Žvaigždės


(angl. Stars)

Žvaigždė - tai didelės masės (1028 – 1032 kg) plazmos rutulys, kurio gelmėse vyksta branduolinės reakcijos. Žvaigdė skleidžia elekt­romagnetines bangas, elektringąsias daleles (žvaigždinį vėją) ir neutrinus.

Žvaigždės susidaro traukiantis gravitacijos veikiamiems tarpžvaigždinės medžiagos debesims. Kai debesies centre slėgis ir temperatūra pakyla tiek, kad prasideda branduolinės reakcijos, sužimba žvaigždė. Branduolinių rekacijų metu žvaigždės centrinėje dalyje vandenilis virsta heliu, o žvaigždės paviršių pasiekusi energija - išspinduliuojama. Visą savo gyvavimo laiką žvaigždė išlaiko pusiausvyrą tarp vidinio slėgio ir gravitacijos. Branduolinės reakcijos negali vykti, kai masė <0.08M, o kai masė >100M, žvaigždės jau nėra stabilios. Žvaigždės masė lemia jos šviesį, temperatūrą, dydį, evoliuciją. Kuo didesnė jos masė, tuo trumpesnis jos gyvavimas.

Arti­miausia mums žvaigždė yra Saulė.

Daugiau: žr. Saulės nuotraukas http://www.boston.com/bigpicture/2008/10/the_sun.html


Artimiausios žvaigždės

Saulė
Sp. G2V
mV −26.74
MV 4.85

(α Cen)
Rigil Kentaurus, Tolimanas

Cen
Proxima Cen 4.24 šm
Sp. M5.5Ve
mV 11.09
MV 15.53

4.365 šm
α Cen A
Sp. G2V
mV 0.01
MV 4.38
α Cen B
Sp. K1V
mV 1.34
MV 5.71

Barnardo žv. 5.98 šm
Oph
Sp. M4.0Ve
mV 9.53
MV 13.22

Wolf 359 (CN Leonis) 7.78 šm
Leo
Sp. M6V
mV 13.44
MV 16.55

Lalande 21185 8.29 šm
UMa
Sp. M2V
mV 7.47
MV 10.44

Sirijus (α CMa) 8.6 šm
CMa
Sirius A
Sp. A1V
mV −1.46
MV 1.42
Sirius B
Sp. DA2
mV 8.44
MV 11.34

Luyten 726-8 8.7 šm
Cet
Luyten 726-8 A (BL Cet)
Sp. M5.5Ve
mV 12.54
MV 15.40
Luyten 726-8 B (UV Cet)
Sp. M6Ve
mV 12.99
MV 15.85

Ross 154 (V1216 Sgr) 9.7 šm
Sgr
Sp. M3.5Ve
mV 10.43
MV 13.07

Ross 248 (HH And) 10.3 šm
And
Sp. M5.5Ve
mV 12.29
MV 14.79

ε Eri 10.5 šm
Eri
Sp. K2V
3mV .73
MV 6.19

Lacaille 9352 10.7 šm
PsA
Sp. M1.5Ve
mV 7.34
MV 9.75

Ross 128 (FI Vir) 10.89 šm
Vir
Sp. M4Vn
mV 11.13
MV 13.51

EZ Aqr (GJ 866, Luyten 789-6) ~11.3 šm
Aqr
EZ Aqr A
Sp. M5.0Ve
mV 13.33
MV 15.64
EZ Aqr B
Sp. M
mV 13.27
MV 15.58
EZ Aqr C
Sp. M
mV 14.03
MV 16.34

Procyonas (α CMi) 11.4 šm
CMi
Procyon A
Sp. F5V-IV
mV 0.38
MV 2.66
Procyon B
Sp. DA
mV 10.70
MV 12.98

61 Cyg 11.4 šm
Cyg
61 Cygni A
Sp. K5V
mV 5.21
MV 7.49
61 Cygni B
Sp. K7V
mV 6.03
MV 8.31

Struve 2398 (GJ 725) 11.5 šm
Dra
Struve 2398 A
Sp. M3V
mV 8.90
MV 11.16
Struve 2398 B
Sp. M3.5V
mV 9.69
MV 11.95

Groombridge 34 (GJ 15) 11.6 šm
And
Groombridge 34 A (GX And)
Sp. M1.5V
mV 8.08
MV 10.32
Groombridge 34 B (GQ And)
Sp. M3.5V
mV 11.06
MV 13.30

ε Ind 11.8 šm
Ind
ε Ind A
Sp. K5Ve
mV 4.69
MV 6.89
ε Ind Ba
Sp. T1.0V
mV >23
MV >25
ε Ind Bb
Sp. T6.0V
mV >23
MV >25

DX Cancri 11.8 šm
Cnc
Sp. M6.5Ve
mV 14.78
MV 16.98

τ Cet 11.9 šm
Cet
Sp. G8Vp
mV 3.49
MV 5.68

GJ 1061 (LHS 1565) 11.99 šm
Hor
Sp. M5.5V
mV 13.09
MV 15.26
YZ Cet (LHS 138, Luyten 725-32) 12.1 šm
Cet
Sp. M4.5V
mV 12.02
MV 14.17
Luyteno žv. (GJ 273) 12.37 šm
CMa
Sp. M3.5Vn
mV 9.9
MV 11.94

Teegardeno žv. 12.5 šm
Ari
Sp. M6.5V
mV 15.14
MV 17.22

Daugiau: http://www.eso.org/public/images/eso0303c/, 3D modelis: http://www.solstation.com/47ly-ns.htm

Dar daugiau: http://workshop.chromeexperiments.com/stars/ su naršykle Google Chrome .


Žvaigždžių klasifikacija

Harvardo spektrinė klasifikacija

Žvaigždžių spektrinių ir šviesio klasių (kartais ir metalingumo) nustatymas iš spektruose stebimų atomų ir jonų sugerties linijų ir molekulių sugerties juostų tamsio. Harvardo klasifikacija skirsto žvaigždes tik pagal temperatūrą į spektrines klases O–B–A–F–G–K–M. Dar išskiriamos anglingosios R ir N bei cirkoningosios S žvaigždės. Neseniai įvestos labai vėsių žvaigždžių L, T ir Y spektrinės klasės. Kiekviena klasė dar skirstoma į 10 pokla­sių, numeruojamų nuo 0 (karščiausi) iki 9 (šalčiausi objektai). Saulė yra klasifikuojama kaip G2 žvaigždė.

Klasė Spalva Temperatūra (K) Masė (M) Spindulys (R) Šviesis Vandenilio linijos Pvz.
O O ≥ 33 000 ≥ 16 ≥ 6.6 ≥ 30 000 Silpnos Regoras
B B 10 000 – 33 000 2.1–16 1.8–6.6 25–30 000 Vidutinės Rigelis
A A 7 500 – 10 000 1.4–2.1 1.4–1.8 5–25 Stiprios Sirijus
F F 6 000 – 7 500 1.04–1.4 1.15–1.4 1.5–5 Vidutinės Prokionas
G G 5 200 – 6 000 0.8–1.04 0.96–1.15 0.6–1.5 Stiprios Saulė
K K 3 700 – 5 200 0.45–0.8 0.7–0.96 0.08–0.6 Labai silpnos Aldebaranas
M M ≤ 3 700 ≤ 0.45 ≤ 0.7 ≤ 0.08 Labai silpnos Betelgeizė

Šviesio klasės

MK klasifikacija skirsto žvaigždes į spektrines klases pagal temperatūrą ir į švie­sio klases pagal absoliutų spindesį. Šviesio klasė nusako žvaigždės seką diagramoje, pavadintoje Hercšprungo-Raselo vardu. Ją nepriklausomai vienas nuo kito 1910 m. pasiūlė danas Ejnaras Hertzsprungas (Ejnar Hertzsprung) ir amerikietis Henry Norrisas Russellas (Henry Norris Russell), tyrinėdami sąryšį tarp žvaigždės spektrinės klasės ir jos šviesio.

MK sistemos šviesio klasės:

  • 0hipermilžinės;

  • Isu­permilžinės:
    Ia-0 – hipermilžinės arba labai šviesios su­permilžinės, pvz. Eta Carinae (pekuliari)
    Ia – šviesios su­permilžinės, pvz. Denebas (A2Ia)
    Iab – normalios supermilžinės, pvz. Betelgeizė (M2Iab)
    Ib – silpnos supermilžinės;

  • IIšviesios milžinės:
    IIa, pvz. β Scuti (G4 IIa),
    IIab, pvz. HR 8752 (G0Iab:),
    IIb, pvz. HR 6902 (G9 IIb);

  • IIInormalios milžinės:
    IIIa, pvz. ρ Persei (M4 IIIa),
    IIIab, pvz. δ Reticuli (M2 IIIab),
    IIIb, pvz. Poluksas (K2 IIIb);

  • IVsubmilžinės:
    IVa, pvz. ε Reticuli (K1-2 IVa-III),
    IVb, pvz. HR 672 A (G0.5 IVb);

  • Vpagr. sekos žvaigždės (nykštukės):
    Va, pvz. AD Leonis (M4Vae),
    Vab,
    Vb, pvz. 85 Pegasi A (G5 Vb),
    Vz, pvz. LH10:3102 (O7 Vz) Didžiajame Magelano Debesyje;

  • VIsubnykštukės.
    sd, pvz. SSSPM J1930-4311 (sdM7)
    esd, pvz. APMPM J0559-2903 (esdM7)

  • VIIbaltosios nykštukės.

Palyginkite planetų ir žvaigždžių dydžius:


Vidinė žvaigždžių sandara

Žvaigždžių vidinė sandara priklauso nuo jų masės ir amžiaus.


Pagrindinės sekos žvaigždžių vidinė struktūra

Branduolinių reakcijų zona (šerdis, branduolys).
Čia (ir tik čia) branduolių sąlajos reakcijų metu energija išsiskiria γ spindulių pavidalu.

  • Jei masė 0.3-1.5M, o temperatūra siekia 10×106K, branduolyje vyksta protonų ciklo (pp) reakcijos.
    Jų metu H virsta He.

  • Jei masė >1M, o temperatūra siekia ~17×106K branduolyje, vyksta ir CNO ciklo reakcijos.
    Jei masė >1.5M, CNO ciklo reakcijos jau dominuoja.
    Jų metu taip pat H virsta He, bet jų metu šerdyje esantys C, N, O ir F branduoliai veikia kaip reakcijų katalizatoriai.
    Reakcijų metu susikuria ir sunkesni elementai: He, C, N, O, F.
    Iš branduolio fotonai išlekia tiesiai ir mažai sąveikaudami su kitomis dalelėmis.

Spindulinėje zonoje energija pernešama spinduliniu būdu. Fotonai nuolat sugeriami ir vėl išspinduliuojami bet kuria kryptimi. Jie, prarasdami energiją, chaotiška trajektorija ilgai (iki milijono metų) keliauja tolyn nuo centro.

  • Kuo mažesnė žvaigždės masė, tuo mažesnė jos spindulinė zona. Raudonosiose nykštukėse jos išvis nėra.
  • Ir kuo masė didesnė, tuo labiau išplitusi jos spindulinė zona. Jei masė pakankamai didelė, spindulinė zona bus išplitusi iki viso tūrio.

Konvekcinėje zonoje energija pernešama konvekciniu būdu. Karšta medžiaga kyla, ten plečiasi, vėsta, o paskui vėl grimzta į karštesnius sluoksnius (primena puode verdantį vadenį, kai oro burbulai kyla aukštyn).

  • Mažos masės žnaigždėse konvekcinė zona supa spindulinę. Čia temperatūra krenta staigiau, o energija pernešama žymiai greičiau.
  • Midelės masės žvaigždėse dėl didžiulio temperatūros gradiento jau pačiame žvaigždės branduolyje susiformuoja konvekcinė zona.

Aukščiau yra žvaigždės atmosfera.

Mūsų žvaigždės Saulės atmosferą sudaro:

  • Fotosfera - žemiausias 100-400 km storio sluoksnis, akimi matomas kaip spindintis pavir­šius. Iš jo išspinduliuojama daugiausia energijos. Čia temperatūra krenta nuo 6600K iki 4400K.
    Jo dariniai yra granulės, dėmės ir fakelai.
    Granulės - tai maži (~1000 km skersmens) ir tik ~8 min išliekantys konvekciniai nuolat „verdančios” plazmos dariniai. Supergranulės gali siekti 30 000 km ir išlikti iki 24 val.
    Saulės dėmės - laikinos paviršiaus sritys, kur stipresmis magnetinis laukas trikdo konvekciją, ir todel jose temperatūra nukrenta iki 4000К.
    Fakelai (žibintai) - pluoštiniai 200–300K aukštesnės temperatūros dariniai aplink dėmes.

    Sukimosi aplink ašį greitis priklauso nuo platumos: ties pusiauju - 25 d., ties ašigaliais - 36 d.

  • Chromosfera - raudonos spalvos vidutiniškai 2000 km storio (1500-10000km) mažo tankio (tankis mažėja nuo 10–8 iki 10–16 g/cm3) dujų sluoksnis. Temperatūra čia nuo ~6000K krenta iki 3800K, o toliau pakyla iki 7500K. Viršutiniuose sluoksniuose - net iki 15000K. Toks staigus temperatūros kilimas iki šiol nėra aiškus, bet manoma, kad tai lemia Saulės magnetinis laukas.
    Chromosferas turi dauguma F, G, K, M sp. klasių žvaigždžių.
    Chromosferos dariniai yra flokulai, spikulės, proturberantai.

  • Vainikas - išorinis labai karštas (1–2 mln. K) ir retas (~109 da­lelių/cm3) Saulės atmosferos sluoksnis.
    1–2 mln. km nuotolyje nuo Saulės paviršiaus vainikas pereina į Saulės vėją – elektringųjų dalelių (protonų, elektronų, alfa dalelių) plazmos srautą, sklindantį nuo Saulės.

Daugiau: puikios Saulės struktūros animacijos - http://alienworlds.southwales.ac.uk/sunStructure.html



Žvaigždžių evoliucija

Tarpžvaigždinė medžiaga
Žvaigždės formuojasi šaltuose tarpžvaigždinės medžiagos debesyse, kurių didžiąją dalį sudaro vandenilis (H). Žemose temperatūrose jis jungiasi į molekules (H2). Jei toks debesis yra pakankamai didelės masės ir patiria gravitacinį trikdį (praslenka masyvus objektas, smūginė supernovos banga), veikiamas gravitacijos jis ima trauktis. Temperatūra ir slėgis tokio debesies centre ima augti.
Tirštėjant šaltai tarpžvaigždinei medžiagai ūkuose gimsta prožvaigždė.
Bet koks medžiagos debesis negali būti vienalytis – jame būtinai atsiranda tankio nevienodumų, kurie traukiasi į vis tankesnius fragmentus – prožvaigždes.

Prožvaigždė
Prožvaigždėms traukiantis, jų temperatūra kyla ir kyla tol, kol centre medžiaga įkaista iki 10 mln K.
Visos traukimosi stadijoje esančios prožvaigždės sukasi aplink savo ašį. Kuo mažesnis jų skersmuo, tuo greičiau jos sukasi. Dėl tokio sukimosi formuojasi medžiagos žiedas, sudarydamas būsimos planetų sistemos užuomazgą. Iš prožvaigždės sklinda stiprus žvaigždinis vėjas. Pati prožvaigždė - medžiagos gniužulas gali suskilti į gabalus, kurie suksis aplink bendrą centrą ir sudarys dvinarę ar daugianarę žvaigždžių sistemą.

Prožvaigždė
Prožvaigždėms traukiantis, jų temperatūra kyla ir kyla tol, kol centre medžiaga įkaista iki 10 mln K.
Visos traukimosi stadijoje esančios prožvaigždės sukasi aplink savo ašį. Kuo mažesnis jų skersmuo, tuo greičiau jos sukasi. Dėl tokio sukimosi formuojasi medžiagos žiedas, sudarydamas būsimos planetų sistemos užuomazgą. Iš prožvaigždės sklinda stiprus žvaigždinis vėjas. Pati prožvaigždė - medžiagos gniužulas gali suskilti į gabalus, kurie suksis aplink bendrą centrą ir sudarys dvinarę ar daugianarę žvaigždžių sistemą.

Rudoji nykštukė masė 0.013-0.08 M
Žvaigždėse vyksta termobranduolinės reakcijos, bet jų energijos nepakanka, kad kompensuoti energijos praradimą spinduliavimo metu. Jose nėra spindulinės zonos, tik konvekcinė. Todėl žvaigždė yra vientisa. Išskiriamos trys spektrinės klasės M, L, T.

Rudoji nykštukė masė 0.013-0.08 M
Nors per 100 milijonų metų ji pasiekia H-R diagramos pagrindinę seką, temperatūra jos centre tesiekia 3-4 mln. K, o medžiaga degeneruoja. Tai sustabdo šerdies traukimąsi. Paviršiaus temperatūra ~3000 K. Rudoji nykštukė pamažu vėsta. Tai gali tęstis iki 10 milijardų metų.

Raudonoji nykštukė masė 0.08-0.3 M
Tokių žvaigždžių Visatoje yra daugiausia. Jose vandenilis lėtai virsta heliu. Jose nėra spindulinės zonos, tik konvekcinė. Todėl žvaigždė yra vientisa. Paviršiaus temperatūra tesiekia 3500 K. Šviesos išspinduliuoja ~10 000 kartų mažiau, negu Saulė.

Raudonoji nykštukė masė 0.08-0.25 M
Gyvavimo trukmė ilga (masės 0.1 M - virš 10 milijardų m.). Jose negali degti helis, todėl, sudegus vandeniliui, ilgainiui jos turėtų tapti baltosiomis nykštukėmis su heline šerdimi. Bet nuo Didžiojo sprogimo dar praėjo per mažai laiko.

Baltoji nykštukė masė 0.05–0.2 M
Labai tanki (108–1010 kg/m3) baltoji nykštukė maždaug Žemės dydžio (1000 – 5000 km). Ji labai karšta (~100 000 K), bet lėtai gęsta ir po milijardų metų taps juodąja nykštuke.

Saulės tipo žvaigždė masė 1-2.5 M
Jos šerdyje vandenilis virsta heliu. Ties šerdimi yra spindulinė zona, aukščiau - konvekcinė. Paviršiaus temperatūra > 3500 K.
Pagrindinės sekos etape (H-R diagramoje) žvaigždė išbūna: 1 M ~10 mlrd. m. ;
1.5 M ~1.8 mlrd. m.
2 M ~0.8 mlrd. m.

Raudonoji milžinė masė 1-2 M
Daugėjant helio, vandenilio degimas persikelia į sluoksnius arčiau žvaigždės paviršiaus. Tai verčia išorinį sluoksnį pūstis. Žvaigždė tampa raudonąja milžine. O šerdyje temperatūra pakyla tiek, kad įvyksta helio žybsnis - sprogimas, helis ima virsti anglimi. Per žvaigždę praeina smūginė banga. Žvaigždė šiek tiek susitraukia ir vėl tampa stabili, kol helio degimo zona nepriartėja prie žvaigždės paviršiaus.

Planetiškasis ūkas
Helio degimui persikėlus į žvaigždės viršutinius sluoksnius, žvaigždė vėl išsipučia - vėl tampa dar didesne raudonąja milžine, o šerdis vėl traukiasi. Bet temperatūra ir tankis nepakyla tiek, kad pradėtų degti anglis. Numestas viršutinis sluoksnis tampa planetiškuoju ūku, o susitraukusi šerdis - karšta baltąją nykštuke, sudaryta iš anglies ir deguonies.

Baltoji nykštukė masė < 1.4 M
Labai tanki baltoji nykštukė, nedaug didesnė už Žemės planetą, labai karšta (~100 000 K). Jai lėtai vėstant ir gęstant anglis ir deguonis kristalizuojasi. Po milijardų metų taps juodąja nykštuke.

Ia tipo supernova
Jei baltoji nykštukė yra dvinarėje sistemoje, ji ima į save traukti medžiagą iš savo kaimynės (raudonosios milžinės). Kai masė viršija 1.4 M, prasideda sprogstamoji branduolių sąlaja, ir staigus energijos padidėjimas susprogdina žvaigždę.

Mėlynoji supermilžinė masė >8 M
Jos šerdyje temperatūra tokia aukšta, kad ne tik vandenilis virsta heliu. Dega ir kiti elementai. Paviršiaus temperatūra irgi pakankamai aukšta (>10 000 K), kad spindulinė zona tęstųsi iki paviršiaus. O aplink šerdį - konvekcinė zona. Žvaigždė netenka daug masės. Pagrindinės sekos etape (H-R diagramoje) žvaigždė išbūna trumpai.

Raudomoji milžinė masė > 2.5 M
Palikdama pagrindinę seką, žvaigždė išsipučia - tampa raudonąją milžine.
Jei >10 M, - tampa raudonąja supermilžine ir, praeidama submilžinės fazę, irgi tampa raudonąja milžine. Žvaigždė praeina nestabilumo fazę - keletą kartų pučiasi ir traukiasi. Vyksta CNO reakcijos. Centre formuojasi anglies branduolys, apsuptas helio, kurį supa vandenilis. Žvaigždinis vėjas didelio tankio, bet sąlyginai mažo greičio.

Mėlynoji milžinė masė > 2.5 M
Žvaigždei traukiantis, jos paviršius kaista. Taip raudonoji milžinė gali tapti mėlynąja. Jos žvaigždinis vėjas ne toks tankus, bet žymiai greitesnis, todėl anksčiau išmestą supančią medžiagą paverčia plonu apvalkalu. Žvaigždė gali kelis kartus pūstis ir trauktis, keisdama savo spalvą ir kurdama aplink save koncentrimius apvalkalus.

II tipo supernova
Kai geležinio branduolio masė viršija 1.4 M, jis ima staigiai trauktis, jame protonai ima jungiasi su elektronais ir virsta neutronais. Išoriniai sluoksniai krenta į branduolį ir atšoka nuo jo milžinišku greičiu. Tai sukelia smūginę bangą, kuri vėl sukelia termobranduolines reakcijas. Staigus energijos padidėjimas susprogdina žvaigždę.

Neutroninė žvaigždė
Jei po supernovos sprogimo likusi šerdis yra 1.4-3 M masės, elektronai įspaudžiami į atomų branduolius ir kartu su protonais tampa neutronais. Degeneravusių neutronų slėgis sustabdo traukimąsi ir šerdis tampa 5-10 km skersmens neutronine žvaigžde (~95-99% sudaryta iš neutronų). Spėjama, kad skysto pavidalo neutronus dengia ~1km storio kieta sunkiųjų branduolių pluta. Centre gali būti kietas branduolys. Ji labai greitai sukasi apie ašį (periodai ~ 0.1-10s). Jos magnetinio srauto tankis 107–109T. Su laiku sukimosi greitis ir magnetinis laukas silpnėja. Sukimosi greitis ir magnetinio lauko stiprumas lemia ir jos spinduliavimą.

Mėlynoji supermilžinė masė 25-50 M
Jos šerdyje temperatūra tokia aukšta, kad ne tik vandenilis virsta heliu. Dega ir kiti elementai. Paviršiaus temperatūra irgi pakankamai aukšta (>10 000 K), kad spindulinė zona tęstųsi iki paviršiaus. O aplink šerdį - konvekcinė zona. Žvaigždė netenka daug masės. Pagrindinės sekos etape (H-R diagramoje) žvaigždė išbūna trumpai.

I tipo supernova
Branduolys ima staigiai trauktis, jame protonai ima jungiasi su elektronais ir virsta neutronais.

Juodoji skylė
Kai po sprogimo liekanos branduolio masė >3M, gravitacija nugali degeneravusių neutronų slėgį ir žvaigždė susitraukia į juodąją skylę.

Mėlynoji supermilžinė masė >50 M
Jos šerdyje dega ne tik helis, bet ir kiti elementai. Paviršiaus temperatūra gali siekti 25000-50000 K. Pagrindinės sekos etape (H-R diagramoje) žvaigždė išbūna trumpai. Jos evoliuciją lemia masės garavimas. Žvaigždinis vėjas toks stiprus, kad žvaigždė dideliu greičiu netenka daug masės, ir atsiveria jos gelmės.
Jei pradinė masė buvo 30-40 M - žvaigždė tampa Volfo ir Raje tipo objeku.

Juodoji skylė
Po trumpo gyvavimo pagrindinėje sekoje žvaigždė branduolys iš karto susitraukia į juodąją skylę.

Mėlynoji hipermilžinė masė >100 M
Dėl labai didelės masės jos yra nestabilios. Paviršiaus temperatūra gali siekti iki 35 000 K. Dėl labai stipraus žvaigždinio vėjo žvaigždė sparčiai netenka daug masės. Jos labai trumpaamžės - 1-3 mln. metų (gali būti ir - tik keli šimtai tūkstančių metų).

Supernovos sprogimas
Nestabili žvaigždė sprogsta kaip hipernova. Išoriniai žvaigždės sluoks­niai bloškiami kelių šimtų tūkstančių km/s greičiu. Gama spindulių žybsniai gali turėti įtakos srityse net už 500 šm.

Super burbulas
Supernovų sprogimai ir žvaigždžių vėjai sukuria didžiulius (iki kelių dešimčių šviesmečių) superburbulus, kurie plečiasi dideliu greičiu. Iš jų formuosis naujos žvaigždės.

 ©NASA/CXC/M.Weiss

 Atsisiųskite didesnės rezoliucijos (300dpi) plakatą

Per savo gyvavimo laiką žvaigždė praeina keletą etapų, kurių seka ir trukmė priklauso nuo pradinės dujų ir dulkių telkinio (iš kurio susiformavo žvaigždė) masės ir cheminės sudėties.
Didesniąją savo gyvavimo laiko dalį žvaigždė praleidžia pagrindinėje sekoje. Kuo didesnė žvaigždės masė, tuo trumpiau ji ten užsibūna, nes didesnės žvaigždės savo kurą išeikvoja greičiau.
Kai žvaigždės branduolyje baigiasi vandenilis, degimas persikelia į aukštesnius sluoksnius, žvaigždė pučiasi, o jos išorinis sluoksnis vėsta.
Tolimesnė eiga taip pat priklauso nuo žvaigždės masės. Kuo didesnė masė, tuo daugiau kartų žvaigždė pučiasi ir traukiasi, o jos šerdyje prasideda vis sunkesnių cheminių elementų sintezė iki pat geležies (už geležį sunkesni cheminiai elementai atsiranda tik per supernovų sprogimus).
O žvaigždė didele sparta praranda savo masę - kuo didesnė pradinė masė, tuo didesniu greičiu. Branduolinių reakcijų zonai priartėjus prie išorinių sluoksnių, žvaigždė juos nusimeta; jie išsisklaido erdvėje planetiškojo ūko pavidalu.
8 M (t.y. 8 Saulės masių) pradinės masės žvaigždė gali netekti iki 90% medžiagos, kurią nusineša žvaigždinis vėjas ir planetiškasis ūkas.
Jei likusi žvaigždės masė < ~2 M, tuomet karšta žvaigždės šerdis susi­traukia ir virsta baltąja nykštuke, kurios masė <1.44 M.
Didelės masės (>10 M) žvaigždžių centre susidaro geležinis branduolys. Kai jo masė pasiekia 1.4 M, jis staiga ima trauktis - elektronai „įspraudžiami“ į protonus ir virsta neutronais. Branduolį sudaro daugiausiai neutronai. Išspinduliuoti neutrinai išsineša energiją, todėl branduolys staigiai vėsta ir traukiasi. Kai krisdami išoriniai sluosksniai atsitrenkia į branduolį, atšoka nuo jo atgal milžinišku greičiu. Į išorę plintanti smūginė banga sukelia termobranduolines reakcijas. - įvyksta supernovos sprogimas.
Jei po jo likusi masė ~ 2.5-5 M, jos virsta ~12 km spindulio ir 1.4-2M mesės neutroninėmis žvaigždėmis (pulsarais), jei likusi masė >5 M - juodosiomis skylėmis (bedugnėmis).



Daugiau apie žvaigždžių evoliuciją

technologijos.ltKastyčio Zubovo straipsniuose:

 

 

Žvaigždžių gyvenimo ciklai


Apie pastebėtas klaidas ir netikslumus praneškite adresu info AT astronomija . lt

 

Tikslus laikas