astronomija.lt 2017 m. astronominis kalendorius Šviesulių teka, laida ir matomumas Orų prognozė

Žvaigždžių vidaus sandara

Straipsnis iš Astronomijos enciklopedinis žodynas.

Jump to: navigation, search

(angl. Stellar structure)


Žvaigždės yra didelės masės ir skersmens įkaitusios plazmos rutuliai, sudaryti daugiausia iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesnių elementų priemaiša. Jų paviršiaus temperatūra būna nuo 50–100 tūkst. K iki 1500–2000 K. Einant gilyn temperatūra, slėgis ir tankis didėja. Saulės centre temperatūra pasiekia 15.7 mln. K, o tankis 162 g/cm3. Kitų žvaigždžių centro temperatūra yra nuo 10 mln. iki šimtų mln. K. Žvaigždė kaitinama ties jos centru vykstančių termobranduolinių reakcijų tarp vandenilio, helio, anglies, azoto, deguo­nies ir kitų elementų branduolių, o taip pat dėl gravitacinės energijos. Normalių žvaigždžių dujos yra termodinaminėje ir hidrostatinėje pusiausvyroje. Energija iš žv. gelmių į paviršių skverbiasi konvekcijos ir spinduliavimo būdais. Laikui slenkant, dėl branduolinių reakcijų kinta žv. gelmių cheminė sudėtis. Dėl to keičiasi centrinės da­lies temperatūra, tankis, slėgis, užsižiebia naujos branduolinės reakcijos. Po tam tikro laiko žv. gelmėse įvykę pokyčiai atsiliepia ir tolimesnių nuo žv. centro sluoksnių struktūrai. Žvaigždė ima plėstis ar trauktis, kinta jos paviršiaus temperatūra, gravi­tacijos pagreitis ir kitos fizinės savybės. Šis procesas vadinamas žvaigždės evoliucija, kuri trunka milijonus ir milijardus metų. Evoliucijos greitis ir žvaigždės gyvenimo trukmė priklauso nuo pradinės žvaigždės masės. Greičiausiai evoliucionuoja didžiau­sių masių žvaigždės (kelis milijonus metų), lėčiausiai mažų masių žvaigždės – dešim­tis milijardų metų.