine a vytvára dramatické farby a tvary.
Čo zostáva, je biely trpaslík
Planétové hmloviny netrvajú dlho a rozptyľujú sa asi 20 000 rokov. Biela trpasličí hviezda, ktorá zostane po rozptýlení planétovej hmly, však trvá veľmi dlho. Je to v podstate kus uhlíka a kyslíka zmiešaný s elektrónmi, ktoré sú balené tak pevne, že sa hovorí, že sú degenerované. Podľa zákonov kvantovej mechaniky nemôžu byť stlačené ďalej. Hviezda je miliónkrát hustejšia ako voda.
Vo vnútri bieleho trpaslíka nenastanú žiadne fúzne reakcie, ale vďaka svojej malej ploche, ktorá obmedzuje množstvo energie, ktorú vyžaruje, zostáva horúci. Nakoniec sa ochladí, aby sa z neho stal čierny, inertný kúsok uhlíka a degenerovaných elektrónov, ale bude to trvať 10 až 100 miliárd rokov. Vesmír ešte nie je dosť starý na to, aby k tomu ešte došlo.
Hmota ovplyvňuje životný cyklus
Hviezda s veľkosťou slnka sa stane bielym trpaslíkom, keď spotrebuje vodík, ale s hmotnosťou v jadre 1,4-krát väčšou ako slnko zažije iný osud.
Hviezdy s touto hmotou, ktorá je známa ako Chandrasekharova hranica, sa naďalej zrútia, pretože gravitačná sila je dostatočná na prekonanie vonkajšieho odporu degenerácie elektrónov. Namiesto toho, aby sa stali bielymi trpaslíkmi, stávajú sa neutrónovými hviezdami.
Pretože hmotnostný limit v Chandrasekhare sa vzťahuje na jadro potom, čo hviezda vyžaruje veľkú časť svojej hmotnosti, a keďže stratená hmota je značná, musí mať hviezda asi osemnásobok hmotnosti slnka, skôr ako vstúpi do fázy červeného obra, aby sa stala neutrónová hviezda.
Červené trpasličí hviezdy sú hviezdy s hmotnosťou od polovice do troch štvrtín slnečnej hmoty. Sú to najchladnejšie zo všetkých hviezd a nehromadí sa v ich jadre toľko hélia. V dôsledku toho sa po vyčerpaní svojho jadrového paliva nerozširujú, aby sa stali červenými obrami. Namiesto toho sa sťahujú priamo do bielych trpaslíkov bez produkcie planétovej hmloviny. Pretože však tieto hviezdy horia tak pomaly, bude trvať dlho - možno až 100 miliárd rokov - kým jedna z nich prejde týmto procesom.
Hviezdy s hmotnosťou menšou ako 0,5 slnečnej hmoty sú známe ako hnedé trpaslíky. V skutočnosti nie sú vôbec hviezdami, pretože keď sa formovali, nemali dosť hmoty na to, aby iniciovali vodíkovú fúziu. Tlakové sily gravitácie vytvárajú dostatok energie na to, aby také hviezdy žiarili, ale sú to sotva viditeľným svetlom na vzdialenom červenom konci spektra.
Pretože tu nie je žiadna spotreba paliva, nič nebráni tomu, aby takáto hviezda zostala presne taká, ako je, pokiaľ vesmír trvá. V bezprostrednom susedstve slnečnej sústavy by mohlo byť jedno alebo viac, a pretože tak žiarivo žiarili, nikdy sa nevedia, že tam sú.