Раждане и еволюция на звездите (1)
Историята за раждането и изчезването на звездите е и историята за произхода на елементите, както и за борбата на материята срещу гравитацията, борба, която последната винаги печели.
В началото на Вселената единствените елементи, които се появиха, бяха съвсем леките. Едва след появата на първите звезди започват да произвеждат по-тежки елементи, чрез нуклеосинтеза - процесът на сливане на ядра вътре в звездите.
Първото поколение звезди отдавна го няма. Плътността на материята беше по-висока, облаците от първичен газ - по-широки, а водородът в изобилие, така че се предполага, че образуваните звезди са по-големи, изгарят бързо и разпръскват по-тежки елементи наоколо, създавайки условия за появата на следващото поколение звезди, по-малко драматични.
Всички звезди започват да оживяват по подобен начин. Разликата се проявява в последващата им еволюция и особено в начина, по който завършват.
Първо имаме гигантски молекулярен облак. Обикновените имат около 100 a.l. (светлинни години) в обиколка и обхваща около 6 милиона слънчеви маси. Трябва да се отбележи, че звездите обикновено произхождат от галактически области, богати на материя, като се появяват в групи, а не поотделно (разбира се, времето и мястото се тълкуват като такива в астрономически мащаб).
Молекулните облаци се оформят непрекъснато и се влияят от гравитационните връзки между тях. Ако първоначално плътността на облака е толкова ниска, че склонността му да се срутва под собственото си тегло лесно се преодолява от турбуленцията вътре, тези мащабни влияния могат да предизвикат свиването. Молекулярният облак започва да се срутва изцяло или само в определени области. Гравитационната сила, поради концентрацията на масата, става по-силна. Огромната маса газ ще се фрагментира във времето в облаци със звездни маси, които ще продължат да се кондензират до образуването на протостати.
Както всички процеси, свързани с еволюцията на звездите, раждаемостта на една звезда зависи от масата. Колкото по-голяма е нашата маса, толкова по-бързо се образува звездата. За да се роди на слънцето са били необходими около 10 милиона години, но за десет пъти по-големи маси са необходими само 100 000 години.
Раждането на звезда (художествена концепция)
кредит: whiteice89.deviantart.com
протозвезда
Компресията на веществения облак води до повишаване на температурата в резултат на триене между молекулите на газа. Енергията се излъчва по време на колапса. В един момент обаче ядрото ще стане адиабатно непрозрачно, топлината започва да се съхранява до голяма степен в центъра, затопляйки се все повече и по този начин защитавайки протозвездата. Непрозрачността настъпва, когато плътността се увеличава, материята се натрупва и фотоните вече не могат лесно да избягат. Ядрото ще се нагрява все повече и повече, а когато температурата достигне 10 милиона градуса по Келвин, водородът ще започне да се слева. В момента имаме звезда.
Ако протозвездата има маса по-малка от 0,08 слънчеви маси, вътрешната температура никога няма да се повиши достатъчно, за да се получи водородно сливане. Това са неуспешни звезди, наречени кафяви джуджета. Те са някъде между звездите и газообразните планети (като Юпитер). Те излъчват енергия, но не поради сливане в ядрото, а поради гравитационно свиване.
Основната последователност
Попаднали в основната последователност (продължителност на живота), звездите са в равновесие, стига да имат гориво. Тенденцията да се срути поради гравитационното привличане се балансира от вътрешното налягане, дадено от процесите на синтез. Със сливането идва и звездният вятър. Някои звезди, обикновено много активни, големи и горещи, имат такъв звезден вятър, че разпръскват диска от околната материя и правят невъзможно формирането на планети.
Слънцето има слънчев вятър, еквивалентен на 10 -14 от неговата маса годишно или 0,01 от неговата маса през цялото си съществуване. Но звездите над 50 слънчеви маси могат да имат звезден вятър от порядъка на 10 -5, губейки половината от масата си по време на основната последователност.!
Звездите в основната последователност са разделени на спектрални класове, които зависят главно от масата на звездата (виж таблицата по-долу). Масата определя температурата, размера, специфичните реакции, цвета и начина на живот. Колкото по-голям е, толкова по-горещ е и по-кратък живот.