Живот на главној секвенци: Како се звезде развијају

Звезде су неки од основних грађевних елемената универзума. Они не само да чине галаксије, већ многи такође поседују планетарне системе. Дакле, разумевање њиховог формирања и еволуције даје важне трагове за разумевање галаксија и планета.

Сунце нам даје првокласни пример за проучавање, овде у нашем сопственом соларном систему. То је само осам светлосних минута, тако да не морамо дуго чекати да видимо карактеристике на њеној површини. Астрономи имају низ сателита који проучавају Сунце, а дуго су знали о основама његовог живота. Као једна ствар, то је средовјечна година, и управо је средином свог живота названа „главна секвенца“. За то време, он у свом језгру спаја водоник да би створио хелијум.

Кроз своју историју Сунце је изгледало приближно исто. За нас је то увек био тај блистав, жућкасто-бели објекат на небу. Чини се да се то не мења, бар за нас. То је зато што живи у потпуно другачијој временској скали од људи. Међутим, то се мијења, али на врло спор начин у односу на брзину у којој живимо своје кратке, брзе животе. Ако посматрамо живот звезде на скали старости свемира (око 13,7 милијарди година), тада Сунце и остале звезде живе прилично нормалне животе. То јест, они се рађају, живе, развијају се и умиру у десетинама милиона или милијарди година.

Да би разумели како се звезде развијају, астрономи морају да знају које врсте звезда постоје и зашто се оне међусобно разликују на важне начине. Један корак је „сортирање“ звезда у различите канте, баш као што људи могу да сортирају кованице или мермер. Зове се "звјездана класификација" и игра велику улогу у разумијевању рада звијезда.

Астрономи сортирају звезде у низу "канти" користећи ове карактеристике: температуру, масу, хемијски састав и тако даље. На основу своје температуре, осветљености (светлости), масе и хемије, Сунце је класификовано као средовечни Звезда то је у периоду свог живота који се зове "главна секвенца".

Скоро све звезде проводе већину свог живота на овом главном низу док не умре; понекад њежно, понекад насилно.

Основна дефиниција онога што чини звезда главног низа је следећа: то је звезда која у свом језгру фузује водоник за хелијум. Водоник је основни грађевни блок звезда. Затим га користе за стварање других елемената.

Када се звезда формира, то чини зато што се облак водоничног гаса почиње сажимати (скупљати) под силом гравитације. Ово ствара густ, врућ протостар у центру облака. То постаје језгро звезде.

Густина у језгри достиже тачку у којој је температура најмање 8 до 10 милиона степени Целзијуса. Спољни слојеви протостаре се притискују на језгри. Ова комбинација температуре и притиска покреће процес који се назива нуклеарна фузија. То је тачка када се рађа звезда. Звезда се стабилише и достиже стање које се зове „хидростатска равнотежа“, а то је када је спољно зрачење притисак из језгре уравнотежен је огромним гравитационим силама звезде која се покушава урушити себе. Када су сви ови услови испуњени, звезда је "на главном низу" и креће о свом животу ужурбано претварајући водоник у хелијум у свом језгру.

Маса игра важну улогу у одређивању физичких карактеристика дате звезде. Такође даје трагове колико дуго ће звезда живети и како ће умрети. Што је већа од масе звезде, то је већи гравитациони притисак који покушава да сруши звезду. Да би се борио са тим већим притиском, звезди је потребна велика брзина фузије. Што је већа маса звезде, већи је притисак у језгри, већа је температура и самим тим већа је брзина фузије. То одређује колико ће брза звезда потрошити своје гориво.

Масивна звезда ће брже осигурати резерве водоника. То га скида са главне секвенце брже од звезде ниже масе, која гориво троши спорије.

Када звезди понестане водоника, почињу да топљују хелијум у својим језграма. Тада они напуштају главни редослед. Звезде високе масе постају црвени суперјунаци, а затим еволуирати да бисте постали плави суперјунаци. То је фузија хелијума у ​​угљеник и кисеоник. Затим почиње да их спаја у неон и тако даље. У основи, звезда постаје фабрика за хемијско стварање, при чему фузија се одвија не само у језгри, већ у слојевима који окружују језгро.

На крају, звезда веома велике масе покушава да стапа гвожђе. Ово је пољубац смрти за ту звезду. Зашто? Јер фузионисање гвожђа одузима више енергије него што звезда има на располагању. Зауставља фабрику фузије мртву у својим траговима. Када се то догоди, спољни слојеви звезде се урушавају у језгру. То се дешава прилично брзо. Спољне ивице језгра испадају прво, невероватном брзином од око 70 000 метара у секунди. Када то погоди гвоздену језгру, све почиње одскакати, и то ствара ударни талас који прође кроз звезду за неколико сати. У том се процесу стварају нови, тежи елементи док шокни фронт пролази кроз материјал звезде.
То је оно што се назива супернова "језгра-колапс". На крају, спољни слојеви експлодирају у простор, а преостало је срушено језгро, које постаје а неутронска звезда или Црна рупа.

Звезде са масом између пола соларне масе (то јест половине Сунчеве масе) и око осам соларних маса ће топити водоник у хелијум све док се гориво не потроши. У том тренутку, звезда постаје црвени див. Звезда почиње да спаја хелијум у угљеник, а спољни слојеви се шире како би звезду претворили у пулсирајући жути див.

Када се већина хелијума споји, звезда опет постаје црвени гигант, чак и већи него раније. Спољни слојеви звезде шире се у простор, стварајући а планетарна маглина. Језгро угљеника и кисеоника ће заостати у облику а бели патуљак.

Звезде мање од 0,5 сунчевих маса такође ће формирати беле патуљке, али неће моћи да спајају хелијум због недостатка притиска у језгри од њихове мале величине. Због тога су ове звезде познате као хелијумски бели патуљци. Попут неутронских звијезда, црних рупа и суперјунака, ове више не припадају главном слиједу.