Животът по главната последователност: как се развиват звездите

Звездите са някои от основните градивни елементи на Вселената. Те съставляват не само галактики, но и много от тях притежават планетарни системи. И така, разбирането на тяхното формиране и еволюция дава важни улики за разбирането на галактиките и планетите.

Слънцето ни дава първокласен пример за изучаване, точно тук, в нашата собствена слънчева система. Това е само на осем светлинни минути, така че не е нужно да чакаме дълго, за да видим функции на повърхността му. Астрономите имат редица спътници, изучаващи Слънцето, и те отдавна знаят за основите на живота му. От една страна, то е на средна възраст и точно в средата на периода от живота си, наречен "основната последователност". През това време той свързва водорода в сърцевината си, за да направи хелий.

През цялата си история Слънцето изглеждаше почти същото. За нас това винаги е бил този светещ жълтеникаво-бял предмет на небето. Изглежда, че не се променя, поне за нас. Това е така, защото живее в много по-различен период от време, отколкото хората. Това обаче се променя, но по много бавен начин в сравнение с бързината, в която живеем краткия си, бърз живот. Ако погледнем живота на звездата в мащаба на епохата на Вселената (около 13,7 милиарда години), тогава Слънцето и другите звезди живеят доста нормален живот. Тоест, те се раждат, живеят, развиват се и след това умират за десетки милиони или милиарди години.

За да разберат как се развиват звездите, астрономите трябва да знаят какви видове звезди има и защо те се различават една от друга по важни начини. Една стъпка е да "сортирате" звезди в различни кошчета, точно както хората могат да сортират монети или мрамори. Нарича се "звездна класификация" и играе огромна роля в разбирането на това как работят звездите.

Астрономите сортират звезди в серия от "кошчета", използвайки тези характеристики: температура, маса, химичен състав и т.н. Въз основа на своята температура, яркост (светимост), маса и химия, Слънцето е класифицирано като средно на възраст звезда това е в период от живота си, наречен "основна последователност".

На практика всички звезди прекарват по-голямата част от живота си върху тази основна последователност, докато не умрат; понякога нежно, друг път насилствено.

Основното определение на това, което прави звезда с основна последователност, е следното: това е звезда, която в сърцевината си свързва водород с хелий. Водородът е основният градивен елемент на звездите. След това го използват за създаване на други елементи.

Когато се образува звезда, тя прави това, защото облак от водороден газ започва да се свива (събира заедно) под силата на гравитацията. Това създава плътен, горещ протостар в центъра на облака. Това се превръща в сърцевината на звездата.

Плътността в ядрото достига точка, при която температурата е поне 8 до 10 милиона градуса по Целзий. Външните слоеве на протостар се натискат върху сърцевината. Тази комбинация от температура и налягане започва процес, наречен ядрен синтез. Това е моментът, когато се ражда звезда. Звездата се стабилизира и достига състояние, наречено "хидростатично равновесие", което е когато външната радиация натискът от ядрото се балансира от огромните гравитационни сили на звездата, която се опитва да се срине себе си. Когато всички тези условия са изпълнени, звездата е "на основната последователност" и тя върви около живота си натоварено, превръщайки водород в хелий в сърцевината си.

Масата играе важна роля за определяне на физическите характеристики на дадена звезда. Освен това дава улики за това колко дълго ще живее звездата и как ще умре. Колкото по-голяма е масата на звездата, толкова по-голямо е гравитационното налягане, което се опитва да срине звездата. За да се пребори с това по-голямо налягане, звездата се нуждае от висока скорост на сливане. Колкото по-голяма е масата на звездата, толкова по-голямо е налягането в сърцевината, толкова по-висока е температурата и следователно е по-голяма скоростта на сливане. Това определя колко бързо една звезда ще използва горивото си.

Масивна звезда ще запали запасите си от водород по-бързо. Това го сваля от основната последователност по-бързо от звезда с по-малка маса, която използва горивото си по-бавно.

Когато звездите изчерпват водорода, те започват да запалват хелия в своите ядра. Това е, когато напуснат основната последователност. Стават звезди с висока маса червени супергигантии след това да се развият, за да станат сини супергиганти. Той слепва хелия с въглерод и кислород. Тогава той започва да ги слепва в неонови и така нататък. По принцип звездата се превръща в фабрика за създаване на химически вещества, като синтезът се случва не само в сърцевината, но в слоеве, заобикалящи ядрото.

В крайна сметка една многомасова звезда се опитва да запали желязо. Това е целувката на смъртта за тази звезда. Защо? Защото разпалването на желязо отнема повече енергия, отколкото звездата разполага. Тя спира фабриката за синтез мъртва в следите си. Когато това се случи, външните слоеве на звездата се срутват в сърцевината. Случва се доста бързо. Външните краища на сърцевината падат отначало с удивителната скорост от около 70 000 метра в секунда. Когато това удари желязната сърцевина, всичко започва да отскача назад и това създава ударна вълна, която пробива звездата след няколко часа. В процеса се създават нови, по-тежки елементи, когато ударният фронт преминава през материала на звездата.
Това е, което се нарича свръхнова "ядро-колапс". В крайна сметка външните слоеве избухват в пространството, а останалото е срутеното ядро, което става а неутронна звезда или Черна дупка.

Звезди с маси между половин слънчева маса (тоест половината от масата на Слънцето) и около осем слънчеви маси ще слеят водород в хелий, докато горивото се изразходва. В този момент звездата се превръща в червен гигант. Звездата започва да слепва хелия във въглерод, а външните слоеве се разширяват, за да превърнат звездата в пулсиращ жълт гигант.

Когато по-голямата част от хелия се слее, звездата отново става червен гигант, дори по-голям от преди. Външните слоеве на звездата се разширяват в пространството, създавайки a планетна мъглявина. Ядрото на въглерода и кислорода ще бъде изоставено под формата на a бяло джудже.

Звезди по-малки от 0,5 слънчеви маси също ще образуват бели джуджета, но те няма да могат да запалят хелия поради липсата на налягане в сърцевината от малкия си размер. Затова тези звезди са известни като хелиеви бели джуджета. Подобно на неутронни звезди, черни дупки и супергиганти, те вече не принадлежат към основната последователност.