Светот на физиката Еволуција на Starвезди - масата одлучува

Дирк Х. Лоренцен 24 јануари 2005 година

Колку сјае starвезда, колку долго постои и што останува од неа подоцна, во крајна линија зависи само од еден параметар: неговата маса.

Вездите се состојат од околу три четвртини од водород, четвртина од хелиум и многу мал дел од потешки елементи како јаглерод, кислород или злато. Ова исто така важи и за нашето сонце. Внатре, водородот се спојува со хелиум на околу 15 милиони Целзиусови степени. Четири водородни јадра формираат хелиумско јадро - сепак, крајниот производ, јадрото на хелиум, е малку полесен од почетниот материјал, четирите јадро на водород. Оваа мала разлика во масата се претвора директно во топлина и светлина - според познатата формула на Ајнштајн: \ (E = mc ^ 2 \) (енергијата е еднаква на масата поголема од брзината на светлината на квадрат).

Горењето на водородот

Секоја секунда, 600 милиони тони водород се топи во 594 милиони тони хелиум во центарот на сонцето. Сонцето претвора шест милиони тони материја во чиста енергија секоја секунда и станува полесно за шест милиони тони секоја секунда. Зарем не требаше да го потроши снабдувањето одамна? Во никој случај, во текот на скоро пет милијарди години од своето постоење, сонцето не изгубило ниту една илјадити дел од својата маса.

Fieldвездено поле во соelвездието Стрелец

Излезот на енергија од сонцето може да изгледа залудно, но има доволно гориво: Според теоретските модели, сонцето е само средовечно. Shе блесне уште пет милијарди години. Само тогаш се троши поголемиот дел од водородот внатре. Откако ќе заврши „согорувањето на водородот“, крајот на една starвезда не е далеку. Вистина е дека хелиумот се спојува и формира потешки елементи, кои пак формираат уште потешки елементи. Но, овие процеси веќе не се многу ефикасни - theвездата брзо останува без гориво.

Колку трае согорувањето на водородот зависи од масата. Бидејќи aвезда со двојно поголема маса на сонцето не свети двојно посилно, туку околу осум пати посветло од сонцето. Количината на енергија што ја емитира aвезда се зголемува приближно со третата моќност на theвездената маса \ (М \), така што сјајот е пропорционален на \ (М ^ 3 \). Колку е силна оваа врска, зависи од масата на theвездата. Aвезда со три пати поголема сончева маса сјае скоро 27 пати (трипати три пати три) толку светло како сонцето.

Еволуцијата на theвездите силно зависи од почетната маса. Stвездите со повеќе од пет до осум сончеви маси (некои starsвезди имаат скоро сто сончеви маси) експлодираат како супернова на крајот од нивниот живот. Во овие гигантски експлозии, надворешните слоеви на вездата се фрлаат во вселената, јадрото се распаѓа во неутронска starвезда или црна дупка. Супернови има и во starsвездите со помала маса - но само во одредени бинарни starвездени системи.

Експлозивен крај

Stвездите со големина на Сонцето, од друга страна, горат прилично неспектакуларно - и тоа за доста долго време. Aвезда со десет пати поголема маса од сонцето сјае околу 4.000 пати посветла од сонцето, но нејзиниот животен век е релативно краток: таа е завршена по помалку од педесет милиони години. Сонцето, пак, е старо нешто повеќе од десет милијарди години. Aвезда со само една десетина од сончевата маса сјае со помалку од илјадати дел од сончевата светлина - и тоа повеќе од сто милијарди години. Сите starsвезди во универзумот со помалку од три четвртини од сончевата маса, затоа и понатаму мора да постојат во секој случај, бидејќи нивниот животен век го надминува светското време од околу 13,7 милијарди години, претпоставувано денес.

Од тежината на сонцето или веднаш над него, голем број starsвезди веќе го завршија својот оган и го исполнија просторот со прекрасни маглини. За околу пет милијарди години, нашето сонце исто така ќе отече, далеку од орбитата на Земјата. Површината се лади и сонцето повеќе не сјае жолто-бело, туку црвеникаво - стана црвен гигант. Останатото гориво останува гори побрзо и побрзо и сонцето конечно влегува во нестабилна фаза, трепери и пулсира некое време. Зрачењето одвнатре носи сè повеќе материја од тенки надворешни слоеви во планетарниот систем и понатаму во вселената. Овој таканаречен stвезден ветер предизвикува сонцето да изгуби скоро половина од својата маса.

На остатокот од сонцето, изворот на енергија на крајот ќе се исуши и без притисок на зрачење однатре, starвездата ќе се смали во бело џуџе. Овој мал, многу врел објект е со големина на големината на земјата, но содржи добра половина од сончевата маса. Белото џуџе се лади со милијарди години. Во првите неколку илјади години, тој сè уште го стимулира претходно ослободениот гас да свети: сонцето ќе биде бело џуџе со прекрасна магла за некое време - а на средината од неа земја, која потоа ќе биде ненаселива.

Многу отворени прашања

Тоа е теоријата. Но, никој не знае колку е навистина разбрана evolutionвездената еволуција. Основната идеја може да биде точна и еволуцијата на theвездите секако е подобро разбрана од формирањето на theвездите - но многу, многу детали се сè уште нејасни:

Каква улога има ротацијата на starвезда?
Некои starsвезди пулсираат, што значи дека редовно се надувуваат и се намалуваат малку. Како влијае овој феномен врз понатамошната еволуција на theвездата? Stвездите имаат пулсирачка фаза неколку пати во животот?
Кога и како се случува конвекцијата? Со конвекција, меурчиња од врел материјал се зголемуваат, ладат и тонат повторно во внатрешноста на вездата - како во врела вода на горниот дел од шпоретот. Енергијата се пренесува во starsвездите со зрачење и конвекција. Точните детали сè уште се во голема мерка нејасни.
Стерн ветер предизвикува понатамошни проблеми - затоа што со таков ветер aвезда дува делови од надворешните слоеви во вселената. Значи, theвездата губи маса.
Магнетните полиња секако играат голема улога во формирањето и развојот на starsвездите (сонцето има силно и многу сложено магнетно поле, кое, меѓу другото, може лесно да се препознае од сончевите дамки).
И, како зависат сите овие појави од масата на theвездите?

Сè додека не се разбрани сите овие работи, информациите за староста на theвездите можат да се направат само многу несовршено. Возраста на топчестите гроздови е често споменувана долна граница за староста на универзумот - иако често се заборава дека информациите за староста на глобуларните јата се движат помеѓу 11 и 15 милијарди години. Ако формирањето и еволуцијата на starsвездите беа подобро разбрани, староста на theвездите исто така може да се процени многу подобро.