Tragom zvezda

Evolucija zvezda

Opšte je prihvaćeno mišljenje da zvezde nastaju gravitacionim sažimanjem oblaka međuzvezdane materije, tj. gasno-čestičnog kompleksa. To sažimanje može biti spontano i indukovano spolja. Spontano sažimanje nastaje kada oblak izgubi deo svoje unutrašnje energije. Spoljašnji uzroci koji indukuju kolaps menjaju lokalne uslove i ubrzavaju fizičke procese koji dovode do formiranja zvezda. Takvi spoljni uzroci mogu biti: udarni talasi od supernovih, vetrovi masivnih vrelih zvezda, sudari između gasnih oblaka.

Ako pod nekim od tih uticaja lokalno zgušnjenje pređe kritičnu vrednost reverzibilnih procesa fluktuacije, materija počinje da se sažima pod dejstvom gravitacije. Od početka gravitacionog sažimanja, pa tokom celog svog života zvezda vodi stalnu bitku sa sopstvenom gravitacijom koja je vuče u kolaps. Svojoj gravitaciji se zvezda suprostavlja termonuklearnim reakcijama ili degeneracijom materije. U evolutivnom razvoju zvezde razlikuju se tri faze : faza pre, za vreme i posle glavnog niza.U prvoj fazi evolutivni procesi teku na sledeći način. Prvobitni oblak međuzvezdane materije, koji počinje da se sažima, velikih je razmera (≈30 pc), masivan (≈100 hiljada masa Sunca), male gustine i niske temperature. Njega čine uglavnom molekuli vodonika, nešto helijuma i čestica prašine. U početku se oblak sažima bez prepreka (trenja) , energija oslobođena sažimanjem se odmah oslobađa, pa nema zagrevanja. Daljim sažimanjem rastu gustina i neprozračnost, a se jedan deo oslobođene gravitacione potencijalne energije, osim na zračenje, troši i na zagrevanje oblaka. Temperatura je još uvek niska, tako da su izračeni fotoni male energije (u infracrvenom i radio domenu). Kako je masa ovog oblaka velika, usled gravitacione nestabilnosti nastaje fragmentacija, tj. raspadanje na manje delove koji formiraju grupu zvezda. To su buduće asocijacije i otvorena zvezdana jata. U tako stvorenim grupama koncentracija fragmenata je mala, povezanost labava, pa se one brzo rasturaju. U ovim grupama efikasnost formiranja zvezda iznosi oko 25%.

Te zvezde se tokom evolucije zagrevaju i oduvavaju preostalu materiju koja ih okružuje. Tako se ukupna masa mladih jata drastično smanjuje, a time i njihova gravitacija, koja je držala zvezde na okupu. To je razlog raspada najvećeg broja mladih zvezdanih jata na usamljene, dvojne i višestruke zvezde. Samo mali broj otvorenih jata ima duži život (Plejade, Hijade). Zbijena zvezdana jata nastaju kada u velikom delu nekog džinovskog oblaka manje više u istom trenutku započne gravitacioni kolaps u gusto pakovanim fragmentima. Od tih fragmenata nastaju zvezde koje mogu obrazovati stabilno zbijeno zvezdano jato. Zbog toga su sve zvezde jata iste starosti. Prva faza, od početka sažimanja do paljenja termonuklearnih reakcija vodonika je tzv. faza protozvezde. U njoj je gravitaciona energija jedini izvor zagrevanja protozvezde od početka sažimanja. Ta energija jednim delom ide na povećanje unutrašnje energije protozvezde (koja se troši na disocijaciju molekula, jonizaciju atoma i topljenje čestica prašine), a ostatak se oslobađa zračenjem na niskoj temperaturi. Jonizacijom atoma i topljenjem čestica prašine raste neprozračnost, gas postaje plazma koja se sve više zagreva.

Protozvezda

Protozvezda se suprostavlja gravitaciji sve bržim termalnim kretanjem čestica, sažimanje plazme se usporava i najzad zaustavlja na povišenoj temperaturi. Nastupa ravnoteža između gravitacije (ka centru) i pritiska (od centra). Visoka neprozračnost plazme dovodi do nagomilavanja termalne energije i efikasnijeg mehanizma prenosa energije- konvekcije, kojom se oslobađa znatna količina energije, smanjuje termalni pritisak, remeti ravnoteža i ponovo nastupa gravitaciono sažimanje. Temperatura i gustina rastu, naročito u centru. Zato jezgro protozvezde, pored infracrvene može da zrači i vidljivu svetlost, ali se ona apsorbuje u hladnijem omotaču. Tako i u ovoj fazi protozvezdu možemo videti samo u infracrvenom ili, eventualno, u radio području. Posmatranje protozvezde otežava i hladna međuzvezdana materija koja je okružuje. Zato ima tako malo snimaka zvezdanog porodilišta. Prvi uspešan i pouzdan snimak dobijen je tek decembra 1987.godine u Novom Meksiku pomoću VLA. Kada se daljim sažimanjem protozvezde u njenom jezgru dostigne temperatura od oko 10 miliona Kelvina i gustina od 100 000 kg/m^3 , počinju termonuklearne reakcije sagorevanja vodonika. Takvim reakcijama se oslobađa ogromna energija koja zaustavlja sažimanje, uspostavlja se ravnoteža, a višak energije se zrači u okolni prostor kao vidljiva svetlost. Zvezda je rođena.

H-R dijagram

Na H-R dijagramu ona zauzima mesto na glavnom nizu na kojem boravi dugo u stanju energetske i mehaničke ravnoteže. Temperatura, potrebna za reakcije sagorevanja vodonika, obezbeđuje se na račun gravitacione potencijalne energije. Ukoliko je masa protozvezde mala, temperatura i gustina u jezgru ne mogu dostići potrebne vrednosti, pa se neće roditi zvezda. Takav objekat će se dalje sažimati i postati degenerisani braon patuljak, koji će izračivati energiju na dugim talasima dok se konačno ne ugasi. Donja granica mase potrebna da protozvezda stigne na glavni niz, tj. da se formira zvezda, iznosi 0.08 masa Sunca. Sažimanje i uopšte evolucija masivnijih zvezda teče brže. Položaj koji zvezda zauzme na glavnom nizu određuju njena masa i hemijski sastav. Na glavnom nizu H-R dijagrama zvezda, kao stabilna, provede najveći deo života. To je najmanje spektakularna faza njene evolucije. Kod ovih zvezda se se smenjuju stabilna stanja, kada su izvori energije u jezgru i nestabilna kada su izvori energije u omotaču. Kada su termonuklearne reakcije u tankim slojevima oko jezgra, javlja se ponovno razduvavanje, pa i odbacivanje omotača nestabilne zvezde džina. Ovo je začajna karakteristika poodmakle zvezdane evolucije. Izvesno je da zvezda tada gubi veliki do svoje mase. Džinovi gube masu reda desetmilionitog dela sunčeve mase godišnje. Poznato je da neki creni džinovi (npr. Mira Ceti) godišnje gubi masu i do desetdiljaditog dela sunčeve mase. Što je zvezda masivnija, to je veća masa odbačenog spoljnjeg sloja. Uzrok može biti dvojak : ili zvezdani vetar (zbog male površinske gravitacije koja je nedovoljna da se suprotstavi pritisku zračenja) ili udarni talasi (proizvedeni konvektivnim kretanjem u omotaču), koji razduvavaju i odbacuju spoljnje slojeve.

Zvezde najmanjih masa (između 0.08 i jedne mase Sunca) ne mogu sažimanjem da obezbede u jezgru temperaturu za sagorevanje helijuma. Zvezda će biti stabilna sve dok se vrši termonuklearna sinteza helijuma. Ostavši bez goriva, njeno jezgro od ugljenika i kiseonika se sažima, a omotač se širi. Sunce je upravo zvezda tolike mase. U stadijumu nestabilnog crvenog džina, Sunce će verovatno progutati svoje najbliže planete. Nestabilni crveni džin na razne načine gubi masu sve dok ne ostane samo gusto i toplo jezgro. Značajan mehanizam gubitka mase ovih zvezda je zvezdani vetar brzine reda 10 km/s. U interakciji zvezdanog vetra vrelog jezgra (v≈1000 km/s) sa već izbačenom materijom nastaje planetarna maglina. U njenom centru ostaje jezgro bivšeg crvenog džina – vreli plavi patuljak koji emituje UV zračenje i vremenom se hladi. Mali broj planetarnih maglina ukazuje na dve mogućnosti : ili je ta faza kratkotrajna ili kroz nju prolazi mali broj crvenih džinova. U stadijumu crvenog džina zvezda se bliži kraju svog života. Treba imati u vidu da su naša znanja o evolutivnom putu od faze crvenog džina nepotpuna i nesigurna. Teorijski modeli se ne slažu najbolje sa posmatranjima.

RSS
Follow by Email
Facebook
Twitter