Жизненият цикъл на звездите Science Online
Жизненият цикъл на звездите
След години и години изследвания, учените успяха да разберат някои от загадките на звездите.
Звездите преминават през същия цикъл на живота, който ние преживяваме, в смисъл, че се раждат, живеят и след това умират. Разликата е, че еволюцията на звездите е много по-зрелищна и техният жизнен цикъл продължава много по-дълго. В зависимост от масата на звездата, продължителността на живота на една звезда може да варира от няколко милиона години до няколко милиарда години! Така че нека разберем повече за живота на някои от най-старите небесни тела във Вселената: звездите.
Раждането на звездите
Разбира се, това е времето, когато сравнението между хората и звездите трябва да приключи. Родното място на звездата е огромен, студен облак от газове и прах: звездната мъглявина.
Мъглявините на звездите се компресират като последица от собствената им гравитация. Тъй като тези молекулярни облаци стават все по-малки и по-малки, те се разделят на глобули. В крайна сметка тези глобули стават толкова плътни и се нагряват толкова много, че позволяват да протичат ядрени реакции. Когато температурата вътре в тях достигне около 10 милиона градуса по Целзий, глобулата се превръща в звезда, протост. Такава звезда не е много стабилна. За да живее, протозвездата трябва да поддържа баланса си между гравитационното привличане, което има тенденция да я свива (чрез привличане на газ от звездата към ядрото) и налягането на газовете вътре, което има тенденция да я разширява. Звезда умира, когато вече не може да поддържа този баланс.
Как можем да „знаем“ всички тези неща?
Инфрачервените обсерватории, като космическият телескоп на Европейската космическа агенция на ESA Herschel, стартирал през 2009 г. и за съжаление вече не са активни, могат да откриват топлина от такива звезди. следователно те могат да ни предоставят информацията, от която се нуждаем, за да продължим изследванията на тези звезди.
Ако температурата в центъра на протозвездите не достигне критичната стойност за задействане на ядрени реакции, тогава те се оказват под формата на кафяви джудже звезди. Кафявите джуджета не се считат за звезди. Ако критичната температура в центъра на протоста достигне критичната стойност, тогава се задейства реакцията на ядрен синтез. В този случай не говорим за протостея. Стана звезда, когато водородните атоми се слеят и се образува хелий. Ядреният синтез е ядрена реакция, при която две или повече атомни ядра се сблъскват с много висока скорост и образуват нов тип атомно ядро, в този случай водородните атоми, които образуват хелий.
По време на живота звездите консумират своите резерви от водород, които чрез синтез се трансформират в хелий. Но какво се случва, когато водородът свърши? Е, звездите ще превърнат хелия във въглерод и след известно време дори в по-тежки елементи. Поддържането на баланса между теглото и налягането на газа в този случай става много трудно. В крайна сметка звездите се срутват. Преди неизбежния колапс на звездата, ядрените реакции, протичащи извън ядрото, карат звездата да се разширява и цветът й да има тенденция към червен цвят. Звездата се превръща в червен гигант.
Краят на една звезда зависи от нейната маса. Учените очакват Слънцето да се превърне в бяла джудже звезда. Ако една звезда има маса, малко по-голяма от тази на Слънцето, тогава тя може да претърпи експлозия на свръхнова. Това ще доведе до неутронна звезда. Ако масата на звездата е поне три пъти по-голяма от масата на Слънцето, тогава колапсът на звездата може да доведе до черна дупка.!
Еволюцията на звездите
През по-голямата част от живота си звездите са във фаза на еволюция, която наричаме основна последователност. В момента слънцето е в основната последователност. Не всички звезди във Вселената обаче са в основната последователност. Когато се възхищаваме на нощното небе, ние всъщност гледаме към миналото. Забелязвали ли сте някога червени звезди в небето? Възможно е по това време звездите, които сте виждали, вече да са били мъртви. Защо? Защото тези звезди са толкова далеч от нас, че отнема много време видимата светлина от тях да стигне до очите ни.
Във Вселената има звезди в различни фази на еволюция, някои току-що са се образували, други са в основната последователност, а някои са в края на живота. За наше щастие има диаграмата Hertzsprung-Russell, която ни показва класификацията на звездите според яркостта и температурата.
Ако погледнете H-R диаграмата по-долу, можете да видите повече точки. Всяка точка представлява звезда.
Диаграмата показва варирането на яркостта на звездите в зависимост от тяхната температура.
Яркостта на звездата е посочена върху вертикалната ос. Яркостта е количеството енергия, което една звезда излъчва за секунда, а яркостта на всяка звезда е посочена според тази на Слънцето. Слънцето е в жълтата част на основната последователност и следователно има яркост 1.
Температурата на повърхността на звездата в Келвин е посочена на хоризонталната ос. Температурите спадат отляво надясно. Обикновено стойностите по хоризонталната ос се увеличават отляво надясно. По този начин можем да покажем, че звезда в горния ляв ъгъл на диаграмата е много гореща и много ярка. Ако звезда е в горния десен ъгъл на графиката, тогава тя е по-студена, но много ярка. Що за звезда би била това? Погледнете схемата и ще разберете отговора.
Превод и адаптация от Как се раждат звездите? Как умират?