Azərbaycan
Deutschland
Lietuva
Malta
ශ්රී ලංකාව
Türkmenistan
Türkiyə
Украина
Žvaigždžių evoliucija žvaigždžių individuali raida jų egzistavimo metu nuo jų susidarymo iki tol kol baigiasi jų energij
Žvaigždžių evoliucija
Žvaigždžių evoliucija – žvaigždžių individuali raida, jų egzistavimo metu nuo jų susidarymo iki tol kol, baigiasi jų energija, vykstantys kitimai.
Žvaigždžių evoliucija tiriama stebint daugybę žvaigždžių skirtingose jų raidos fazėse.
Žvaigždžių raida būna dviejų tipų. Vienos žvaigždės, panašios mase į mūsų Saulę, gyvuoja apie 10 milijardų metų, o didesnės masės žvaigždės išgyvena apie 5 milijardus metų.
Masyvios žvaigždės evoliucija
Žvaigždžių gyvavimo laikotarpį galima suskirstyti į 4 etapus.
I etapas – žvaigždėdara
Žvaigždės gimsta tirštėjant šaltai tarpžvaigždinei medžiagai ūkuose. Teoriniai skaičiavimai rodo, kad bet koks medžiagos debesis negali būti vienalytis – jame būtinai atsiranda tankio nevienodumų (Džinso nestabilumas), kurie traukiasi į vis tankesnius fragmentus – prožvaigždes. Prožvaigždėms traukiantis, jų temperatūra kyla ir kyla tol, kol centre pasiekia 10 mln K.
Visos traukimosi stadijoje esančios prožvaigždės sukasi aplink savo ašį ir sukasi tuo greičiau, kuo mažesnis yra jų skersmuo. Dėl sukimosi formuojasi medžiagos žiedas ir susidaro būsimoji planetų sistemos užuomazga. Prožvaigždė – medžiagos gniužulas gali suskilti į gabalus, kurie suksis aplink bendrą centrą ir sudarys dvinarę ar daugianarę žvaigždžių sistemą.
Vienas artimas žvaigždėdaros pavyzdys yra Oriono ūkas, esantis per 5° į pietus nuo Oriono juostos viduriniosios žvaigždės. Tai 29 šviesmečių skersmens šviesiausias difuzinis ūkas, nutolęs nuo mūsų 1500 šviesmečių. Jame pasklidusių dujų užtektų 10 000 tokių žvaigždžių kaip Saulė susidaryti. Ūko centre yra O ir B poklasių naujagimių žvaigždžių grupė – garsioji Trapecija. Šios žvaigždės yra labai karštos ir smarkiai spinduliuoja elektromagnetiniame diapazone, jonizuodamos aplink esančias dujas. Kai elektronai rekombinuoja, išspinduliuojama šviesa, todėl mes ir matome ūką.
Šiuo metu pavyko stebėti jaunas žvaigždes supančius proplanetinius diskus, iš kurių (manoma) vėliau formuojasi planetos.
II etapas – pagrindinė seka
Kai žvaigždės centre temperatūra pasiekia 10 mln. K, prasideda branduolinės vandenilio virtimo heliu reakcijos (protonų ciklas Saulės tipo ir CNO ciklas masyvesnėse nei Saulė žvaigždėse) – sakoma, kad žvaigždė atsiduria pagrindinėje sekoje. Būtent šioje stadijoje žvaigždė ir praleidžia daugiausiai laiko. Čia būdama žvaigždė yra stabili – išoriniai sluoksniai ją spaudžia, o šerdyje vykstančios branduolinės reakcijos spaudimą atlaiko. 90 % savo gyvavimo laiko žvaigždėse didelio slėgio sąlygomis netoli žvaigždės šerdies termobranduolinių reakcijų metu vandenilis virsta heliu.
HR diagramoje tokios žvaigždės išsidėsto pagrindinėje sekoje.
III etapas – pakeliui į raudonąsias milžines
Masė mažesnė už 8 Saulių masę
Daugelio žvaigždžių, kai jos išeikvoja vandenilio atsargas, jų išorinis sluoksnis išsiplečia ir atvėsta. Jei žvaigždės masė yra mažesnė nei 8 Saulių masė, išoriniai sluoksniai ima spausti žvaigždę, dėl energijos pagausėjimo ji pučiasi, bet šerdis traukiasi, jos temperatūra kyla, ir, kai pasiekia 350 mln. K, prasideda helio virtimo anglimi reakcijos (žr. trijų alfa dalelių procesas). Tuo būdu susiformuoja raudonosios milžinės. Saulė po 5 mlrd. metų irgi taps raudonąja milžine.
Mažesnėse nei 2,25 Saulių masė žvaigždėse helis užsidega staiga (įvyksta taip vadinamasis helio žybsnis). Didesnės masės žvaigždėse jo degimas prasideda iš lėto, laipsniškai.
Masė didesnė už 8 Saulių masę
Didesnėse nei 8 Saulių masių žvaigždėse temperatūra labai padidėja, ir vandenilis šerdyje sudega labai greitai. Kuo aukštesnė temperatūra, tuo sparčiau vyksta reakcijos. Dėl tos pačios priežasties, helis virsta anglimi, o ši iš karto reaguoja su 4He (alfa dalelėmis) ir virsta deguonimi, šis vėl reaguoja su 4He ir susidaro neonas, tada magnis ir t. t. (žr. alfa procesas), kol šerdyje susidaro geležinė šerdis.
HR diagramoje tokios žvaigždės išsidėsto submilžinių ir milžinių sekose.
IV etapas – žvaigždžių mirtis
Masė mažesnė už 8 Saulių masę
Jei žvaigždė yra mažesnė negu 8 Saulių masė, ji mirs ramiai. Tiek vandenilio virtimo heliu, tiek helio virtimo anglimi reakcijų sluoksniai artėja prie paviršiaus. Kai prie paviršiaus labai priartėja helio degimo reakcijos, jos ima daryti įtaką žvaigždės paviršiui ir ši nusimeta viršutinius sluoksnius planetiškojo ūko pavidalu. Neišsisklaido tik labai karšta šerdis, ši žvaigždės liekana vadinama baltąja nykštuke. Dėl to, kad yra labai karšta, ji priverčia švytėti aplink esančią savo pačios numestą medžiagą.
Masė didesnė už 8 Saulių masę
Jei žvaigždės masė didesnė, negu 8 Saulių masė, savo gyvenimą ji baigs dramatiškai. Žvaigždės šerdyje susidariusi geležis – ypatingas elementas, ji žvaigždės sąlygomis nebeperdirbama į nieką kitą. Geležinė šerdis nebegamina energijos, nebespinduliuoja ir todėl negali atlaikyti virš jo slūgsančių sluoksnių slėgio. Medžiaga žvaigždės centre sutankėja tiek, kad elektronai įspaudžiami į atomų branduolius, kur atsidūrę kartu su protonais jungiasi į neutronus. Žvaigždės šerdis per kelias sekundes virsta neutronų telkiniu – būsima neutronine žvaigžde. Kolapso metu išsiskyrusi energija bei išspinduliuotų neutrinų lavina nubloškia žvaigždės apvalkalą net 20 000 km/s greičiu. Susprogusios žvaigždės spindesys padidėja apie 20 ryškių, ji kurį laiką spinduliuoja kaip visa galaktika. Per pirmąsias 10 sekundžių supernova pagamina 100 kartų daugiau energijos negu Saulė per 10 milijardų metų.
Supernovos sprogimas – palyginti retas reiškinys. Žinoma tik 9 per pastaruosius 2000 metų Galaktikoje sprogusios supernovos. 8 iš jų buvo galima matyti plika akimi. Artimiausia (3000 šm) ir ryškiausia (-8 ryškio) supernova 1006 m. spindėjo Vilko žvaigždyne.
Po 1670 m. mūsų galaktikoje daugiau supernovų neužregistruota, tačiau tai nereiškia, kad jų nebuvo. Spėjama, kad mūsų galaktikoje supernovos sproginėja maždaug kas 30 metų. Kartą per 100 milijonų metų supernova gali sprogti per arti nuo Žemės ir sukelti biologinę katastrofą.
Geriausiai pažįstamas Krabo ūkas – tai ryškiausia supernovos liekana. Spėjama, kad sprogusios žvaigždės masė buvo lygi 8-10 Saulių. Ūko suminė masė prilygsta 1-1,5 Saulės masėms. Ūko temperatūra yra 17000 K, ūkas plečiasi 1200 km/s greičiu. Energiją ūkui teikia jo centre slypintis sprogusios žvaigždės kolapsavusi šerdis – 16 ryškio neutroninė žvaigždė.
Po supernovos sprogimo lieka maždaug 3 Saulių masės buvusios žvaigždės liekana – neutroninė žvaigždė, dar kitaip vadinama pulsaru. Sukdamiesi pulsarai spinduliuoja šviesos ir radijo bangų pluoštus. Siauras radijo bangų pluoštas tai stiprėdamas, tai silpnėdamas plinta erdvėje panašiai kaip besisukančio švyturio šviesa, todėl jį galime stebėti tik tada, kai jis nukreiptas į Žemę.
Iki šiol atrasta apie 1000 pulsarų. Visų jų sukimosi greitis skirtingas ir astronomai mano, kad jis palaipsniui lėtėja, senkant energijai. Daugumos pulsarų spinduliavimo impulsų dažnis svyruoja tarp 5 kartų per sekundę ir 1 karto per 2 sekundes. 1982 metais aptiktas pulsaras, per 1 sekundę apsisukantis aplink savo ašį 642 kartus.
Jei po supernovos sprogimo likusi liekana yra didesnė negu 3 Saulių masė, žvaigždė ir toliau traukiasi. Pabėgimo greitis iš tokio kūno yra didesnis už šviesos greitį, todėl iš jo gravitacijos lauko negali ištrūkti nei medžiaga, nei elektromagnetinės bangos, t. y. šviesa. Juodoji bedugnė yra nematoma, bet mokslininkai ją gali susekti pagal poveikį gretimoms žvaigždėms. Įdomu tai, kad dujos lekiančios į juodąją bedugnę, įkaista iki 100 milijonų laipsnių.
Mažosios žvaigždės (vadinamosios raudonosios nykštukės) savo kurą degina labai lėtai ir gyvuoja šimtus milijardų metų (žymiai ilgesnį laiką nei yra praėjęs nuo Visatos susidarymo). Savo gyvavimo pabaigoje jos paprasčiausiai mažėja ir mažėja virsdamos juodosiomis nykštukėmis.
Nykštukinės žvaigždės evoliucija
I etapas
Iš ūko formuojasi žvaigždė. Ūko centras įkaista, temperatūra didėja. Centre medžiagos masė didėja, tankėja ir kaista. Kai masė ir temperatūra pasiekia kritinį tašką, centre prasideda branduolinės reakcijos. Centro forma virsta milžinišku rutuliu ir gimsta žvaigždė. Ji gyvena vidutiniškai 10 milijardų metų. Ji šviečia 10 000 kartų stipriau nei Saulė, paviršius įkaitęs iki 10 000 laipsnių karščio.
II etapas
Po 5 milijardų metų žvaigždės šviesis daug mažesnis, paviršiaus temperatūra nukrenta vos ne iki pusės buvusios, o branduolinio kuro kiekis mažėja. Tai vidutinis žvaigždės amžius.
III etapas
Praėjus 5 milijardams metų branduolinis kuras baigiasi, ir žvaigždės branduolys įkaista iki 100 milijonų laipsnių karščio, jis kolapsuoja. Kiti sluoksniai suyra ir pradeda plėstis. Taip žvaigždė padidėja 100 kartų jos šviesis kur kas didesnis prieš išsiplėtimą. Jos vadinamos raudonosiomis milžinėmis. Kai baigiasi branduolinis kuras (He) raudonoji milžinė kolapsuoja į baltąją nykštukę. Ji be galo tanki ir šimtą kartų mažesnė nei Saulė. Ji šviečia dar daug milijardų metų gravitacijos išlaisvinta energija.
IV etapas
Baltoji nykštukė nebetenka energijos ir nebešviečia jokios šviesos. Ji tampa juodąja nykštuke. Kol kas tokių nykštukių nerasta, bet baltųjų nykštukių yra be galo daug mūsų Galaktikoje.
Nuorodos
- Hubble nuotraukos su komentarais
- „Ar žinai?“ portalo straipsnis apie žvaigždžių evoliuciją Archyvuota kopija 2014-02-22 iš Wayback Machine projekto.
Autorius: www.NiNa.Az
Išleidimo data:
vikipedija, wiki, lietuvos, knyga, knygos, biblioteka, straipsnis, skaityti, atsisiųsti, nemokamai atsisiųsti, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, pictu, mobilusis, porn, telefonas, android, iOS, apple, mobile telefl, samsung, iPhone, xiomi, xiaomi, redmi, pornografija, honor, oppo, Nokia, Sonya, mi, pc, web, kompiuteris, Informacija apie Žvaigždžių evoliucija, Kas yra Žvaigždžių evoliucija? Ką reiškia Žvaigždžių evoliucija?
Zvaigzdziu evoliucija zvaigzdziu individuali raida ju egzistavimo metu nuo ju susidarymo iki tol kol baigiasi ju energija vykstantys kitimai Zvaigzdziu evoliucija tiriama stebint daugybe zvaigzdziu skirtingose ju raidos fazese Zvaigzdziu raida buna dvieju tipu Vienos zvaigzdes panasios mase į musu Saule gyvuoja apie 10 milijardu metu o didesnes mases zvaigzdes isgyvena apie 5 milijardus metu Masyvios zvaigzdes evoliucijaZvaigzdziu gyvavimo laikotarpį galima suskirstyti į 4 etapus I etapas zvaigzdedara Proplanetinis diskas Tauro zvaigzdyne mazdaug uz 450 sviesmeciu Besiformuojancia zvaigzde supa zalsvai svytintis ziedinis dulkiu bei duju debesis centrine dalis matyt pridengta tamsaus dulkiu sluoksnio Matyti rausva disko plokstumai statmena ciurksle Zvaigzdes gimsta tirstejant saltai tarpzvaigzdinei medziagai ukuose Teoriniai skaiciavimai rodo kad bet koks medziagos debesis negali buti vienalytis jame butinai atsiranda tankio nevienodumu Dzinso nestabilumas kurie traukiasi į vis tankesnius fragmentus prozvaigzdes Prozvaigzdems traukiantis ju temperatura kyla ir kyla tol kol centre pasiekia 10 mln K Visos traukimosi stadijoje esancios prozvaigzdes sukasi aplink savo asį ir sukasi tuo greiciau kuo mazesnis yra ju skersmuo Del sukimosi formuojasi medziagos ziedas ir susidaro busimoji planetu sistemos uzuomazga Prozvaigzde medziagos gniuzulas gali suskilti į gabalus kurie suksis aplink bendra centra ir sudarys dvinare ar daugianare zvaigzdziu sistema Vienas artimas zvaigzdedaros pavyzdys yra Oriono ukas esantis per 5 į pietus nuo Oriono juostos viduriniosios zvaigzdes Tai 29 sviesmeciu skersmens sviesiausias difuzinis ukas nutoles nuo musu 1500 sviesmeciu Jame pasklidusiu duju uztektu 10 000 tokiu zvaigzdziu kaip Saule susidaryti uko centre yra O ir B poklasiu naujagimiu zvaigzdziu grupe garsioji Trapecija Sios zvaigzdes yra labai karstos ir smarkiai spinduliuoja elektromagnetiniame diapazone jonizuodamos aplink esancias dujas Kai elektronai rekombinuoja isspinduliuojama sviesa todel mes ir matome uka Siuo metu pavyko stebeti jaunas zvaigzdes supancius proplanetinius diskus is kuriu manoma veliau formuojasi planetos II etapas pagrindine seka Pagrindineje sekoje esancios zvaigzdes Saulio zvaigzdyne Kai zvaigzdes centre temperatura pasiekia 10 mln K prasideda branduolines vandenilio virtimo heliu reakcijos protonu ciklas Saules tipo ir CNO ciklas masyvesnese nei Saule zvaigzdese sakoma kad zvaigzde atsiduria pagrindineje sekoje Butent sioje stadijoje zvaigzde ir praleidzia daugiausiai laiko Cia budama zvaigzde yra stabili isoriniai sluoksniai ja spaudzia o serdyje vykstancios branduolines reakcijos spaudima atlaiko 90 savo gyvavimo laiko zvaigzdese didelio slegio salygomis netoli zvaigzdes serdies termobranduoliniu reakciju metu vandenilis virsta heliu HR diagramoje tokios zvaigzdes issidesto pagrindineje sekoje III etapas pakeliui į raudonasias milzines Raudonoji milzine Betelgeize Mase mazesne uz 8 Sauliu mase Daugelio zvaigzdziu kai jos iseikvoja vandenilio atsargas ju isorinis sluoksnis issiplecia ir atvesta Jei zvaigzdes mase yra mazesne nei 8 Sauliu mase isoriniai sluoksniai ima spausti zvaigzde del energijos pagausejimo ji puciasi bet serdis traukiasi jos temperatura kyla ir kai pasiekia 350 mln K prasideda helio virtimo anglimi reakcijos zr triju alfa daleliu procesas Tuo budu susiformuoja raudonosios milzines Saule po 5 mlrd metu irgi taps raudonaja milzine Mazesnese nei 2 25 Sauliu mase zvaigzdese helis uzsidega staiga įvyksta taip vadinamasis helio zybsnis Didesnes mases zvaigzdese jo degimas prasideda is leto laipsniskai Mase didesne uz 8 Sauliu mase Didesnese nei 8 Sauliu masiu zvaigzdese temperatura labai padideja ir vandenilis serdyje sudega labai greitai Kuo aukstesne temperatura tuo sparciau vyksta reakcijos Del tos pacios priezasties helis virsta anglimi o si is karto reaguoja su 4He alfa dalelemis ir virsta deguonimi sis vel reaguoja su 4He ir susidaro neonas tada magnis ir t t zr alfa procesas kol serdyje susidaro gelezine serdis HR diagramoje tokios zvaigzdes issidesto submilziniu ir milziniu sekose IV etapas zvaigzdziu mirtis Saules tipo zvaigzdes vietoje susidares Sraiges ukas Centre geriau padidinus matyti is zvaigzdes likusi baltoji nykstukeMase mazesne uz 8 Sauliu mase Jei zvaigzde yra mazesne negu 8 Sauliu mase ji mirs ramiai Tiek vandenilio virtimo heliu tiek helio virtimo anglimi reakciju sluoksniai arteja prie pavirsiaus Kai prie pavirsiaus labai priarteja helio degimo reakcijos jos ima daryti įtaka zvaigzdes pavirsiui ir si nusimeta virsutinius sluoksnius planetiskojo uko pavidalu Neissisklaido tik labai karsta serdis si zvaigzdes liekana vadinama baltaja nykstuke Del to kad yra labai karsta ji privercia svyteti aplink esancia savo pacios numesta medziaga Mase didesne uz 8 Sauliu mase Jei zvaigzdes mase didesne negu 8 Sauliu mase savo gyvenima ji baigs dramatiskai Zvaigzdes serdyje susidariusi gelezis ypatingas elementas ji zvaigzdes salygomis nebeperdirbama į nieka kita Gelezine serdis nebegamina energijos nebespinduliuoja ir todel negali atlaikyti virs jo slugsanciu sluoksniu slegio Medziaga zvaigzdes centre sutankeja tiek kad elektronai įspaudziami į atomu branduolius kur atsidure kartu su protonais jungiasi į neutronus Zvaigzdes serdis per kelias sekundes virsta neutronu telkiniu busima neutronine zvaigzde Kolapso metu issiskyrusi energija bei isspinduliuotu neutrinu lavina nubloskia zvaigzdes apvalkala net 20 000 km s greiciu Susprogusios zvaigzdes spindesys padideja apie 20 ryskiu ji kurį laika spinduliuoja kaip visa galaktika Per pirmasias 10 sekundziu supernova pagamina 100 kartu daugiau energijos negu Saule per 10 milijardu metu Krabo ukas Tauro zvaigzdyne Mazdaug pries 1000 metu cia sprogo supernova Supernovos sprogimas palyginti retas reiskinys Zinoma tik 9 per pastaruosius 2000 metu Galaktikoje sprogusios supernovos 8 is ju buvo galima matyti plika akimi Artimiausia 3000 sm ir ryskiausia 8 ryskio supernova 1006 m spindejo Vilko zvaigzdyne Po 1670 m musu galaktikoje daugiau supernovu neuzregistruota taciau tai nereiskia kad ju nebuvo Spejama kad musu galaktikoje supernovos sprogineja mazdaug kas 30 metu Karta per 100 milijonu metu supernova gali sprogti per arti nuo Zemes ir sukelti biologine katastrofa Geriausiai pazįstamas Krabo ukas tai ryskiausia supernovos liekana Spejama kad sprogusios zvaigzdes mase buvo lygi 8 10 Sauliu uko sumine mase prilygsta 1 1 5 Saules masems uko temperatura yra 17000 K ukas pleciasi 1200 km s greiciu Energija ukui teikia jo centre slypintis sprogusios zvaigzdes kolapsavusi serdis 16 ryskio neutronine zvaigzde Krabo uko pulsaro nuotrauka regimoji sviesa rentgeno spinduliai Aplinkines dujos sukamos galingo magnetinio lauko Po supernovos sprogimo lieka mazdaug 3 Sauliu mases buvusios zvaigzdes liekana neutronine zvaigzde dar kitaip vadinama pulsaru Sukdamiesi pulsarai spinduliuoja sviesos ir radijo bangu pluostus Siauras radijo bangu pluostas tai stipredamas tai silpnedamas plinta erdveje panasiai kaip besisukancio svyturio sviesa todel jį galime stebeti tik tada kai jis nukreiptas į Zeme Iki siol atrasta apie 1000 pulsaru Visu ju sukimosi greitis skirtingas ir astronomai mano kad jis palaipsniui leteja senkant energijai Daugumos pulsaru spinduliavimo impulsu daznis svyruoja tarp 5 kartu per sekunde ir 1 karto per 2 sekundes 1982 metais aptiktas pulsaras per 1 sekunde apsisukantis aplink savo asį 642 kartus Jei po supernovos sprogimo likusi liekana yra didesne negu 3 Sauliu mase zvaigzde ir toliau traukiasi Pabegimo greitis is tokio kuno yra didesnis uz sviesos greitį todel is jo gravitacijos lauko negali istrukti nei medziaga nei elektromagnetines bangos t y sviesa Juodoji bedugne yra nematoma bet mokslininkai ja gali susekti pagal poveikį gretimoms zvaigzdems Įdomu tai kad dujos lekiancios į juodaja bedugne įkaista iki 100 milijonu laipsniu Mazosios zvaigzdes vadinamosios raudonosios nykstukes savo kura degina labai letai ir gyvuoja simtus milijardu metu zymiai ilgesnį laika nei yra praejes nuo Visatos susidarymo Savo gyvavimo pabaigoje jos paprasciausiai mazeja ir mazeja virsdamos juodosiomis nykstukemis Nykstukines zvaigzdes evoliucijaI etapas Is uko formuojasi zvaigzde uko centras įkaista temperatura dideja Centre medziagos mase dideja tankeja ir kaista Kai mase ir temperatura pasiekia kritinį taska centre prasideda branduolines reakcijos Centro forma virsta milzinisku rutuliu ir gimsta zvaigzde Ji gyvena vidutiniskai 10 milijardu metu Ji sviecia 10 000 kartu stipriau nei Saule pavirsius įkaites iki 10 000 laipsniu karscio II etapas Po 5 milijardu metu zvaigzdes sviesis daug mazesnis pavirsiaus temperatura nukrenta vos ne iki puses buvusios o branduolinio kuro kiekis mazeja Tai vidutinis zvaigzdes amzius III etapas Praejus 5 milijardams metu branduolinis kuras baigiasi ir zvaigzdes branduolys įkaista iki 100 milijonu laipsniu karscio jis kolapsuoja Kiti sluoksniai suyra ir pradeda plestis Taip zvaigzde padideja 100 kartu jos sviesis kur kas didesnis pries issipletima Jos vadinamos raudonosiomis milzinemis Kai baigiasi branduolinis kuras He raudonoji milzine kolapsuoja į baltaja nykstuke Ji be galo tanki ir simta kartu mazesne nei Saule Ji sviecia dar daug milijardu metu gravitacijos islaisvinta energija IV etapas Baltoji nykstuke nebetenka energijos ir nebesviecia jokios sviesos Ji tampa juodaja nykstuke Kol kas tokiu nykstukiu nerasta bet baltuju nykstukiu yra be galo daug musu Galaktikoje NuorodosHubble nuotraukos su komentarais Ar zinai portalo straipsnis apie zvaigzdziu evoliucija Archyvuota kopija 2014 02 22 is Wayback Machine projekto