Ѕвезден развој

Ѕвезден развој (ѕвездена еволуција) — процес со кој ѕвездата претрпува редица на радикални промени во текот на своето постоење. Во зависност од масата на ѕвездата, нејзиниот животен век варира од неколку милиони години (за најмасивните) до трилиони години (за помалку масивните), значително повеќе од староста на универзумот.

Ѕвездениот развој не се проучува преку набљудување само на една ѕвезда: повеќето ѕвездени промени се случуваат премногу бавно за да бидат забележани, понекогаш и повеќе векови. Затоа астрофизичарите го откриле развојот на ѕвездите преку набљудување на бројни ѕвезди, секоја на различен степен од развој, и преку симулација на структурата на ѕвездите со помош на компјутер.

Раѓање

Развојот започнува со гравитациски колапс на џиновски молекуларен облак. Типичните џиновски молекуларни облаци се нерамни и широки околу 100 светлосни години (9,5 × 10¹⁴ км) кои содржат до 6 милиони сончеви маси (1,2 × 10³⁷ кг). При колапсот, џиновскиот молекуларен облак се разделува на помали делови. Во секој од овие делови, гасот ослободува гравитациска потенцијална енергија како топлина. Како што растат температурата и притисокот, деловите се згуснуваат во вртечки сфери од суперврел гас познат како протоѕвезда.^[1]

Протоѕвездите со маса помала од околу 0,08 M⊙ (1,6 × 10²⁹ кг) никогаш не постигнуваат доволно висока температура за да се случи јадрено соединување на водородот. Тие се познати како кафеави џуџиња. Кафеавите џуџиња со маса поголема од 13 маси на Јупитер (2,5 × 10²⁸ кг) имаат соединување на деутериум. Некои астрономи само овие небесни тела ги сметаат за кафеави џуџиња. И двата типа, со соединување на деутериум или не, светат пригушено и умираат многу бавно, ладејќи се во текот на повеќе стотици милиони години.

Кај помасивна протоѕвезда, температурата во јадрото конечно ќе достигне 10 мегакелвини, и ќе започне реакција меѓу протоните, при што јардата на водородот се спојуваат, најпрвин во деутериум, а потоа и во хелиум. При ѕвезди малку над 1 M⊙ (2,0 × 10³⁰ кг), циклусот на соединување произведува значителен дел на енергија. Почетокот на јадреното соединување многу брзо доведува до хидростатичка рамнотежа при што енергијата ослободена од јадрото врши зрачен притисок ја става материјата на ѕвездата во рамнотежа, и спречува понатамошен гравитациски колапс. На овој начин ѕвездата брзо се развива до стабилна состојба, започнувајќи ја главнонизната фаза од нејзиниот развој.

Мало, релативно студено црвено џуџе со мала маса бавно го троши водородот и останува во главната низа стотици милијарди години, додека масивниот врел суперџин излегува од главната низа по само неколку милиони години. Ѕвездите со средна големина како нашето Сонце остануваат во главната низа околу 10 милијарди години. За нашето Сонце се смета дека е на средина од својот век на постоење, па според тоа се наоѓа во главната низа.

Зрелост

После милиони и милијарди години, во зависност од почетната маса на ѕвездата, постојаниот процес на јадрено соединување на водородот во хелиум предизвикува зголемување на хелиумот во јадрото. Поголемите и поврелите ѕвезди побрзо произведуваат хелиум од постудените и помали ѕвезди.
Натрупувањето на хелиум во јадрото, кој е погуст од водородот, предизвикува гравитациско собирање во себе и постепено зголемување на процентот на соединување. Треба да се постигнат повисоки температури за да се издржи ова зголемување на гравитациското собирање и да се зачува стабилна состојба.

Конечно, кога јадрото ќе ги потроши своите резерви на водород, и без надворешен притисок кој го создава соединувањето на водородот, тоа се собира сè додека електронското изродување да стане доволно за да се спротивстави на гравитацијата, или пак јадрото да стане доволно врело (околу 100 мегакелвини) за да започне со соединување на хелиумот. Што од ова ќе се случи прво, зависи од масата на ѕвездата.

Ѕвезди со мала маса

Што се случува откако ѕвезда со мала маса ќе престане да произведува енергија преку соединување не се знае: се смета дека универзумот е стар околу 13,7 милијарди години, што е помалку отколку што е потребно да престане соединувањето во таква ѕвезда. Оваа теорија се заснова врз компјутерско моделирање кое го прават астрономи како Дон Ванденберг.

Ѕвезда помала од околу 0,5 сончеви маси никогаш нема да може да врши соединување на хелиумот, дури и откако во јадрото ќе се потроши сиот водород. Едноставно кај нив нема доволно ѕвездена маса за да извршат притисок врз јадрото. Вакви се црвените џуџиња како на пример Проксима Кентаур, од кои некои живеат илјадници пати подолго од нашето Сонце. Неодамнешните астрофизички модели сугерираат дека црвено џуџе со сончева маса од 0,1 може да остане во главната низа речиси шест трилиони години, а во наредните неколку стотици милијарди години бавно да се претвора во бело џуџе.^[2] Ако јадрото на ѕвездата стагнира (како што се смета дека е случај со нашето Сонце), тоа сепак ќе биде опколено со слоеви од водород. Сепак, ако ѕвездата е целосно струевита (како во случај на ѕвездите со најмала маса), нема да има такви слоеви. Ако пак ги има, ќе се претвори во црвен џин каков што е случајот со ѕвездите со средна големина опишан подолу, но никогаш нема да изврши јадрено соединување на хелиумот како другите.

Ѕвезди со средна големина

Маглина Мачкино Око, планетарна маглина образувана со умирањето на ѕвезда со приближно иста маса како нашето Сонце.

Забрзаната соединување во слојот со водород веднаш над јадрото, предизвикува проширување на ѕвездата. Бидејќи ова ги турка надворешните слоеви подалеку од јадрото и го намалува гравитациското влијание врз нив, тие се шират побрзо отколку што се произведува енергија, а тоа предизвикува ладење со што ѕвездата станува поцрвена отколку во главната низа. Ваквите ѕвезди се познати како црвени џинови.

Според Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм (Hertzsprung-Russell diagram), црвен џин е голема ѕвезда која не е во главната низа, со ѕвездена класификација K или M. Примери за вакви ѕвезди се Алдебаран од соѕвездието Бик и Арктур од соѕвездието Воловар.

Ѕвезда со големина до неколку сончеви маси ќе создаде хелиумско јадро, кое е поддржано од притисокот на електронската дегенерација, опколено со слоеви кои сè уште содржат водород. Неговата гравитација го згуснува водородот во слој веднаш над него, што предизвикува побрза соединување отколку што водородот би ја вршел во главната низа на ѕвезда со иста маса. Ова пак предизвикува ѕвездата да стане посветла (од 1.000 – 10.000 пати посјајна) и да се шири, а степенот на ширење го надминува зголемувањето на светлината, со што се постигнува намалување на делотворната температура.

Откако ќе се потроши водородот од јадрото, јадрото го апсорбира хелиумот, поради што јадрото се собира уште повеќе. Тоа пак доведува преостанатиот водород да се стопи уште побрзо. На крајот започнува соединување на хелиумот (што вклучува троен-алфа-процес) во јадрото. Кај ѕвезди со поголема сончева маса од 0,5 притисокот на изменетите електрони може да ја одложи соединувањето на хелиумот милиони години или десетици милиони години; а кај помасивни ѕвезди, комбинацијата од хелиумско јадро и слоевите значи дека таквиот притисок не е доволен за значително да го одложи процесот.

Кога температурата и притисокот во јадрото ќе можат да запалат хелиумска соединување во јадрото, ќе се појави хелиумски блесок доколку во јадрото има доволно притисок од дегенерација на електроните; кај помасивни ѕвезди каде јадрото нема доволно притисок, палењето на хелиумската соединување започнува релатинво незабележливо. Дури и да се појави хелиумски блесок, времето на ослободување на енергијата е кратко, па видливите надворешни слоеви на ѕвездата се релативно непопречени.^[3] Енергијата што се ослободува преку соединување на хелиумот предизвикува проширување на јадрото, а водородната соединување на надворешните слоеви се забавува, со што вкупното производство на енергија се намалува. Затоа ѕвездата се собира, постепено се собира во полупречник и ја зголемува површинската тепмература.

Откако ѕвездата ќе го потроши хелиумот во јадрото, соединувањето продолжува во лушпата околу врелото јадро од јаглерод и кислород.^[4]

Промените во енергијата што зрачи предизвикуваат ѕвездата да ја смени големината и температурата за одреден период. Енергијата што зрачи е со пониска честота, а ова е придружено од зголемување на губењето на масата преку ѕвездени ветрови и силни пулсирања. Ѕвездите во оваа фаза се наречени ѕвезди од доцен период, ѕвезди OH-IR или мириди, во зависност од нивните одлики. Потиснатиот гас е релативно богат со тешки елементи создадени во ѕвездата, и делумно збогатен јаглерод или кислород во зависност од типот на ѕвездата. Гасот создава лушпа која се лади како што се оддалечува од ѕвездата, дозволувајќи им на честичките прашина и молекулите да се образуваат.

Реакцијата на горење на хелиумот е крајно осетлива на температура, и предизвикува голема нестабилност. Се создава огромно пулсирање, кое на крајот им дава на надворешните слоеви на ѕвездата доволно кинетичка енергија, со што се образува планетарна маглина. Во центарот на маглината останува јадрото на ѕвездата, која се оладува и се претвора во мало но цврсто бело џуџе.

Масивни ѕвезди

Кај масивните ѕвезди, јадрото е доволно големо за да започне хелиумска соединување и пред да се измени притисокот на дегенеративните електрони. Според тоа, кога овие ѕвезди се шират и се ладат, не сјајат толку колку ѕвездите со помала маса. Сепак, тие на почеток сјајат многу повеќе од ѕвездите со помала маса, и сè уште се посјајни од црвениот џин што се создава од помалку масивните ѕвезди. Овие ѕвезди се познати како суперџин.

Екстремно масивните ѕвезди (со маса поголема од 40 сончеви маси), кои се многу светли и имаат многу брзи ѕвездени ветрови, масата ја губат многу брзо поради зрачниот притисок и ги губат своите слоеви пред да дојдат во состојба да се претворат во црвен суперџин, и според тоа имаат екстремно висока површинска температура (и синобела боја) од нивната главна фаза па натаму. Не постојат ѕвезди со маса поголема од околу 120 сончеви маси, бидејќи во таков случај надворешните слоеви ќе бидат истерани со извонредното зрачење. Иако ѕвездите со помала маса не ги горат брзо надворешните слоеви, тие можат исто така што избегнат да се претворат во црвен џин или во црвен суперџин ако се во двоен систем доволно блиску за да може придружната ѕвезда да ги отстрани слоевите како што се шират, или ако се вртат доволно брзо па конвекцијата да се протега од јадрото до површината.^[5]

Кај масивните ѕвезди, притисокот на изродените електрони не е доволен за да го запре колапсот, па како што се собираат потешки елементи во центарот, потешките елементи се палат, привремено запирајќи го колапсот. Ако јадрото на ѕвездата не е премногу масивно (ако е помало од 1,4 соалрни маси, вклучувајќи ја и масата што е изгубена до овој период), тогаш може да се претвори во бело џуџе (најверојатно опколено со планетарна маглина) како што е опишано погоре за ѕвездите со помала маса, со таа разлика што ова бело џуџе ќе биде составено главно од кислород, неон и магнезиум.

Ѕвезда со премасивно јадро која не може да се изври претоврање на неонот во кислород и магнезиум, ќе претрпи колапс на јадрото пред да дојде до фазата на соединување на потешките елементи.^[6] Ова може да предизвика забележлив ефект на изобилство на елементи и изотопи кои се исфрлени како супернова.

Откако еднаш процесот на ѕвездена нуклеосинтеза ќе дојде до фазата на железо-56, продолжувањето на овој процес одзема енергија. Ако масата на јадрото ја надмине границата од 1,4 сончеви маси, притисокот на дегенеративните електрони нема да може да ја поддржи тежината наспроти силите на гравитација, и јадрото наеднаш ќе се најде во катастрофален колапс и ќе образува неутронска ѕвезда или (во случај на јадро со околу 0,7 сончеви маси), црна дупка. Во овој процес кој не е целосно реконструиран, дел од гравитациската потенцијална енергија која е ослободена од колапсот на јадрото, ќе се претвори во супернова од тип Ib, тип Ic, или тип II. Се знае дека колапсот на јадрото произведува огромен бран од честички неутрино, како што е забележано при случајот со суперновата SN 1987A.

Иако ѕвездите црвен џин кои не експлодираат можат да произведат значајно количество на елементи потешки од железо користејќи ги неутроните ослободени од претходни јадрени реакции, изобилството од елементи кои се потешки од железо (и донекаде од некои изотопи на елементи кои имаат стабилни или долговечни изотопи) а кои се произведени при ваква реакција, се разликуваат од оние кои се произведени при супернова.

Најмасивните ѕвезди можат целосно да бидат уништени од супернова со енергија која далеку ја надминува неговата гравитациска енергетска врска. Ова ретко се случува, а е предизвикано од пар нестабилни супернова ѕвезди, а зад себе не остава црна дупка.^[7]

Ѕвездени остатоци

Откако ѕвездата ќе го изгори горивото кое го има, нејзините остатоци можат да бидат во три вида во зависност од масата што ја имала претходно.

Бело џуџе

За ѕвезда со сончева маса 1, остатоците во форма на бело џуџе се околу 0,6 сончеви маси, збиени во волумен колку овој на нашата Земја. Белите џуџиња се стабилни затоа што внатрешноста ја влече гравитација и е балансирана од притисокот на изродените електрони. Притисокот на изродените електрони е обезбедување против понатамошна компресија, па според тоа за даден хемиски состав, белите џуџиња со поголема маса имаат помал волумен. Бидејќи не е останато гориво, ѕвездата зрачи со преостанатата топлина во вселената во наредните милијарди години.

Хемискиот состав на белото џуџе зависи од масата. Ѕвезда со неколку сончеви маси ќе започне со јаглеродна соединување, и ќе образува магнезиум, неон и мало количество на други елементи, а на крајот белото џуџе ќе биде составено главно од кислород, неон и магнезиум, кои гарантираат дека масата не може да се намали под 1,4 сончеви маси, и дека палењето на јаглеродот нема да доведе до супернова.^[8]

На крајот, она што останува се нарекува понекогаш црно џуџе. Како и да е, универзумот не е доволно стар па сè уште не постојат црни џуџиња.

Неутронска ѕвезда

Бран налик на меур кој сè уште се шири после експлозија на супернова пред 15.000 години.
(Стиснете тука за поголема слика)

Кога јадрото на ѕвездата ќе доживее колапс, притисокот ги заробува електроните, при што голем дел од протоните се претвораат во неутрони. Електромагнетните сили кои ги разделуваат јадрата ги нема, и поголемиот дел од јадрото на ѕвездата станува цврста топка од неутрони (во некои случаи налик на џиновско јадро на атом), со надворешен тенок слој од изродена материја (најчесто железо). Неутроните не се згуснуваат понатаму.

Ваквите ѕвезди се познати како неутронски ѕвезди и се екстремно мали — со полупречник од околу 10 км, не се поголеми од големина на еден голем град — и се феноменално густи. Нивниот период на свртување драматично се скратува, а некои од нив се вртат со брзина од над 600 вртежи во секунда. Кога магнетното поле на овие ѕвезди е во линија со нашата Земја, ние ги регистрираме како пулсари, и тоа се првите неутронски ѕвезди што се откриени.

Црна дупка

Ако масата на остатокот од ѕвездата е доволно голема, дегенеративниот притисок на неутроните е недоволен да предизвика колапс. Тогаш ѕвездените остатоци се претвораат во црна дупка. Масата која е потребна за да се случи ова не е позната со сигурност, но се претпоставува дека е меѓу 2 и 3 сончеви маси.

За црните дупки зборува општата теорија за релативноста. Според оваа теорија, ни материја ни информација може да излезе од внатрешноста на црната дупка надвор кон набљудувачот, иако квантните ефекти дозволуваат отстапување од ова правило. Се смета дека постојат црни дупки во унвиерзумот, не само поради теоретските нагаѓања, туку и според астрономските набљудувања.

Но, сè уште не е познато дали е можно ѕвездата да колабира директно во црна дупка без претходно да се претвори во видлива супернова, Исто така не се знае точната разлика меѓу почетната маса на ѕвездата и остатокот како црна дупка. Потребни се уште анализи на ѕвезди кои се претвориле во супернова и на нивните остатоци за да може нешто повеќе да се каже со сигурност.

Наводи

↑ Dina Prialnik (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. chapter 10. ISBN 0521650658.
↑ „Why the Smallest Stars Stay Small“. Sky & Telescope (22). 1997.
↑ Alan C. Edwards (1969). „The hydrodynamics of the helium flash“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 146: 445–472.
↑ I. Juliana Sackmann; и др. (1993). „Our Sun. III. Present and Future“. The Astrophysical Journal. 418: 457–468. doi:10.1086/173407.
↑ D. Vanbeveren (1998). „Massive stars“ (PDF). The Astronomy and Astrophysics Review. 9: 63–152. doi:10.1007/s001590050015. Архивирано од изворникот (PDF) на 2009-03-27. Посетено на 2009-02-10.
↑ Ken'ichi Nomoto (1987). „Evolution of 8-10 solar mass stars toward electron capture supernovae. II - Collapse of an O + Ne + Mg core“. Astrophysical Journal. 322 Part 1: 206–214. doi:10.1086/165716.
↑ Pair Instability Supernovae and Hypernovae., Nicolay J. Hammer, (2003), accessed 7 мај 2007.
↑ Ken'ichi Nomoto (1984). „Evolution of 8-10 solar mass stars toward electron capture supernovae. I - Formation of electron-degenerate O + Ne + Mg cores“. Astrophysical Journal. 277 Part 1: 791–805. doi:10.1086/161749.

Препорака за читање

Белешки од предавањето за структурата и развојот на звездите - Мичигенски универзитет (англиски)
Структура и развојот на ѕвездите Архивирано на 1 ноември 2007 г. - Охајски универзитет (англиски)

Статијата „Ѕвезден развој“ е избрана статија. Ве повикуваме и Вас да напишете и предложите избрана статија (останати избрани статии).

[prialnik-1] Dina Prialnik (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. chapter 10. ISBN 0521650658.

[S&T_22-2] „Why the Smallest Stars Stay Small“. Sky & Telescope (22). 1997.

[3] Alan C. Edwards (1969). „The hydrodynamics of the helium flash“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 146: 445–472.

[4] I. Juliana Sackmann; и др. (1993). „Our Sun. III. Present and Future“. The Astrophysical Journal. 418: 457–468. doi:10.1086/173407.

[5] D. Vanbeveren (1998). „Massive stars“ (PDF). The Astronomy and Astrophysics Review. 9: 63–152. doi:10.1007/s001590050015. Архивирано од изворникот (PDF) на 2009-03-27. Посетено на 2009-02-10.

[6] Ken'ichi Nomoto (1987). „Evolution of 8-10 solar mass stars toward electron capture supernovae. II - Collapse of an O + Ne + Mg core“. Astrophysical Journal. 322 Part 1: 206–214. doi:10.1086/165716.

[Hammer-7] Pair Instability Supernovae and Hypernovae., Nicolay J. Hammer, (2003), accessed 7 мај 2007.

[8] Ken'ichi Nomoto (1984). „Evolution of 8-10 solar mass stars toward electron capture supernovae. I - Formation of electron-degenerate O + Ne + Mg cores“. Astrophysical Journal. 277 Part 1: 791–805. doi:10.1086/161749.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]