ZvaigZdZių sandara
5 (100%) 1 vote

ZvaigZdZių sandara

Žvaigždės — tai didelės masės ir didelio skersmens įkaitusios plazmos rutuliai, sudaryti daugiausia iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesnių cheminių elementų priemaiša. (Plazma (gr. plasma — lipdinys, darinys) vadinamos jonizuotos dujos, kuriose įvairiarūšių elektringųjų dalelių koncentracija yra vienoda, todėl sistema beveik neutrali.) Žvaigždės skleidžia elektromagnetines bangas (šviesos, ultravioletinius, Rentgeno bei infraraudonuosius spindulius) ir elektringąsias daleles (protonus bei elektronus). Žvaigždžių gelmėse vyksta branduolinės reakcijos, kurių metu vandenilis virsta heliu ir išsiskiria milžiniška energija. Ji ir palaiko žvaigždžių spinduliavimą.

Žvaigždės yra įvairaus dydžio: jų skersmuo gali būti nuo kelių šimtųjų iki šimtų Saulės masių, o masė — nuo kelių dešimtųjų iki keleto dešimčių Saulės masių (Saulė yra vidutinio dydžio žvaigždė). Žvaigždės susidarė ne tik formuojantis galaktikoms, bet ir vėliau – jos įsižiebia netgi mūsų laikais, kai tik didžiuliame kosminiame dujų ir dulkių debesyje dėl smūginės bangos ar kitų priežasčių susidaro maždaug kelių šviesos mėnesių skersmens sutankėjimas ir jo traukos jėga pasidaro pakankama aplinkinių dalelių chaotiškam judėjimui įveikti. Didėjant sutankėjimo masei, jis vis stipriau traukia ir apima vis didesnę debesies dalį. Antra vertus, besitraukiantis kamuolys vis greičiau sukasi, nublokšdamas nuo savęs kai kurias lėtai krintančias daleles atgal į erdvę. Susispausdama medžiaga įkaista, ypač centrinė besiformuojančios žvaigždės (prožvaigždės) dalis, iš jos laikas nuo laiko išsiveržia ugnies pliūpsniai. Kosminis Hablo teleskopas įgalino 1995 m. pirmą kartą tiesiogiai pamatyti paslaptingą žvaigždžių gimimą. Žvaigždžių embrionai regimųjų spindulių dar neskleidžia, užtat labai ryškiai matyti minėtieji plazmos srautai, taip pat debesų kraštai, apšviesti aplinkinių žvaigždžių. Prožvaigždė tampa tikra žvaigžde, kai temperatūra jos centre pasiekia maždaug 3 milijonus laipsnių ir įsidega branduolinė vandenilio virtimo heliu reakcija. Saulės masės žvaigždė susiformuoja maždaug per 40 milijonų metų. Jei prožvaigždės masė mažesnė negu 0,08 Saulės masės, tai jai traukiantis nesusidaro reikiama temperatūra ir žvaigždė neįsidega – tokia nepavykusi žvaigždė yra vadinama rudąja nykštuke.

XX a. pradžioje atradus branduolines reakcijas, fizikai iš karto suprato, kad būtent jos gali būti tas mįslingas žvaigždžių energijos šaltinis, neišsenkantis milijardus metų. Kosminiai debesys, iš kurių formuojasi žvaigždės, sudaryti didžiąja dalimi iš vandenilio. Deja, vandenilio virtimo heliu reakcija gali prasidėti tik suartėjus vandenilio branduoliams iki labai mažo atstumo. Betgi vandenilio branduoliai – protonai, turintys vienodą elektros krūvį, labai stipriai stumiasi vienas nuo kito, tad ši reakcija turėtų prasidėti tik nepaprastai aukštoje – milijardų laipsnių – temperatūroje, iki kurios prožvaigždė įkaisti negali. Tik apie 1930 m. buvo suprasta, kad protonai, kaip mikrodalelės, sugeba suartėti, tarsi praeidamos tuneliu elektrinį barjerą. Tad žvaigždei užsidegti pakanka gerokai mažesnės temperatūros. Suartėję du vandenilio branduoliai virsta sunkiojo vandenilio – deuterio branduoliu, be to, atsiranda pozitronas ir neutrinas. Susidaręs deuteris jungiasi su vandeniliu į helio izotopą, išspinduliuodamas gama spindulių kvantą. O du tokie helio branduoliai pagamina sunkesnį helio izotopą. Vykstant šiai reakcijų grandinėlei, keturi vandenilio branduoliai virsta vienu helio branduoliu ir išsiskiria gana didelis kiekis (27 MeV) energijos. Kai žvaigždėje yra anglies priemaišų, kurios veikia kaip katalizatorius, vyksta šiek tiek kitokia reakcijų grandinėlė.

Helio branduoliai turi dvigubai didesnį elektros krūvį negu protonai, todėl heliui virsti sunkesniais elementais reikalinga dar aukštesnė – šimto milijonų laipsnių – temperatūra. Ji susidaro po to, kai žvaigždės centre baigiasi vandenilio degimo reakcijos ir, vėstančiai plazmai neįstengiant atsverti gravitacijos jėgų, žvaigždė ima vėl trauktis į centrą. Tada du helio branduoliai jungiasi į nestabilų berilio branduolį, o šis prieš suskildamas kartais suspėja prisijungti dar vieną helio branduolį, ir susidaro anglis. Taip palaipsniui žvaigždėse, esant pakankamai temperatūrai, vyksta vis sunkesnių elementų sintezė, tačiau išskiriamos energijos kiekis mažėja, didėjant nukleonų skaičiui branduoliuose. Sunkesnių už geležį elementų sintezei jau reikalinga papildoma energija, tad toks jungimasis nebegali būti žvaigždžių energijos šaltinis.

Žvaigždės raida priklauso nuo jos masės – kuo ji didesnė, tuo aukštesnė temperatūra susidaro žvaigždės viduje ir tuo greičiau vyksta branduolinės reakcijos, vadinasi, tuo spartesnė žvaigždės evoliucija. Be to, skirtingomis sąlygomis atsiveria vis kitokios raidos galimybės, tad mažos ir didelės masės žvaigždžių likimai esti skirtingi.

Žmogus, tarsi vienadienė peteliškė, mato tik akimirką žvaigždės raidoje. Laimė, Galaktikoje yra labai daug įvairaus amžiaus žvaigždžių. Antra vertus. bendrus žvaigždžių bruožus, jų raidą gerai aprašo palyginti paprasti modeliai (juk žvaigždė – gana vienalytis plazmos kamuolys), tad
yra sukurti patikimi žvaigždžių evoliucijos scenarijai.

Žvaigždės pagrindinės charakteristikos yra jos paviršiaus temperatūra, nustatoma iš žvaigždės spalvos, ir šviesis – energija, kurią žvaigždė išspinduliuoja per l sekundę (kadangi žvaigždės yra įvairiais atstumais nutolusios nuo Saulės, tai norint nustatyti šviesį, reikia išmatuoti ne tik stebimą žvaigždės ryškį (spindesį), bet ir atstumą ligi jos). Tos dvi žvaigždžių charakteristikos įgalina sudaryti pačią žinomiausią astronomijoje – Hercšprungo (Hertzsprung) ir Raselo (Russell) diagramą, pavadintą jos autorių vardais (dažnai sutrumpintai vadinamą HR diagrama). Kiekvieną stebimą žvaigždę galima atvaizduoti tašku toje diagramoje, o panašias žvaigždes atitinka gretimi taškai. Daugumos žvaigždžių taškai išsidėsto išilgai kreivės, pavaizduotos punktyru. Tai pagrindinė žvaigždžių seka, jai priklauso daugelis žvaigždžių, išskyrus prožvaigždės bei vėlyvųjų stadijų žvaigždes. Kai žvaigždėje prasideda helio sintezės reakcija, jos taškas atsiduria toje kreivėje (tuo aukščiau, kuo didesnė žvaigždės masė, taigi ir jos temperatūra). Vėliau, vandeniliui virstant heliu, žvaigždė vis labiau įsidega, kyla jos temperatūra ir didėja šviesis, tad žvaigždė iš lėto kyla pagrindine seka aukštyn. Taigi naudojantis HR diagrama galima tirti ne tik žvaigždžių tipus, bet ir jų evoliuciją. Panagrinėkime Saulės raidą (ji būdinga bet kuriai panašios masės žvaigždei). Saulė įsidegė prieš 4,5 milijardo metų, jos to meto padėtis sekoje pažymėta mėlyna strėliuke. Dabar Saulė yra pasislinkusi diagramoje į viršų, betgi jos vandenilis dar toli gražu nėra išeikvotas, tad dar tris milijardus metų vyks lėta Saulės evoliucija išilgai pagrindinės sekos. Baigiantis vandenilio jungimosi reakcijai žvaigždės šerdyje, ši ima trauktis (nes degimo produktų slėgis nebeatsveria traukos jėgų), o medžiagai susi-spaudžiant, jos temperatūra pakyla. Dėl to įkaista toliau esantis vandenilio sluoksnis – helio sintezės reakcija sklinda link žvaigždės išorės. Žvaigždė ima plėstis, jos šviesis stiprėja, ir žvaigždė nukrypsta nuo pagrindinės sekos, kildama diagramoje į viršų. Per maždaug pusę milijardo metų žvaigždės skersmuo išauga kelis šimtus kartų ir ji tampa raudonąja milžine.

Šiuo metu Jūs matote 43% šio straipsnio.
Matomi 1219 žodžiai iš 2833 žodžių.
Peržiūrėkite iki 100 straipsnių per 24 val. Pasirinkite apmokėjimo būdą:
El. bankininkyste - 1,45 Eur.
Įveskite savo el. paštą (juo išsiųsime atrakinimo kodą) ir spauskite Tęsti.
SMS žinute - 2,90 Eur.
Siųskite sms numeriu 1337 su tekstu INFO MEDIA ir įveskite gautą atrakinimo kodą.
Turite atrakinimo kodą?
Po mokėjimo iškart gausite atrakinimo kodą, kurį įveskite į laukelį žemiau:
Kodas suteikia galimybę atrakinti iki 100 straispnių svetainėje ir galioja 24 val.