magline5

MAGLINE

PRVI DEO

DRUGI DEO

TREĆI DEO

MAGLINE
peti deo

Braon patuljci i zvezde male mase

Baron patuljak "Gliese 229B"

Ako se protozvezde formiraju sa masom manjom od 0,08 solarnih masa, njena unutrašnja temperatura nikada ne postane dovoljno visoka da bi se započela termonuklearna fuzija. Ove zvezde se nazivaju braon patuljci i one se nalaze negde izmedju planeta (sličnih Jupiteru) i zvezda. Ove zvezde ipak sijaju zbog termonuklearne reakcije u jezgru, koja oslobadja ogromnu količinu energije fuzijom vodonika u helijum. Da bi otpočela fuziona reakcija temeperatura u jezgru zvezde mora da bude najmanje 3 miliona K. Temeratura jezgra povećava pritisak gravitacije pa zvezda mora da ima minimalnu masu od oko 75 puta masa planete Jupiter ili oko 8% mase našega Sunca.

Braon patuljci u sazveždju Orion

Braon patuljaku, kao što je Gliese 229B koji se vidi na slici gore je upravo nedostajalo sve ovo. On je teži od planete, gasnog giganta, ali nije dovoljno masivan da bi bio zvezda. Braon patuljak ipak emituje energiju, uglavnom u infracrvenom spektru, zbog potencijalnog energetskog kolapsa, kada se energija konvertuje u kinetičku energiju. Braon patuljak ima dovoljno energije od kolapsa da bi emitovao svetlost više od 15 miliona godina. Eventualno braon patuljak može da izemituje svu svoju toplotnu energiju u okolni prostor i da na taj način ispari - nestane.

Proxima Centauri

Slika desno koju je napravio Habl teleskop pokazuje Trapezium zvezda (optička fotografija) u okviru Orion Nebule je kombinovana fotografija sa infracrvenom fotografijom, koja pokazuje čitav roj braon patuljaka.

Zvezda male mase imaju dug životni vek, zahvaljujući tome što neprestana kompresija unutrašnje sile gravitacije drži ravnotežu sa spoljašnjim pritiskom koji nastaje zbog nuklearne fuzije u jezgru zvezde. Evetualno bi moglo da se dogodi da se sav vodonika u jezgru zvezde konvertuje u helijum, kada bi prestala nuklearna reakcija. Ovo se još nije dogodilo u evoluciji zvezda mase manje od 0.8 solarne mase. Vreme koje bi bilo potrebno zvezdama male mase da potroše svo svoje gorivo (vodonik) je duže nego što je sadašnja starost univerzuma (oko 14 milijardi godina). Ovakve zvezde sa izuzetno malom masom se nazivaju crveni patuljci, i one se nalaze nisko u desnom uglu glavne sekvence H-R dijagrama. Proxima Centauri, najbliža zvezda našem Suncu je crveni patuljak.

Sunce

Zvezde srednje veličine

Termonuklearna fuzija u zvezdama, koje imaju masu oko 0,8 do 8 solarne mase, slične našem Suncu, proizvode spoljašnju radijaciju koja je kontrateža unutrašnjim gravitacionim silama. Ovo održava ovakve zvezde u životu i do deset milijardi godina. Kada jednom sav vodonik bude potrošen, (pretvoren u helijum) i kada prestane fuziona reakcija, gravitacija će da savlada zvezdu i njeno jezgro će početi da se urušava, Počinje kolaps jezgra i spoljašnjeg omatača zvezde, mada slojevi koji su bliži centru mnogo brže kolabriraju od spoljašnjih slojeva.

Mira instability strip

Sa kolapsom slojeva, gas se sabija i počinje da se zagreva. Temperatura postaje sve veća i veća, dok ne dostigne tačku kada ponovo otpočne nuklearna fuzija jezgra helijuma, kao i fuzija vodonika na tankom omotaču koji okružuje jezgro zvezde. Počinje termonuklearna reakcija helijuma koji se pretvara u ugljenik i kiseonik uz oslobadjanje energije. Spoljašnji omotač zvezde se počinje širiti do ogromnim ramera, zbog čega se ovakve zvezde nazivaju crveni giganti - dzinovi.

Oni spadaju u zvezde čiji je faktor sjaja približno od 1.000 do 10.000 a površinska temperatura u proširenom omotaču pada na temperaturu od 3,000K do 4,000K , što daje zvezdi crveni sjaj. Jaki vetrovi, koji počinju da duvaju sa površine zvezde, odnose većinu vodonika koji se nalazi u spoljašnjem proširenom omotaču zvede, koji okružuje njeno jezgro. Za vreme konačnog isparenja njenog omotača, kada nastaje i najveći gubitak mase zvezde, zvezda pulsira - pošto se spoljašnji slojevi šire i skupljaju u ponovljenim ciklusima - u periodu od nekoliko meseci pa do više od jedne godine. Za vreme ovog perioda pulsiranja, ovakve zvezde se nazivaju: Mira promenljive zvezde.

Kriva sjaja "Mire"

"Mira" promenljivi pulsari

Pulsiranje Mira promenljivih zvezda rezultira promenom magnitude, ili njihovoga sjaja. Dijagram ovih promena sjaja zvezde tokom vremena se naziva kriva sjaja zvezde. U toku ove faze, kao zvezde sredne veličine, one evoluiraju u sekvencu gde se nalaze zvezde dzinovi. Prolaze kroz oblast koja se naziva sekvenca Mira nestabilnih zvezda na H-R dijagramu (Mira instability strip). Dijagram ovde pokazuje ovu oblast, koja se dalje deli na duge periode i srednje periode odstupanja.

Planetarna maglina "Helix nebula"

Eventualno se može dogoditi da materijal koji izbace zvezde formiraju jedan omotač gasa koji se naziva planetarna maglina. Na slici desno je poznata Helix nebula. Maglina se širi u okolno medjuzvezdano okruženje brzinom od oko 17 do 35 kilometara na sat. Jezgro zvezde koje ostaje u centru planetarne nebule je vrlo tanko, i postaje toliko malo da kroz približno 50.000 godina postaje nevidljivo. To znači da su planetarne nebule koje mi vidimo veoma mlade, tj. starosti su manje od 50.000 godina.

Beli patuljci su izuzetne gustine. Oni ostaju u ravnoteži zahvaljujući gravitaciji koja svojim pritiskom degeneriše elektrone. Repuzivna (uzvratna) sila oblaka elektrona pojedinačnih atoma dovoljno je snažna da zaustavi svaku dalju gravitacionu kontrakciju. Granična masa belih patuljaka, da bi ostali u ravnoteži izmedju gravitacije i degenerativnog pritiska elektrona je 1,4 solarne mase (Čandrasekarova granica). Beli patuljci mogu eventualno tokom vremena da emisijom istroše svu svoju preostalu energiju i da postanu crni patuljci - hladna tamna masa. Univerzum nije dovoljno star da bi bilo koji beli patuljak postao crni patuljak, tako da crni patuljci nisu uzeti u obzir za razmatranje kao deo evolucije zvezda.

<< Nazad | vrh | Napred >>