Pienen tähden elinkaari

Sisältö

• Protostarin muodostuminen
• Elämän lämpöydin
• Pienen tähden elinkaari: Pääsekvenssi
• Post-Main Sequence - Kultaiset vuodet
• Auringon kokoiset tähdet laajenevat tullakseen planetaarisumuiksi
• Mitä jäljellä on, on valkoinen kääpiö
• Mass vaikuttaa elinkaareen

Tähdet todella syntyvät stardustista, ja koska tähdet ovat tehtaita, jotka tuottavat kaikki raskaat elementit, meidän maailmamme ja kaikki se myös tulee stardustista.

Sen pilvet, jotka koostuvat pääosin vetykaasumolekyyleistä, kelluvat ympäröimättömässä avaruuden kylmissä, kunnes painovoima pakottaa ne romahtamaan itsensä sisään ja muodostamaan tähtiä.

Kaikki tähdet luodaan tasa-arvoisiksi, mutta ihmisten tavoin niitä on moninaisia. Tähtien ominaisuuksien ensisijainen tekijä on sen muodostumiseen osallistuva tähdän määrä.

Jotkut tähdet ovat erittäin suuria, ja niillä on lyhyt, mahtava elämä, kun taas toisilla on niin pieniä, että niillä tuskin oli tarpeeksi massaa tullakseen tähtiä ensiksi, ja niiden elämä on erittäin pitkä. Tähden elinkaari, kuten NASA ja muut avaruusviranomaiset selittävät, on suuresti riippuvainen massasta.

Tähdet, jotka ovat suunnilleen aurinkoomme kokoisia, pidetään pieninä tähtenä, mutta niitä ei ole niin pieniä kuin punaisia ​​kääpiöitä, joiden massa on noin puolet auringon massasta ja jotka ovat yhtä lähellä ikuisia kuin tähti voi saada.

G-tyyppiseksi pääsekvenssitähteeksi (tai keltaiseksi kääpiöksi) luokiteltu pienen massan tähden aurinko, kuten aurinko, kestää noin 10 miljardia vuotta. Vaikka tämän kokoisista tähtiä ei tule supernovoiksi, elämä päättyy dramaattisesti.

Protostarin muodostuminen

Painovoima, se salaperäinen voima, joka pitää jalkamme liimattuina maahan ja planeetat pyörivät kiertoradallaan, on vastuussa tähden muodostumisesta. Universumin ympärillä kelluvien tähtienvälisten kaasu- ja pölypilvien sisällä painovoima yhdistää molekyylit pieniksi kerroiksi, jotka irtoavat vanhemmista pilvistään tullakseen esikuviin. Joskus romahdus saostuu kosmisesta tapahtumasta, kuten supernoovasta.

Lisääntyneen massansa ansiosta prostatähti pystyy houkuttelemaan enemmän stardustia. Vauhdin säilyminen saa romahtavan aineen muodostamaan pyörivän levyn, ja lämpötila nousee kasvavan paineen ja keskustaan ​​vetämien kaasumolekyylien vapauttaman kineettisen energian takia.

Orionin udulla uskotaan olevan useita prototähtiä muun muassa. Hyvin nuoret ovat liian hajanaisia ​​ollakseen näkyviä, mutta lopulta he muuttuvat läpinäkymättömiksi, kun ne yhdistyvät. Kun näin tapahtuu, aineen kerääntyminen vangitsee infrapunasäteilyn ytimeen, mikä lisää edelleen lämpötilaa ja painetta, estäen lopulta enemmän aineen putoamista ytimeen.

Tähteen kirjekuori houkuttelee edelleen ainetta ja kasvaa, kunnes tapahtuu jotain uskomatonta.

Elämän lämpöydin

Sen vaikea uskoa, että painovoima, joka on suhteellisen heikko voima, voisi saostaa tapahtumaketjun, joka johtaa lämpöydinreaktioon, mutta se on mitä tapahtuu. Kun protostar jatkaa aineen lisäämistä, ytimen paine muuttuu niin voimakkaana, että vety alkaa sulautua heeliumiksi ja protostarista tulee tähti.

Lämpöydinaktiivisuuden tulo luo voimakkaan tuulen, joka pulssii tähdestä pyörimisakselia pitkin. Tämä tuuli työntää tähtiä ympäröivän materiaalin. Tämä on tähtien muodostumisen T-Tauri-vaihe, jolle on ominaista voimakas pinta-aktiivisuus, mukaan lukien soihdut ja purkaukset. Tähti voi menettää jopa 50 prosenttia massastaan ​​tässä vaiheessa, joka kestää muutaman miljoonan vuoden ajan auringon kokoisella tähdellä.

Lopulta tähtiä ympäröivä materiaali alkaa hajota, ja mitä vasemmalla on, yhdistyvät planeetoiksi. Auringon tuuli laskee ja tähti asettuu vakauden ajanjaksoon pääjärjestyksessä. Tänä ajanjaksona vedyn fuusioreaktion synnyttämä ulkoinen voima ytimessä, joka tapahtuu ytimessä, tasapainottaa painopisteen sisäänpäin suuntautuvaa voimaa, ja tähti ei menetä eikä saa ainetta.

Pienen tähden elinkaari: Pääsekvenssi

Suurin osa yötaivaan tähtiä on pääsekvenssitähti, koska tämä ajanjakso on ylivoimaisesti pisin minkään tähden elinkaaresta. Pääjärjestyksessä ollessaan tähti sulauttaa vedyn heliumiin, ja se jatkaa niin, kunnes sen vetypolttoaine loppuu.

Fuusioreaktio tapahtuu nopeammin massiivisissa tähdissä kuin pienemmissä, joten massiiviset tähdet palavat kuumemmin, valkoisella tai sinisellä valolla ja ne palavat lyhyemmän ajan. Auringon kokoinen tähti kestää 10 miljardia vuotta, kun taas super massiivinen sininen jättiläinen voi kestää vain 20 miljoonaa.

Pääjärjestys- tähteissä tapahtuu yleensä kahden tyyppisiä lämpöydinreaktioita, mutta pienemmissä tähdissä, kuten aurinko, tapahtuu vain yksi tyyppi: protoni-protoniketju.

Protonit ovat vetyydämiä ja tähtiytimessä ne kulkevat riittävän nopeasti sähköstaattisen heijastumisen voittamiseksi ja törmäävät muodostaen helium-2-ytimiä vapauttaen v-neutrino ja positron prosessissa. Kun toinen protoni törmää vasta muodostetun helium-2: n kanssa ytimessä, ne sulautuvat helium-3: ksi ja vapauttavat gammafotonin. Lopuksi kaksi helium-3-ydintä törmäävät muodostaen yhden helium-4-ytimen ja kaksi muuta protonia, jotka jatkavat ketjureaktion jatkamista, joten kaiken kaikkiaan protoni-protonireaktio kuluttaa neljä protonia.

Yksi pääreaktion sisällä esiintyvä alaketju tuottaa beryllium-7: n ja litium-7: n, mutta nämä ovat siirtymäelementtejä, jotka yhdistyvät positronin kanssa törmäyksen jälkeen kahteen helium-4-ytimeen. Toinen alaketju tuottaa beryllium-8: ta, joka on epävakaa ja spontaalisesti halkeileva kahteen helium-4-ytimeen. Näiden alaprosessien osuus on noin 15 prosenttia energian kokonaistuotannosta.

Post-Main Sequence - Kultaiset vuodet

Ihmisen elinkaaren kultaiset vuodet ovat niitä, joissa energia alkaa heikentyä, ja sama pätee tähtiin. Matalan massatähden kultaiset vuodet tapahtuvat, kun tähti on kuluttanut kaiken ydinpolttoaineen vetypolttoaineen, ja tämä ajanjakso tunnetaan myös päävaiheen jälkeisenä sekvenssinä. Ytimessä oleva fuusioreaktio lakkaa ja ulkoinen heliumin kuori romahtaa, jolloin syntyy lämpöenergiaa, koska potentiaalienergia romahtavassa kuoressa muunnetaan kineettiseksi energiaksi.

Lisälämpö saa vetykuoressa alkamaan sulautua uudelleen, mutta tällä kertaa reaktio tuottaa enemmän lämpöä kuin se tapahtui, kun se tapahtui vain ytimessä.

Vetykuorekerroksen sulaminen työntää tähden reunat ulospäin, ja ulkoilmapiiri laajenee ja jäähtyy, muuttamalla tähti punaiseksi jättiläiseksi. Kun tämä tapahtuu auringolle noin viiden miljardin vuoden kuluttua, se laajenee puoleen etäisyydestä maapalloon.

Laajenemiseen liittyy ytimen lämpötilan nousu, kun kuoressa tapahtuvat vetyfuusioreaktiot vievät enemmän heliumia. Se kuumenee niin, että heliumin fuusio alkaa ytimessä tuottaen berylliumia, hiiltä ja happea, ja kun tämä reaktio (nimeltään heliumin salama) alkaa, se leviää nopeasti.

Kun vaipan heliumi on kulunut loppuun, pienen tähden kallistuksen ydin tuottaa tarpeeksi lämpöä luodun raskaamman elementin sulauttamiseksi, ja ydintä ympäröivä kuori romahtaa uudelleen. Tämä romahtaminen tuottaa huomattavan määrän lämpöä - tarpeeksi heliumin sulamisen alkamiseksi kuoressa - ja uusi reaktio alkaa uuden laajenemisen ajanjakson, jonka aikana tähtiäde kasvaa jopa 100-kertaisesti alkuperäiseen säteensä.

Kun aurinko saavuttaa tämän vaiheen, se laajenee Marsin kiertoradan ulkopuolelle.

Auringon kokoiset tähdet laajenevat tullakseen planetaarisumuiksi

Jokaisen tarinan tähtien elinkaaresta lapsille tulisi sisältää selitys planeettakeskuksista, koska ne ovat maailmankaikkeuden silmiinpistävimpiä ilmiöitä. Termi planetaarinen sumu on väärää kuvaa, koska sillä ei ole mitään tekemistä planeettojen kanssa.

Sen ilmiö on vastuussa Jumalan silmän (Helix-udoksen) dramaattisista kuvista ja muista sellaisista kuvista, jotka asuttavat Internetiä. Sen sijaan, että planeetta olisi luonteeltaan planeetta, se on pienten tähten kaatumisen merkki.

Tähden laajentuessa toiseen punaiseen jättiläisfaasiinsa ydin romahtaa samanaikaisesti erittäin kuumaksi kääpiöksi, joka on tiheä jäännös, jonka suurin osa alkuperäisen tähden massasta on pakattu maapallon kokoiseen palloon. Valkoinen kääpiö emittoi ultraviolettisäteilyä, joka ionisoi kaasua laajentuvassa kuoressa tuottaen dramaattisia värejä ja muotoja.

Mitä jäljellä on, on valkoinen kääpiö

Planetaariset sumuavat eivät ole pitkäkestoisia, ja ne häviävät noin 20 000 vuodessa. Valkoinen kääpiötähti, joka säilyy sen jälkeen, kun planeettamatriisi on haihtunut, on kuitenkin erittäin pitkäikäinen. Sen pohjimmiltaan kiinteä määrä hiiltä ja happea sekoitetaan elektronien kanssa, jotka on pakattu niin tiukasti, että niiden sanotaan olevan rappeutuneita. Kvanttimekaniikan lakien mukaan niitä ei voida puristaa kauemmas. Tähti on miljoona kertaa tiheämpi kuin vesi.

Fuusioreaktioita ei tapahdu valkoisen kääpiön sisällä, mutta se pysyy kuumana pienen pinta-alansa ansiosta, mikä rajoittaa säteilevän energian määrää. Se lopulta jäähtyy, jolloin siitä tulee mustaa, inerttiä hiilen ja rappeutuneiden elektronien palamaa, mutta tämä vie 10–100 miljardia vuotta. Universumi ei ole tarpeeksi vanha, jotta tätä olisi tapahtunut vielä.

Mass vaikuttaa elinkaareen

Auringon kokoisesta tähdestä tulee valkoinen kääpiö, kun se kuluttaa vetypolttoainetta, mutta sellainen tähti, jonka ydin on 1,4-kertainen auringon koon kanssa, kokee toisen kohtalon.

Tähdet, joilla on tämä massa, jota kutsutaan Chandrasekhar-rajaksi, romahtavat edelleen, koska gravitaation voima riittää elektronien rappeutumisen ulkoisen vastuskyvyn voittamiseen. Sen sijaan, että niistä tulisi valkoisia kääpiöitä, niistä tulee neutronitähtiä.

Koska Chandrasekhar-massarajoitusta sovelletaan ytimeen sen jälkeen, kun tähti on säteilenyt suuren osan massastaan, ja koska menetetty massa on huomattava, tähtillä on oltava noin kahdeksankertainen aurinkopaino ennen kuin se tulee punaiseen jättiläisvaiheeseen tullakseen neutronitähti.

Punaiset kääpiötähdet ovat tähtiä, joiden massa on puolista kolmeen neljäsosaa aurinkomassasta. Ne ovat tyylikkäimpiä kaikista tähtiä ja eivät kerää niin paljon heliumia ytimeensä. Tämän seurauksena he eivät laajene punaiseksi jättiläiseksi, kun he ovat käyttäneet loppuun ydinpolttoaineensa. Sen sijaan ne supistuvat suoraan valkoisiksi kääpiöiksi tuottamatta planetaarista sumua. Koska nämä tähdet palavat kuitenkin niin hitaasti, kestää kauan - ehkä jopa 100 miljardia vuotta - ennen kuin yksi niistä käy läpi tämän prosessin.

Tähteitä, joiden massa on vähemmän kuin 0,5 aurinkoa, kutsutaan ruskeiksi kääpiöiksi. Ne eivät ole ollenkaan tähtiä, koska muodostuessaan heillä ei ollut tarpeeksi massaa vetyfuusion käynnistämiseksi. Painovoiman puristusvoimat tuottavat tarpeeksi energiaa tällaisille tähtiin säteilemään, mutta sillä on tuskin havaittavissa oleva valo spektrin kaukana punaisessa päässä.

Koska polttoainetta ei kuluteta, mikään ei estä tällaista tähteä pysymään täsmälleen sellaisena kuin se on niin kauan kuin maailmankaikkeus kestää. Niitä voi olla yksi tai useampia aurinkojärjestelmän välittömässä läheisyydessä, ja koska ne loistavat niin himmeästi, eivät koskaan tiedä, että he olivat siellä.