ZVAIGŽŅU PASAULE / Materiālus sagatavoja: Ilgonis Vilks

AtpakaļZvaigžņu evolūcija

Zvaigznes veidojas saspiežoties lieliem gāzu un putekļu miglājiem.

Atrašanās uz galvenās secības ir zvaigznes mūža stabilākais posms.

Ar laiku zvaigznes kļūst par sarkanajiem milžiem. Dažām ar to “nepietiek”.

Nelielas masas zvaigznes mūža beigās kļūst par baltajiem punduriem.

Vidējas masas zvaigznēm lemts pārvērsties par neitronu zvaigznēm.

Melnais caurums ir masīvas zvaigznes evolūcijas gala rezultāts.


Protozvaigzne

Zvaigznes veidojas no aukstiem starpzvaigžņu gāzes un putekļu mākoņiem, tiem pakāpeniski saspiežoties gravitācijas spēka iedarbībā. Piemēram, intensīva zvaigžņu veidošanās norisinās Lielajā Oriona miglājā. Zvaigznes veidojas arī tumšā starpzvaigžņu mākonī Čūskas zvaigznājā un citur. Šie molekulārā ūdeņraža mākoņi sastāv aptuveni no 70 % ūdeņraža, 28 % hēlija un 2 % citu ķīmisko elementu. To temperatūra ir ļoti zema - 10 līdz 30 grādu pēc Kelvina skalas (K), bet masa nav mazāka kā 1000 Saules masas. Daudzi miglāji Galaktikā atbilst šiem nosacījumiem, tomēr tie nesaspiežas paši no sevis, citādi jau sen būtu pārveidojušies zvaigznēs. Ir vajadzīgs kāds ārējs spēks, kas ierosina saspiešanos. Uzskata, ka miglāja saspiešanos rada triecienvilnis, kas izveidojas pārnovas sprādzienā vai kādā citā procesā.

Molekulārā ūdeņraža mākoņi Ērgļa miglājā Čūskas zvaigznājā. HST/STScI attēls. 54 kb

Infrasarkanajā un mikroviļņu diapazonā veiktie novērojumi ļauj secināt, ka zvaigznes veidojas ātri rotējošos, turbulentos gāzes un putekļu diskos, kurus caurauž spēcīgs magnētisks lauks. No protozvaigžņu diskiem bieži tiek izsviestas šauras gāzu strūklas, kas ar lielu ātrumu pārvietojas starpzvaigžņu vidē. Saspiežoties izdalītais siltums pakāpeniski paaugstina protozvaigznes temperatūru un tā kļūst novērojama kā spēcīgs infrasarkanā starojuma avots. Topošā zvaigznei turpina saspiesties un sakarst, līdz tās centrā temperatūra sasniedz 10 miljonus K un sākas ūdeņraža “degšana”. Gāzes spiediens paaugstinās, protozvaigznes saspiešanās apstājas un tā kļūst par milzīgu, kvēlojošu plazmas lodi. H - R diagrammā zvaigzne nonāk uz galvenās secības.

Nesen izveidojušās zvaigznes Oriona miglājā. HST/STScI attēls. 95 kb

Ja sākotnējā starpzvaigžņu mākoņa masa ir mazāka nekā 0,08 Saules masas, tad no tā “īsta” zvaigzne neizveidojas, jo tā nespēj sakarst tik lielā mērā, lai zvaigznē sāktos ūdeņraža kodolreakcijas. Šādas zvaigznes sauc par brūnajiem punduriem, ar to norādot, ka zvaigžņu temperatūra ir zema (400 līdz 2000 K) un starjauda - niecīga. Ja brūnos pundurus atzīmētu H - R diagrammā, tie atrastos pašā labajā, apakšējā stūrī. Pēc izmēriem un fizikālajiem raksturlielumiem brūnie punduri ir kaut kas vidējs starp lielu planētu un pundurzvaigzni. Tie izstaro galvenokārt infrasarkano starojumu, nevis gaismu. Siltums tajos rodas, zvaigznei turpinot lēni saspiesties. Pirmais brūnais punduris tika atklāts 1994. gadā.

Nelielā zvaigzne attēla centrā ir brūnais punduris Gliese 229B. HST/STScI attēls. 91 kb


Galvenā secība

Kad zvaigzne nokļūst uz galvenās secības, tās dzīvē sākas stabilākais un ilgstošākais posms. Šajā laikā zvaigznes centrālajā daļā norisinās kodoltermiskās reakcijas, kurās ūdeņradis pārvēršas hēlijā. Pārvēršanās iespējama divos veidos: protonu - protonu cikla reakcijās un oglekļa - slāpekļa cikla reakcijās. Saules tipa zvaigznēs un mazākās, līdz ar to arī aukstākās zvaigznēs galvenokārt norisinās protonu - protonu cikla reakcijas. Par Sauli lielākās un karstākās zvaigznēs galvenā nozīme ir oglekļa - slāpekļa kodolreakciju ciklam. Abi minētie kodolreakciju cikli ir galvenais zvaigžņu enerģijas avots. Kodolreakcijas notiek ar noteiktu ātrumu, tādēļ ūdeņradis zvaigznes dzīlēs “deg” pakāpeniski, nevis uzliesmo milzīgā sprādzienā. Zvaigzne atrodas līdzsvarā, jo gāzes spiedienu tās dzīlēs līdzsvaro gravitācijas spēks.

Masīvā galvenās secības zvaigzne Kuģa Ķīļa h ir daļēji saskatāma caur miglāju, kas to apņem. NASA/JPL attēls. 20 kb

Visu to laiku, kamēr zvaigzne atrodas uz galvenās secības, tās raksturlielumi gandrīz nemainās. H - R diagrammā tā “stāv” uz vietas. Zvaigzne pakāpeniski “tērē” ūdeņraža krājumus, bet hēlija daudzums palielinās. Ne visas zvaigznes to dara vienādi ātri - masīvās zvaigznes evolucionē ātrāk, jo kodolreakciju ātrums ir ievērojami atkarīgs no temperatūras zvaigznes centrā. Zvaigzne ar Saules masu uz galvenās secības pavada aptuveni 10 miljardus gadu. Masīva zvaigzne, kuras masa ir piecas reizes lielāka nekā Saulei, uz galvenās secības atrodas “tikai” 70 miljonus gadu.


Sarkanā milža stadija

Kad ūdeņraža krājumi kodolā ir gandrīz iztērēti, zvaigznē sākas pārmaiņas. Kodolreakcijas kodolā apstājas, bet slānī ap to turpinās ūdeņraža degšana. No hēlija sastāvošais kodols saspiežas un kļūst karstāks. Tas paātrina ūdeņraža degšanu. Lai pieaugušo enerģijas daudzumu aizvadītu uz ārpusi, zvaigznes apvalks ievērojami izplešas, bet zvaigznes virsmas temperatūra pazeminās. Zvaigzne H-R diagrammā pārvietojas pa labi uz augšu un kļūst par sarkano milzi. Šajā laikā zvaigznes rādiuss ir vairāki desmiti Saules rādiusu, virsmas temperatūra ap 3000 K. Tālākā zvaigžņu evolūcija norisinās samērā strauji un ir atkarīga no to masas. Ja zvaigznes kodola masa nepārsniedz 1,4 Saules masas un pilnā masa nepārsniedz 8 Saules masas, tālākas kodolreakcijas nenotiek. Zvaigzne nomet apvalku, bet tās centrālā daļa strauji saspiežas, kļūstot par balto punduri.

Sarkanā milža uzbūve. 7 kb

Pašas masīvākās zvaigznes šajā evolūcijas posmā pārvietojas uz Hercšprunga-Rasela diagrammas labo augšējo stūri un kļūst par sarkanajiem pārmilžiem. Ļoti augstā temperatūrā tajās sintezējas arvien smagāki ķīmiskie elementi, līdz zvaigznes centrā izveidojas dzelzs kodols. Šajā evolūcijas posmā zvaigznei ir slāņveida, sīpolam līdzīga struktūra. Tā kā par dzelzi smagāku ķīmisko elementu sintēzes procesā enerģija neizdalās, bet gan tiek patērēta, līdzsvars zvaigznē tiek izjaukts. Tās ārējie slāņi tiek nomesti pārnovas sprādzienā, bet zvaigznes centrālā daļa strauji saspiežas. Tālākais zvaigznes liktenis ir atkarīgs no pāri palikušās masas. Ja tā nepārsniedz 2 līdz 3 Saules masas, tad zvaigznes saspiešanās apstājas. Izveidojas ļoti kompakts objekts - neitronu zvaigzne. Ja atlikusī masa pārsniedz 2 līdz 3 Saules masas, tad nekādi procesi zvaigznes iekšienē nespēj aizkavēt gravitācijas kolapsu un zvaigzne kļūst par melno caurumu. Tātad zvaigzne beidz dzīvi vienā no trim veidiem - kā baltais punduris, neitronu zvaigzne vai melnais caurums.

Saule izveidojās aptuveni pirms 5 miljardiem gadu. Pēc tikpat ilga laika Saule kļūs par sarkano milzi, bet dzīves beigās - par balto punduri. Sarkanā milža stadijā Saule izstaros tik daudz enerģijas, ka Zeme sakarsīs un vairs nebūs apdzīvojama.


Baltais punduris

Tātad, ja zvaigznes kodola masa nepārsniedz 1,4 Saules masas, evolūcijas beigās no tās izveidojas baltais punduris, bet zvaigznes nomestais apvalks izveido gredzenveida miglāju, kuru sauc par planetāro miglāju, jo, raugoties nelielā teleskopā, tas izskatās līdzīgs planētas diskam. Šajā evolūcijas posmā zvaigzne met plašu loku H-R diagrammā un samērā strauji nonāk balto punduru apgabalā diagrammas lejasdaļā. Miglājs palēnām izklīst kosmiskajā telpā, bet baltais punduris turpina spīdēt vēl daudzus miljardus gadu. Tā kā zvaigznes dzīlēs vairs nenotiek kodolreakcijas, baltais punduris staro tikai uz uzkrātās siltumenerģijas rēķina un pakāpeniski atdziest. Baltie punduri pakāpeniski pārvēršas melnajos punduros, bet, lai tas notiktu, jāpaiet vairāk nekā 10 miljardiem gadu un Visuma vecums acīmredzot vēl ir par mazu, lai kāds melnais punduris vispār būtu izveidojies.

Gliemeža planetārais miglājs ar balto punduri centrā. AAT attēls. 12 kb

Baltie punduri ir ļoti mazas un blīvas zvaigznes. Tipiska baltā pundura diametrs ir tikai 10 tūkstoši kilometru - aptuveni vienāds ar Zemes diametru. Ja zvaigznes masa ir vienāda ar Saules masu, nav grūti aprēķināt, ka viena sērkociņu kastīte baltā pundura vielas sver 140 tonnas! Šī tipa zvaigznes sastāv no oglekļa un hēlija atomu kodoliem un ļoti blīvi sakārtotiem elektroniem. Pavisam Galaktikā jābūt aptuveni 10 miljardiem balto punduru, bet mazās starjaudas dēļ mēs varam saskatīt tikai tuvākos no tiem. Piemēram, Sīriusa un Prociona pavadoņi ir baltie punduri.


Neitronu zvaigznes un pulsāri

Ja pēc pārnovas sprādziena atlikusī zvaigznes masa ir robežās no 1,4 līdz 2 – 3 Saules masām, gravitācijas kolapsa rezultātā izveidojas neitronu zvaigzne. Neitronu zvaigznes ir vismazākās un visblīvākās zvaigznes. To diametrs ir tikai 20 līdz 30 km, taču vidējais blīvums ir fantastiski liels - 1017 kg/m3. Viena neitronu zvaigznes vielas kubikcentimetra masa ir 100 miljoni tonnu! Arī neitronu zvaigžņu uzbūve ir neparasta. Zvaigznes centrālā daļa sastāv no neitroniem un tai piemīt šķidruma īpašības. Zvaigznes ārējo daļu veido dzelzs atomu kodoli, kuriem ir cietvielas īpašības. Var uzskatīt, ka neitronu zvaigznei ir šķidrs kodols un cieta garoza. Neitronu zvaigznes ir viskarstākās zvaigznes - to virsmas temperatūra pārsniedz 1 miljonu K. Šādā temperatūrā zvaigzne izstaro galvenokārt nevis redzamo gaismu, bet gan rentgenstarojumu. Šīs zvaigznes ļoti strauji griežas, un tām ir spēcīgs magnētiskais lauks.

Neitronu zvaigzne Dienvidu Vainaga zvaigznājā. HST/STScI attēls. 88 kb

Neitronu zvaigžņu pastāvēšana tika teorētiski paredzēta jau 1934. gadā, bet tikai 1992. gadā izdevās tieši saskatīt pirmo neitronu zvaigzni, jo mazās starjaudas dēļ tās atsevišķi tikpat kā nav saskatāmas. Tās ieraugāmas vienīgi tad, ja ar tām saistīts kāds fizikāls efekts, kurā rodas pietiekami spēcīgs starojums. Piemēram, neitronu zvaigzni var redzēt kā pulsāru. Pulsārs ir rotējoša neitronu zvaigzne, kas izstaro regulārus radioviļņu impulsus. Zvaigznei griežoties, stars periodiski pagriežas pret Zemi un ir redzams uzliesmojums - impulss. Pulsārus atklāja angļu astronomi 1967. gadā. Tas notika nejauši, gatavojot radioteleskopu citiem novērojumiem. Ritmiskie radiosignāli astronomos izraisīja lielu pārsteigumu. Sākumā tos uzskatīja par ārpuszemes civilizāciju raidītiem signāliem. Kā tieši rodas šis starojums, nav īsti skaidrs, taču galvenā nozīme šajā procesā ir neitronu zvaigznes spēcīgajam magnētiskajam laukam.

Pulsārs Krabja miglājā (pa kreisi esošā zvaigzne no divām zvaigznēm miglāja centrā). HST/STScI attēls. 55 kb

Pulsāri, kas nesen izveidojušies, izstaro ne tikai radioviļņus, bet arī gamma starojumu, rentgenstarojumu, infrasarkano starojumu un redzamo gaismu. Tāds, piemēram, ir pulsārs Krabja miglājā. Starojot neitronu zvaigzne zaudē rotācijas enerģiju, un tās griešanās ātrums samazinās. Tādēļ, pulsāram novecojot, impulsu atkārtošanās periods palielinās.

Skats no iedomātas planētas uz pulsāru. Zīmējums. HST/STScI attēls. 43 kb

Līdz šim atklāti aptuveni 700 pulsāru. Ne visi pulsāri atrodas pārnovu miglājos, un arī ne katrā pārnovas miglājā ir pulsārs. Tam ir vairāki cēloņi. Pirmkārt, nav iespējams redzēt tos pulsārus, kuru stars “netrāpa” Zemei. Otrkārt, pulsāri pastāv ievērojami ilgāk nekā pārnovu miglāji. Miglājs izklīst, bet pulsārs turpina pastāvēt. Treškārt, pārnovas sprādziens var būt nesimetrisks vai notikt dubultzvaigznes sistēmā. Tādā gadījumā pulsārs tiek izsviests no miglāja.

Krabja miglājs Vērša zvaigznājā, kas radies pārnovas uzliesmojumā 1054. gadā. AAT attēls. 16 kb


Melnais caurums

Vēl neparastāki kosmosa objekti ir melnie caurumi, kas izveidojas masīvu zvaigžņu evolūcijas galarezultātā, ja atlikusī zvaigznes masa pārsniedz 2 līdz 3 Saules masas. Melnais caurums ir telpas apgabals ap masīvu ķermeni, kura gravitācijas lauks ir tik spēcīgs, ka to nespēj atstāt ne materiāls ķermenis, ne starojums. Melnie caurumi ir ļoti mazi. Piemēram, lai Saule kļūtu par melno caurumu, tai būtu jāsaspiežas līdz 6 km diametram.

Dubultsistēmas, kurās, iespējams, atrodas melnie caurumi

Objekts

Attālums, ly

Orbitālais periods, d

Neredzamā komponenta masa, Saules masas

Redzamais komponents

Čūskneša nova 1977

10000

0.7

> 4

oranža zvaigzne
GS2000+25

8000

0,3

5 – 8

oranžais punduris
Gulbis X-1

8000

5,6

10 – 15

zilais pārmilzis
Gulbja V404

11000

6,5

8 – 15

oranžais punduris
J0422+32

8000

0,2

» 5

sarkanais punduris
J1655-40

10000

2,6

4 – 5

dzeltena zvaigzne
LMM* X-1

175000

4,2

4 – 10

zilais milzis
LMM* X-3

175000

1,7

4 – 11

balta zvaigzne
Mušas nova 1991

10000

0,4

4 – 6

oranžais punduris
Vienradža V616

3000

0,3

3 – 4

oranžais punduris

* - Lielais Magelāna Mākonis.

Melnā cauruma izmērus nosaka gravitācijas rādiuss. Tas ir attālums no melnā cauruma centra, kurā otrais kosmiskais ātrums ir vienāds ar gaismas ātrumu. Ja kāds ķermenis atrodas ārpus gravitācijas rādiusa, tad tas, attīstot pietiekami lielu ātrumu, var aizlidot projām no melnā cauruma. Ja ķermenis atrodas gravitācijas rādiusa iekšpusē, tad tam jāattīsta ātrums, kas ir lielāks par gaismas ātrumu, bet tas, saskaņā ar fizikas likumiem, nav iespējams. Tāpēc jebkurš objekts - gaismas stars, puteklis vai kosmosa kuģis, kas nokļuvis melnajā caurumā, to vairs nespēj atstāt.

Dubultsistēmā ietilpstoša melnā cauruma shematisks attēlojums. NASA attēls. 33 kb

Melnais caurums pats par sevi nav novērojams, ja vien uz to nekrīt starpzvaigžņu gāze, kas atdod enerģiju starojuma veidā. Ja melnais caurums ietilpst dubultsistēmā, kuras otrs komponents ir normāla zvaigzne, tad viela pārplūst no zvaigznes uz melno caurumu, veidojot ap to akrēcijas disku. Diska vielai krītot melnajā caurumā, rodas spēcīgs rentgenstarojums. Līdz šim atklāti tikai daži rentgenstarojuma avoti, kuru neredzamā komponenta masa ir tik liela, ka tos var uzskatīt par melnajiem caurumiem.


 

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"