Svemir

Evolucija zvijezda

Evolucija zvijezda

Zvijezde se razvijaju tijekom milijuna godina. U stvarnosti se nikada ne prestaju razvijati i mijenjati, od rođenja do smrti.

Nastaju kada se na nekom mjestu u prostoru nakuplja velika količina materije. Materijal se komprimira i grije dok ne počne nuklearna reakcija, koja troši materiju, pretvarajući je u energiju. Male zvijezde troše ga polako i traju duže od velikih zvijezda.

Teorije o evoluciji zvijezda temelje se na dokazima dobivenim studijama spektra koji se odnose na svjetlinu. Promatranja pokazuju da se mnoge zvijezde mogu svrstati u pravilan slijed u kojem su najsvjetlije najtoplije, a najmanje, najhladnije.

Ova serija zvijezda formira pojas poznat kao glavni slijed u dijagramu temperaturne svjetline koji je poznat kao Hertzsprung-Russell-ov dijagram. Ostale skupine zvijezda koje se pojavljuju na dijagramu uključuju gore spomenute divovske i patuljaste zvijezde.

Život zvijezde

Životni ciklus zvijezde započinje kao velika masa relativno hladnog plina. Stiskanje plina podiže temperaturu sve dok unutrašnjost zvijezde ne dosegne 1.000.000 ° C. U ovom se trenutku odvijaju nuklearne reakcije, čiji je rezultat da se jezgre vodikovih atoma kombiniraju s onima deuterija kako bi tvorile helijeve jezgre. Ova reakcija oslobađa velike količine energije, a kontrakcija zvijezde prestaje. Izvjesno vrijeme se čini da se stabilizira.

No, kada se oslobađanje energije završi, kontrakcija ponovo započinje i temperatura zvijezde se opet povećava. U određenom trenutku započinje reakcija između vodika, litija i drugih lakih metala prisutnih u tijelu zvijezde. Ponovno se oslobađa energija i kontrakcija prestaje.

Kada se troše litij i drugi lagani materijali, kontrakcija se nastavlja i zvijezda ulazi u završnu fazu razvoja u kojoj se vodik pretvara u helij na vrlo visokim temperaturama zahvaljujući katalitičkom djelovanju ugljika i dušika. Ova termonuklearna reakcija karakteristična je za glavni redoslijed zvijezda i traje sve dok se ne potroši sav vodik.

Zvijezda postaje crveni div i dostiže svoju najveću veličinu kada je sav njezin središnji vodik postao helij. Ako i dalje svijetli, temperatura jezgre trebala bi porasti dovoljno da uzrokuje fuziju jezgara helija. Tijekom ovog procesa vjerovatno je da će zvijezda postati mnogo manja i stoga gušća.

Kad potroši sve moguće izvore nuklearne energije, ponovno se skuplja i postaje bijeli patuljak. Ova posljednja faza može biti obilježena eksplozijama poznatim kao "novas". Kad se zvijezda oslobodi iz svoje vanjske ljuske koja eksplodira kao nova ili supernova, vraća se u međuzvjezdani medij teži elementi od vodika koji je sintetirao u njoj.

Buduće generacije zvijezda formirane od ovog materijala započet će svoj život bogatijim izborom teških elemenata od prethodnih generacija. Zvijezde koje neeksplozivno bacaju svoje vanjske slojeve postaju planetarne maglice, stare zvijezde okružene sferama plina koje zrače u višestrukim rasponima valnih duljina.

Od zvijezde do crne rupe

Zvijezde mase mnogo veće od Sunca prolaze brže evolucije, nekoliko milijuna godina od rođenja do eksplozije supernove. Ostaci zvijezde mogu biti neutronske zvijezde.

Međutim, postoji ograničenje veličine neutronskih zvijezda, izvan kojih su ta tijela prisiljena stisnuti se dok ne postanu crna rupa iz koje ne može izaći niti jedno zračenje.

Tipične zvijezde poput Sunca mogu postojati i mnogo milijardi godina. Krajnje odredište patuljaka male mase nije poznato, osim što značajno prestaju zračiti. Najvjerojatnije postaju pepeo ili crni patuljci.

◄ PrethodnoSljedeće ►
Kako je nastao Svemir?Materijali i zračenje

Video: Zvjezdoznanci 2013-05-13 - Nastanak zvijezda (Svibanj 2020).