Zvaigžņu dzimšana

• Maijs 13, 2024

Cilvēki reiz domāja, ka zvaigznes ir mūžīgas. Bet mēs tagad zinām, ka viņiem ir dzimšanas un nāves dzīves cikli. Šeit ir stāsts par to, kā dzimst saulei līdzīga zvaigzne.

Sāciet ar milzu molekulāru mākoni
Lai gan mēs varam domāt par Sauli kā milzu liesmu gāzes bumbiņu, tās centrs ir daudz blīvāks nekā tērauds. Tomēr zvaigznes tiek izgatavotas iekšā miglāji tik reti, ka vidēji kubikcentimetrā ir tikai 100 daļiņu - gaisa kubikcentimetram, ko mēs elpojam, ir apmēram 100 kvadriljonu reižu nekā daudziem.

Šķiet neticami, ka kaut kas tik būtisks kā zvaigzne ir izgatavots no kaut kā tik netīka kā miglājs. Tomēr gigantiskie mākoņi ir izkliedēti vairāku desmitu gaismas gadu attālumā. Lai arī tie ir plāni, to kopējā masa var būt pat miljons reižu lielāka par Saules sistēmas masu. Materiālu ir daudz, bet kas tos veido?

Smagums, tēlnieks
Smagums ir spēks, kas sagrauj miglāju kaut kas pietiekami blīvs, lai izveidotu zvaigzni. Milzīgs molekulārs mākonis ir laba vieta zvaigžņu veidošanai. Tam ir ne tikai bagātīgs materiāls, bet arī pietiekami auksts, ka atomi ir sanākuši, veidojot molekulas, un dažās vietās matērija ir sākusi saliet kopā.

Smaguma spēks ir atkarīgs no masas, tāpēc lielāka blīvuma zona tajā var ievilkt vairāk vielas, palielinot tās masu un līdz ar to arī gravitācijas pievilcību. Dažu miljonu gadu laikā miglājs var sabrukt. Bet ir iespējams, ka sabrukumam būs kāda palīdzība. Ir vairāki iespējamie zvaigžņu veidošanās ierosinātāji, piemēram, supernovas triecienviļņi, savienojot matēriju, veidojot blīvākus reģionus.

Miglājs nesabrūk uzreiz. Blīvāki reģioni aug, un mākonis sadalās. Tāpēc zvaigznes veidojas grupās. Katrs fragments sabrūk atsevišķi un ir potenciāla zvaigzne, kuras masa iezīmēs savu dzīvesstāstu. Plejadu zvaigžņu kopums, kas parādīts galvenes attēlā, ir zvaigžņu grupas piemērs, kas izveidojies no tā paša milzu mākoņa. Katras atsevišķās zvaigznes masa nosaka, cik spoža tā būs, cik ilgi tā dzīvos un kā mirs. Dažiem fragmentiem nebūs pietiekami daudz masu, lai veidotu zvaigznes, taču tie var kļūt brūnie punduri, neizdevās zvaigznes. [Fotoattēls: Gregs Hogans, EarthSky]

Fragmenti
Lauskas uzkarst, griežas un turpina sabrukt.

Lieta ārpus centrālā reģiona ir gravitācijas potenciālā enerģija, piemēram, ūdens, kuru aiztur aizsprosts. Kad tas nokrīt centrā, potenciālā enerģija kļūst kinētiskā (kustības) enerģija, un siltums tiek atbrīvots.

Leņķiskais impulss ir objekta rotācijas mērs, ņemot vērā tā rādiusu un ātrumu. Milzu miglāji griežas ļoti lēni. Bet leņķiskais impulss ir konservēts - tas nozīmē, ka mākoņa fragments ar mazāku rādiusu griezīsies ātrāk. Iecienītākais zemes piemērs ir slidotājs, kurš veic šķēpmešanu. Viņa sāk ar izstieptām rokām. Ja viņa pievelk rokas ķermenim, griešanās rādiuss ir mazāks, tāpēc viņa griežas ātrāk bez papildu piepūles.

Tāpēc, fragmentam sabrūkot, tā rotācija paātrinās. Sākotnējā fragmenta neregulāras formas vietā vērpšana padara to plakņveidīgāku.

Protostar
Fragments satur blīvu centrālo reģionu, kas kļūst par protostar un tad zvaigzne. Atliek tikai putekļi un gāze. Kad tas griežas, birstošie putekļi un gāze tiek iestumti diskā ap protostara ekvatoru. Zvaigznīte ne tikai veido vienu dienu no protostāra, bet arī no tā var veidoties planētu sistēma protoplanētiskais disks.

Protostar aug, piesaistot diska materiālu. Tā kā tā masa palielinās, tā turpina samazināties. Gravitācijas kontrakcija izdala daudz siltuma. Karstā gāze kodolā izstumj uz āru, darbojoties pret gravitācijas spēku. Tāpēc, kaut arī sākotnējais sabrukums notika salīdzinoši ātri, tas palēninās, jo protostar kļūst karstāks. Lai iegūtu temperatūru līdz vienam miljonam grādu pēc Celsija, ir nepieciešami apmēram miljons gadu, un tas nav gandrīz pietiekami karsts, lai tā kļūtu par zvaigzni.

Lielākā daļa zvaigžņu, kuras novērojam, ir galvenā secība zvaigznes. Viņu siltums un gaisma rodas no ūdeņraža kodolsintēzes kodolos. Lai varētu sākties kodolsintēze, pamattemperatūrai jābūt vismaz 10 miljoniem ° C (18 miljoni ° F).

Dzimst zvaigzne
Kad sākas ūdeņraža saplūšana, protostar ir pareiza mazuļa zvaigzne. Bet, pirms tā pievienojas galvenajai secībai, tai vēl ir kāda izaugsme.

Galvenās secības zvaigznī ir līdzsvars starp kodoltermiskās saplūšanas radītā siltuma ārējo spiedienu kodolā un gravitācijas spēku uz iekšu. To sauc hidrostatiskais līdzsvars. Paiet zināms laiks, līdz zvaigzne beidz noslēgt līgumu un rodas šis līdzsvars.

Zvaigžņu masa nepalielinās, tiklīdz notiek kodolsintēze, jo stiprs zvaigžņu vējš izspiež diska materiālu. Faktiski dažu miljonu gadu laikā tas pilnībā notīra putekļaino disku.

Zvaigznes galvenās kārtas darbības ilgums ir atkarīgs no tās masas. Saulei līdzīgās zvaigznes dzīvo apmēram 10 miljardus gadu, tāpēc mūsu Saule ir pusceļā no savas dzīves.Sarkanais punduris ar pusi no Saules masas var dzīvot 80 miljardus gadu vai ilgāk, kas ir daudz ilgāk nekā pašreizējais Visuma vecums. Bet masīvām zvaigznēm ir īss mūžs. Zvaigzne, kas desmit reizes pārsniedz Saules masu, ilgst tikai 20 miljonus gadu. Zvaigznes paliek galvenajā secībā, līdz to ūdeņraža degviela ir beigusies.

Video Instrukcijas: Jaunas zvaigznes dzimšana (Maijs 2024).