ZVAIGŽŅU PASAULE / Materiālus sagatavoja: Ilgonis Vilks

AtpakaļDaudzveidīgās zvaigznes

Milži spīd ļoti spoži, toties punduru ir vairāk.

Aptuveni puse zvaigžņu ietilpst dubultsistēmās.

Dažas zvaigznes pulsē vai uzliesmo, tādēļ to spožums mainās.

Gan novas gan pārnovas spoži uzliesmo, bet uzliesmojumu cēloņi ir ļoti atšķirīgi.


Milži un punduri

Saulei līdzīgas, nelielas dzeltenas, oranžas un sarkanas galvenās secības zvaigznes sauc par pundurzvaigznēm. Pundurzvaigznes veido Galaktikas zvaigžņu lielāko daļu. Tās, tāpat kā Saule, sastāv galvenokārt no ūdeņraža un hēlija, arī to uzbūve ir līdzīga Saules uzbūvei. To iekšienē notiek kodoltermiskās reakcijas, kurās ūdeņradis pārvēršas hēlijā. Viena no pašām mazākajām pundurzvaigznēm ir zvaigzne Gliese 105C Vaļa zvaigznājā, kuras masa ir aptuveni 0,09 Saules masas. Ja zināma zvaigznes masa, starjauda, rādiuss, virsmas temperatūra un ķīmiskais sastāvs, iespējams izveidot zvaigznes modeli, kas parāda, kā mainās zvaigznes temperatūra, spiediens un blīvums atkarībā no attāluma līdz zvaigznes centram, kā arī to, kā notiek enerģijas pārnese uz ārpusi.

Tipiskas galvenās secības zvaigznes uzbūve. 5 kb

Visām galvenās secības zvaigznēm centrā atrodas kodolreakciju zona. Kodolreakcijās radusies enerģija zvaigznes ārpusē var nokļūt divējādi - starojuma pārneses vai konvekcijas procesā. Starojuma pārneses procesā gāzes atomi daudzkārt absorbē un atkal izstaro no kodolreakciju zonas nākošo starojumu, tādējādi starojuma kvanti pakāpeniski virzās uz zvaigznes ārpusi. Konvekcija darbojas tad, kad starojums nespēj pārnest visu enerģijas plūsmu, piemēram, ja kāds zvaigznes slānis ir stipri necaurspīdīgs. Zvaigznes, kuru masa mazāka nekā 0,3 Saules masas, ir pilnīgi konvektīvas, jo to viela ir visai necaurspīdīga zemās temperatūras dēļ. Zvaigznēm, kuru masa ir 0,3 līdz 1 Saules masas, tāpat kā Saulei, ir gan starojuma pārneses zona gan konvektīvā zona. Vēl masīvākām zvaigznēm ārējās konvektīvās zonas nav - starojuma pārneses zona sniedzas līdz pat zvaigznes virsmai, bet zvaigznes centrā atrodas konvektīvs kodols, kur augstā temperatūrā norisinās straujas kodolreakcijas.

Pistoles zvaigzne. HST/STScI attēls. 84 kb

Kosmosā ir zvaigznes, kas ir daudzkārt lielākas un spožākas par Sauli - milzu zvaigznes un pārmilzu zvaigznes. Nesen atklātā Pistoles zvaigzne, iespējams, ir mūsu Galaktikas zvaigzne ar vislielāko starjaudu. Tā ik sekundes izšķiež kosmosā 10 miljonus reižu vairāk enerģijas, nekā Saule. Taču milžu un pārmilžu ir daudz mazāk, nekā pundurzvaigžņu. Uz 10 miljoniem dzelteno, oranžo un sarkano punduru sastopams viens tūkstotis milzu zvaigžņu un tikai viens pārmilzis. Toties lielās starjaudas dēļ šīs zvaigznes saskatāmas no liela attāluma. Milžiem un pārmilžiem ir citāda uzbūve, nekā pundurzvaigznēm. Sarkanajiem milžiem ir neliels blīvs kodols un milzīgs, retināts apvalks, bet sarkanajiem pārmilžiem ir slāņveida, sīpolam līdzīga struktūra. Tā kā sarkano pārmilžu dzīlēs ir ļoti augsta temperatūra, tur veidojas arī par hēliju smagāki elementi, piemēram, ogleklis, slāpeklis un skābeklis, līdz pat dzelzij ieskaitot.


Dubultzvaigznes

Pētot zvaigznes, astronomi ievēroja, ka diezgan bieži divas zvaigznes redzamas blakus. Šādas zvaigznes nosauca par dubultzvaigznēm. Daļa no tām ir tikai nejauši gadījušās pie debess sfēras netālu viena no otras, bet patiesībā atrodas ļoti dažādos attālumos. Taču lielākā daļa dubultzvaigžņu ir zvaigžņu sistēmas, kas kosmiskajā telpā atrodas blakus un riņķo ap kopējo masas centru. Neskaitot dubultzvaigznes, ir diezgan daudz arī trīskāršu, četrkāršu un vairākkārtīgu zvaigžņu sistēmu. Dubultzvaigznes ir vienīgās zvaigznes, kurām, izmantojot debess ķermeņu kustības likumus, var samērā precīzi noteikt masu. Izmantojot šo paņēmienu, ir aprēķināta aptuveni 100 dubultzvaigžņu masa.

Sīriusa A riņķojums ap Sīriusu B. 4 kb

Dubultzvaigžņu iedalījums

Apakštips

Raksturojums

Optiskās dubultzvaigznes Zvaigžņu pāris, kas projicējas pie debess sfēras blakus, bet kosmiskajā telpā atrodas dažādos attālumos un neriņķo ap kopīgo smagumcentru
Vizuālās dubultzvaigznes Dubultzvaigzne, kuras komponenti saskatāmi teleskopā vai fotogrāfijā
Spektrālās dubultzvaigznes Dubultzvaigzne, kuras komponenti optiski nav atšķirami. Spektrāla dubultzvaigzne konstatējama vienīgi pēc spektra līniju periodiskām novirzēm
Aptumsuma maiņzvaigznes Aptumsuma maiņzvaigzne, kuras spožums mainās zvaigžņu aptumsuma laikā

No novērošanas viedokļa dubultzvaigznes iedala vizuālajās dubultzvaigznēs, kuru komponentus iespējams izšķirt teleskopā, un spektrālajās dubultzvaigznēs, kuru komponenti atrodas tik cieši kopā, ka par to pastāvēšanu var spriest tikai no zvaigznes spektra pētījumiem. Proti, spektrālās dubultzvaigznes komponenti riņķojot pārmaiņus tuvojas novērotājam un attālinās no tā. Doplera efekta dēļ to spektrā notiek periodiska spektrāllīniju pārvietošanās uz vienu un otru pusi.

Spektrālās dubultzvaigznes komponentu kustība un spektrāllīniju nobīde zvaigznes spektrā (1, 3 – mazākajai zvaigznei radiālā ātruma nav, 2 – zvaigzne attālinās no novērotāja, 4 – zvaigzne tuvojas novērotājam). 4 kb

Dubultzvaigžņu apriņķošanas periodi ir ļoti atšķirīgi. Plašiem zvaigžņu pāriem apriņķojums vienai ap otru ilgst simtiem un tūkstošiem gadu. Ciešākajām vizuālajām dubultzvaigznēm periods ir daži gadi vai gadu desmiti, un to orbitālo kustību var labi izpētīt samērā neilgā laikā. Spektrālo dubultzvaigžņu komponenti atrodas vēl tuvāk, tāpēc to apriņķošanas periodi ir dažas dienas, nedēļas vai mēneši. Atbilstoši dažādi ir arī zvaigžņu savstarpējie attālumi - no simtiem astronomisko vienību līdz astronomiskās vienības daļām.

Mijiedarbojošā dubultzvaigzne. HST/STScI zīmējums. 25 kb

Dažas dubultzvaigznes atrodas tik cieši kopā, ka savstarpējās pievilkšanās spēku ietekmē viena vai abas zvaigznes iegūst olas vai piliena formu. Tās ir mijiedarbojošās dubultzvaigznes. Ja piliena forma ir vienai, parasti lielākajai zvaigznei, tad no piliena smailā gala notiek zvaigznes vielas pārplūšana uz otru zvaigzni. Lielākā zvaigzne kļūst mazāka, bet mazākā aug lielāka. Zvaigznes var pat “apmainīties lomām” un tad process norisinās pretējā virzienā. Šādās dubultsistēmās zvaigžņu evolūcija norisinās pavisam citādi, nekā pārējām zvaigznēm. Uzskata, ka tieši šādās dubultsistēmās notiek novu uzliesmojumi.


Maiņzvaigznes

Dažos gadījumos dubultsistēmas zvaigžņu orbītas ir novietotas tā, ka riņķojošās zvaigznes laiku pa laikam aizsedz viena otru un dubultsistēmas kopējais spožums uz laiku samazinās. Šādas zvaigznes sauc par aptumsuma maiņzvaigznēm. Faktiski tās ir dubultzvaigznes, taču vēsturiski tās pieskaita pie maiņzvaigznēm regulārās spožuma maiņas dēļ. Tāda zvaigzne, piemēram, ir Algols Perseja zvaigznājā, kuras spožums reizi 69 stundās samazinās par 1,3 zvaigžņlielumiem. Acīmredzot jau arābu astronomi ievēroja zvaigznes spožuma maiņu, tāpēc tā ieguva nosaukumu, kas tulkojumā no arābu valodas nozīmē briesmonis.

Algola spožuma maiņas līkne. Parādīts zvaigžņu izvietojums aptumsuma laikā. 4 kb

Aptumsuma maiņzvaigznes ir tikai neliela daļa no zvaigznēm, kas maina spožumu. Daudz vairāk ir zvaigžņu, kuru spožuma maiņas cēlonis meklējams pašā zvaigznē. Izšķir pulsējošās maiņzvaigznes un eruptīvās maiņzvaigznes. Pulsējošās maiņzvaigznes izplešas un saraujas, sakarst un atdziest un to spožums mainās. Pulsāciju uzturēšanā liela nozīme ir jonizētā hēlija slānim zvaigznes ārējā daļā. Tas maina caurspīdīgumu, aizturot vai laižot cauri no zvaigznes dzīlēm plūstošo starojumu. Daļai zvaigžņu pulsācijas ir stingri periodiskas, citām zvaigznēm pulsācijas un līdz ar to spožuma maiņas ir neregulāras.

Fizikālās maiņzvaigznes

Tips

Apakštips

Raksturojums

Pulsējošās maiņzvaigznes

Liras RR Īsperioda maiņzvaigzne, kam raksturīga regulāra spožuma maiņa
  Cefeīdas

Pulsējoša maiņzvaigzne, kam raksturīga regulāra spožuma maiņa

  Pusregulārās

Maiņzvaigzne, kuras spožums nemainās stingri periodiski

  Mirīdas

Ilgperioda maiņzvaigzne, kam piemīt regulāras spožuma maiņas ar lielu amplitūdu

  Neregulārās

Maiņzvaigzne, kuras spožums mainās haotiski

Eruptīvās maiņzvaigznes

Vērša T

Jaunas zvaigznes ar neregulāru spožuma maiņu

  Vaļa UV Zvaigznes, kuru uzliesmojumi ir līdzīgi Saules uzliesmojumiem, tikai spēcīgāki
  Novas Maiņzvaigzne, kuras spožums pēkšņi pieaug tūkstošiem un miljoniem reižu. Novas iedala parastās, atkārtotās un pundurnovās.

Piemēram, cefeīdu pulsācijas ir ļoti ritmiskas. Taču par īpaši nozīmīgām astronomu acīs cefeīdas kļuva, kad noskaidrojās, ka šo zvaigžņu pulsāciju periods un starjauda ir savstarpēji saistīti. Jo lielāks cefeīdas pulsāciju periods, jo lielāka zvaigznes starjauda. Tas nozīmē to, ka, izmērot cefeīdas pulsāciju periodu, var noteikt tās starjaudu. Tas savukārt deva iespēju precīzi noteikt attālumu līdz zvaigznei, kas astronomijā bieži vien ir grūti izdarāms. Turklāt cefeīdas ir milzu un pārmilzu zvaigznes, kas saskatāmas no liela attāluma. Šī iemesla dēļ cefeīdas sauc par Visuma bākām.

Dažām pulsējošajām maiņzvaigznēm spožums mainās plašās robežās. Piemēram, mirīdu spožuma izmaiņa var sasniegt pat 10 zvaigžņlielumus! Vaļa zvaigznāja zvaigzne Mira, no kuras mirīdas ieguvušas nosaukumu, dažbrīd labi saskatāma ar neapbruņotu aci, bet citā laikā redzama tikai teleskopā. Mirīdu spožuma maiņa nav absolūti regulāra. Gan amplitūda, gan periods šīm zvaigznēm mainās no cikla uz ciklu. Mirīdas pieder pie sarkanajiem milžiem un pārmilžiem un to spožuma maiņas periods ir 200 līdz 600 dienas.

Pastāv arī eruptīvās maiņzvaigznes, kuru spožums īslaicīgi pieaug dažādu izvirdumu vai sprādzienu rezultātā. No tām sīkāk turpmāk aplūkosim novas.

Vaļa zvaigznāja izskats, kad maiņzvaigzne Mira atrodas spožuma maksimumā (augšā) un minimumā (lejā). 3 kb


Novas un pārnovas

Novas un pārnovas ir zvaigznes, kas ļoti spēcīgi uzliesmo. Agrāk zvaigžņu uzliesmojumus uzskatīja par jaunas zvaigznes parādīšanos, tāpēc šīs zvaigznes nosauca par novām un pārnovām no latīņu vārda nova – “jauns”. Pirms uzliesmojuma zvaigzne parasti saskatāma tikai spēcīgā teleskopā. Pēc strauja spožuma pieauguma seko spožuma kritums, kas ilgst mēnešiem un gadiem. Novas novēro samērā bieži, bet pārnovas - daudz retāk, toties to uzliesmojumi ir daudzkārt spēcīgāki. Viena no 20. gadsimta spožākajām novām bija Gulbja nova, kas uzliesmoja 1975. gadā. Pēdējos tūkstoš gados novēroti četri pārnovu uzliesmojumi: 1006. gadā Vilka zvaigznājā, 1054. gadā Vērša zvaigznājā, 1572. gadā Kasiopejas zvaigznājā un 1604. gadā Čūskneša zvaigznājā. Šīs pārnovas bija tik spožas kā Venēra un bija saskatāmas pat dienā. 1987. gadā pārnova uzliesmoja mūsu Galaktikas pavadonī - Lielajā Magelāna mākonī. Ik gadu vairākas pārnovas tiek atklātas citās galaktikās. Tur tās redzamas kā vājas zvaigznītes.

Pārnovas uzliesmojums 1987. gadā Lielajā Magelāna Mākonī. AAT attēls. 28 kb

Kaut arī novu un pārnovu uzliesmojumi ārēji ir līdzīgi, to cēloņi ir atšķirīgi. Pēc mūsdienu priekšstatiem novas ir mijiedarbojošās dubultzvaigznes, kurās laiku pa laikam notiek kodolsprādziens. Novu dubultsistēmas acīmredzot sastāv no parastas zvaizgnes un baltā pundura. Tajās notiek ūdeņraža pārplūšana no parastās zvaigznes uz balto punduri. Ūdeņradim uzkrājoties, temperatūra baltā pundura iekšienē paaugstinās, līdz notiek kodoltermisks sprādziens - novas uzliesmojums. Baltā pundura ārējie slāņi tiek nomesti un izveidojas gāzu apvalks, kas izplešas ar lielu ātrumu. Pēc dažiem gadiem apvalks kļūst redzams kā neliels miglājs. Novas sprādzienā izdalītā enerģija sasniedz 1038 J. Šādu enerģijas daudzumu Saule izstaro 8 tūkstošos gadu.

1901. gadā uzliesmojušās Perseja novas nomestais apvalks. AURA/NOAO/NSF attēls. 50 kb

Pārnovas sprādziens ir ievērojami grandiozāka parādība. Uzliesmojuma laikā zvaigznes spožums palielinās vairāk nekā par 17 zvaigžņlielumiem un tās starjauda var sasniegt 10 miljardus Saules starjaudu. Tas nozīmē, ka pārnovas spožums kļūst salīdzināms ar veselas galaktikas spožumu. Zvaigznes uzliesmojuma laikā izdalās 1043 J liela enerģija - Saule tik daudz enerģijas izstarotu miljards gados. Pēc spožuma līknes formas un spektra īpatnībām izšķir I un II tipa pārnovas. I tipa pārnovām spožuma līknes ir līdzīgas, bet II tipa pārnovām - atšķirīgas. Viens no iespējamiem I tipa pārnovu uzliesmojuma cēloņiem ir divu balto punduru saplūšana. Ja, zvaigznēm saplūstot to kopējā masa pārsniedz 1,4 Saules masas, notiek uzliesmojums.

Pārnovas uzliesmojums tālā galaktikā 1998. gadā. AURA/NOAO/NSF attēls. 18 kb

II tipa pārnovas ir masīvas zvaigznes evolūcijas pēdējā stadijā, kurās, izjūkot līdzsvaram starp gravitācijas spēku un gāzes spiedienu, notiek gravitācijas kolapss. Zvaigznes ārējie slāņi krīt uz kodolu, notiek sadursme, kurā rodas tik spēcīgs triecienvilnis, ka zvaigznes ārējā daļa tiek nomesta katastrofiskā sprādzienā. Šajā laikposmā, kad zvaigznē iespējami visdažādākie fizikālie apstākļi, nelielā daudzumā sintezējas dažādi smagie elementi un tiek izstarots liels daudzums neitrīno. Sākumā pārnova vēl nav sevišķi spoža, jo nomestajam gāzes apvalkam jāsasniedz noteiktus izmērus. Pēc 2 līdz 3 nedēļām zvaigzne sasniedz maksimālo spožumu, tad sākas spožuma kritums, kas ilgst vairākus mēnešus. Sprādzienā nomestais zvaigznes apvalks izplešas ar ātrumu aptuveni 1000 km/s un izveido pārnovas miglāju.

1572. gadā uzliesmojušās pārnovas miglāja uzņēmums radiodiapazonā. NASA attēls. 37 kb


 

Zvani un jautā!
(+371) 29339942

  • Lielākais Latvijas interneta veikalu preču meklētājs
  • Salidzini.lv logotips
  • Minox
  • Pulsar
  • National Geographic
  • Meade
  • Lunt Solarsystems
  • Sky-Watcher
  • Bresser
  • Helios
  • Yukon Optics Global
  • Zoffoli
  • Celestron
 
© 2018, SIA "Omicron"