Звездана еволуција

Из Википедије, слободне енциклопедије
Иди на навигацију Иди на претрагу
Животни циклус звезда сличних Сунцу

Звездана еволуција је процес старења звезде у току ког се драстично мењају њена физичка и хемијска својства. Маса звезде одређује њен развојни пут. У зависности од масе, деле се на звезде мале масе, звезде средње масе и масивне звезде.

Информације о еволутивном развоју звезда се добијају посматрањем већег броја звезда у различитим стадијумима развоја. Сматра се да звезде настају гравитационим сажимањем облака међузвездане материје. Овај процес се може догодити спонтано или индуковано. До спонтаног гравитационог колапса долази када облак међузвездане материје изгуби део своје унутрашње енергије. Индуковано сажимање се дешава променом локалних услова и убрзавањем физичких процеса који доводе до формирања звезда, што изазивају спољашњи фактори попут ударних таласа од блиских супернових, ветрова врелих масивних звезда, судара између молекулских облака, итд. У току целокупног развоја звезде, супротстављени су процеси даљег сажимања звезде услед сопствене гравитације с једне стране и термонуклеарне реакције или дегенерација материје с друге стране.[1]

Еволутивни развој звезде се може поделити у три основне фазе: фаза пре главног низа, фаза боравка на главном низу и фаза после главног низа.[2]

Фаза пре главног низа[уреди]

Претпоставља се да звездана еволуција у овој фази функционише на следећи начин. Првобитни облак међузвездане материје је великих размера, масиван, мале густине и ниске температуре. Састоји се претежно од молекула водоника, хелијума и честица прашине.[3] На самом почетку температура има константну вредност услед недостатка трења, па се енергија ослобођена сажимањем одмах израчи, тј. температура не расте. Даљим сажимањем се повећавају густина и непрозрачност што узрокује трошење дела ослобођене гравитационе потенцијалне енергије на загревање облака. Гравитациона нестабилност доводи до фрагментације масивног почетног облака. Ови фрагменти касније формирају групе звезда – асоцијације и отворена звездана јата. У овим групама је концентрација фрагмената мала и нису повезани па се брзо распадају; ефикасност формирања звезда је око 25%.[4]

Протозвезде[уреди]

Структура протозвезде

Збијена звездана јата настају када у почетном облаку истовремено започиње гравитациони колапс у густо пакованим фрагментима. Од ових фрагмената се формирају звезде које могу образовати стабилно звездано јато, чиме се објашњава и чињеница да су све звезде унутар једног јата исте старости.[5]

Прва фаза, која траје између почетка гравитационог сажимања и започињања термонуклеарних реакција водоника је фаза протозвезде. У току ове фазе звезда се загрева искључиво на рачун гравитационе енергије, чији се део троши делом на повећање унутрашње енергије, а остатак ослобађа зрачењем на ниској температури. Повећање унутрашње енергије доводи до јонизације атома и топљење честица прашине, чиме расте непрозрачност и гас се претвара у плазму чија температура све више расте. Насупрот утицају гравитације, долази до све бржег термалног кретања честица, што доводи до заустављања сажимања плазме. Систем достиже равнотежу. Услед високе непрозрачности, долази до конвекције и ослобађања знатне количине енергије, смањује се термални притисак, равнотежа се нарушава и поново долази до гравитационог сажимања, па се повећавају температура и густина.[6] Најтоплији и најгушћи део је језгро (центар) звезде.

Даљим сажимањем протозвезде се стварају услови (температура, густина) за почетак термонуклеарних реакција сагоревања водоника, чиме се ослобађа огромна енергија, која поново зауставља сажимање и поново се достиже стање равнотеже. Вишак енергије се зрачи као видљива светлост. Звезда је рођена и на Х-Р дијаграму заузима место на главном низу, где борави у стању енергетске и механичке равнотеже.

Доња граница масе потребне да протозвезда достигне главни низ је 0.08 маса Сунца.[1]

Браон патуљци[уреди]

Уколико је маса протозвезде мала, гравитациона потенцијална енергија не може омогућити довољно високу температуру за реакције сагоревања водоника, те се звезда не може формирати. Овај објекат ће се даље сажимати и постати дегенерисани браон патуљак који ће израчивати дуготаласну енергију док се не угаси.[3]

Главни низ[уреди]

Положај звезде на главном низу одређен је њеном масом и хемијским саставом. Крајње тачке путања звезда различитих маса, а истог хемијског састава, дефинишу почетни главни низ или низ нулте старости за те звезде. На главном низу Х-Р дијаграма звезда је стабилна и ту проводи највећи део свог живота.

ХР дијаграм

У току ове фазе се мења хемијски састав звезде, услед чега се мењају и сјај, температура и радијус, чиме се аутоматски мења и положај звезде. На главни низ звезде стижу са хомогеним хемијским саставом, али се претварањем водоника у хелијум повећава средња молекулска маса, чиме се смањује притисак па се језгро сажима. Сажимање језгра доводи до пораста притиска и температуре све док се поново не достигне хидростатичка равнотежа. Повећањем температуре се повећава енергетски флукс, те је и луминозност већа. Масивније звезде брже сагоревају водоник те краће остају на главном низу. Равнотежа се нарушава када количина водоника у језгу постане толико мала да се звезда више не може супротставити сопственој гравитацији, и почиње сажимање, чиме звезда силази са главног низа.[4][2]

Фаза после главног низа[уреди]

Звезда у овој фази пролази кроз многа нестабилна стања при којима губи приметан део своје масе. У овој фази еволуција такође зависи од масе.

Стадијум црвеног џина[уреди]

Поређење између Сунца које се тренутно налази на главном низу и његове претпостављене величине у добу Црвеног џина.

Једини извор енергије у овом стадијуму је гравитационо сажимање. То доводи до згушњавања звездане материје и пораста температуре. Густина опада од језгра ка вишим слојевима. У тим слојевима око језгра је температура довољно висока да долази до термонуклаерних реакција водоника, што у језгру није могуће. Кад је енергија настала у тим вишим слојевима већа од гравитационе потенцијалне енергије, део ње се ослобађа у околни простор, а део се претвара у кинетичку енергију омотача који се на тај начин шири и хлади. Површинска температура опада, расте непрозрачност и формира се конвективни омотач. На ХР дијаграму се звезда помера удесно и навише и постаје нестабилан црвени џин. Нестабилни црвени џинови губе масу све док не остане само густо и топло језгро.

Структура црвеног џина је таква да се његово хелијумово језгро сажима и загрева док се омотач шири и хлади. Када се у језгру створе температурни услови, почињу термонуклеарне реакције хелијума, сажимање престаје, и звезда постаје стабилни црвени џин. Код масивних звезда може се десити да неколико пута прођу кроз стадијум црвеног џина и могуће су термонуклеарне реакције у којима се формирају елементи редних бројева већег од хелијума. Тада остаци из последње фазе сагоревања постају основа за нове термонуклеарне реакције, и могу се формирати елементи по следећем ланцу: C → Не → О → Си → Фе.

Звезде најмањих маса не могу сажимањем да обезбеде у језгру температуру за сагоревање хелијума. За Сунце се претпоставља да ће у стадијуму нестабилног црвеног џина гравитационом силом “прогутати” своје најближе планете.[7][8]

Коначне фазе[уреди]

Звезда може провести последњи стадијум свог живота у једном од следећа три облика, зависно од масе: као бели патуљак, неутронска звезда или црна рупа.[4]

Поређење између белог патуљка (лево) и Сунца (десно)

Звезде које еволуирају у беле патуљке се након трошења горива гравитационо се обрушавају ка свом центру. Ово се зове гравитациони колапс и зауставља се дегенерацијом материје, односно под високим притиском се разбијају атоми и ствара се дегенерисани гас.

Неутронске звезде се могу формирати различитим механизмима. Један од механизама настанак неутронских звезда је вишеструки пролазак звезде кроз стабилна и нестабилна стања, при ком у језгру све тежи елементи постају термонуклеарно гориво. Уколико дође до формирања гвозденог језгра, оно неће производити нуклеарну енергију, те долазе до изузетно брзог (краће од 1с) колапса језгра. Ослобођена гравитациона потенцијална енергија убрзава електроне до ултрарелативистичких брзина, па ови електрони разбијају атомска језгра и са протонима формирају неутроне, који могу да се сабију на знатно мању запремину него што су могла атомска језгра. Поред тога се формирају и неутрини који без интеракција са осталим честицама напуштају језгро.

Дегенерисани неутронски гас зауставља колапс језгра. При паду омотача на дегенерисано језгро формира се ударни талас уз екслплозију и ослобађање велике количине енергије. Ова појава се зове супернова. То је прелазна етапа између нормалне звезде и мале неутронске звезде.[9]

У случају звезда највећих маса не постоји сила која би спречила њихово гравитационо сажимање. По завршетку термонуклеарних реакција долази до гравитационог колапса који звезду сабија у сингуларитет бесконачне густине. Овај процес се не може описати класичном физиком, већ је описан општом теоријом релативности, према којој је гравитационо поље црне рупе толико јако да долази до закривљености простор-времена у толикој мери да звезда постаје невидљива за посматрача.[2]

Референце[уреди]

  1. 1,0 1,1 Звездана еволуција, наставафизике.филес.wордпресс.цом; приступљено: 19. јануар 2015.
  2. 2,0 2,1 2,2 Општа астрофизика, Вукићевић-Карабин Мирјана, Атанацковић Олга. 2010. ИСБН 978-86-17-16947-1. стр. 158–162., Завод за уџбенике и наставна средства
  3. 3,0 3,1 Еволуција звезда, Горан Вукајловић, трагомзвезда.нет, 5. фебруар 2015; приступљено: 19. јануар 2015.
  4. 4,0 4,1 4,2 Масивне звезде, D. Ванбеверен, C. де Лур, V. Ван Ренсберген, 1998, Астрономски и астрофизички преглед (Тхе Астрономy анд Астропхyсицс Ревиеw); приступљено: 16. јануар 2015.
  5. ^ Формирање звезда, Велибор Веловић, светнауке.орг, 28. август 2010. Приступљено: 19. јануар 2015.
  6. ^ Еволуција звезда, трагомзвезда.нет; приступљено: 19. јануар 2015.
  7. ^ Настанак Сунчевог система Арцхивед 20150104080022 ат статиц.астрономија.цо.рс Еррор: ункноwн арцхиве УРЛ (Одељак: ШТА НАС ДАЉЕ ЧЕКА?), Милан Милошевић; приступљено: 19. јануар 2015.
  8. ^ Животни циклус Сунца Арцхивед 20160304185327 ат статиц.астрономија.цо.рс Еррор: ункноwн арцхиве УРЛ, статиц.астрономија.цо.рс; приступљено: 19. јануар 2015.
  9. ^ Како масивне звезде експлодирају? Арцхивед 20030627124651 ат мпа-гарцхинг.мпг.де Еррор: ункноwн арцхиве УРЛ, Х. Томас Јанка