magline6

MAGLINE

PRVI DEO

DRUGI DEO

TREĆI DEO

MAGLINE
šesti deo

Zvezde srednje veličine (nastavak)

Dijagram na slici pokazuje evolucionu sekvencu Sunca, koje se nalazi na pola puta svoga životnog veka od oko 9 milijardi godina glavne sekvence dijagrama. Naše Sunce spada u zvede G tipa spektra, ima efektivnu površinsku temperaturu od priblizno 5.800K i jednu luminoznu solarnu jedinicu. Kada Sunce bude potrošilo vodonik kao gorivo u svom jezgru i kada prestane fuzija, ono će otpočeti svoj put ka sekvenci dijagrama gde se nalaze crveni dzinovi. Otpočeće kontakcije na Suncu, zagrevaće se u tolikoj meri dok spoljašnji omotač vodonika ne otpočne fuzionu reakciju sa helijumom u jezgru i ne rashladi se do približno 3.000K , i ne postane crvene boje i mnogo sjajnije - u ekstremnim slučajevima i do 500 puta sjajnije nego što je sad.

Evolucioni put Sunca

Nakon jedne (1) milijarde godina prestaće fuzija vodonika iz omotača i Sunce će otpočeti kontrakciju, postajući manje sjajno, toplije i manje crveno. U toku ove faze možemo ga nazvati žuti dzin - gigant. Kontrakcije će prouzrokovati da se jezgro toliko zagreje dok ne otpočne fuziona rekacija helijuma u jezgru. Fuzijom atomi helijuma prelazi u atome ugljenika, što će prouzrokovati ponovno širenje Sunca, zbog čega postaje ponovo još sjajnije. Ali to neće dugo trajati. Jezgro će se ponovo skupiti kada se potroši helijum pa će fuzija ponovo prestati.

Ovoga puta Sunce neće imati dovoljno mase da dostigne potrebnu temperaturu čime bi otpočela fuzija ugljenika. Tada će Sunce odbaciti spoljašni atmosferski omotač u planetarnu nebulu a preostalo vrelo jezgro, sastavljeno od ugljenika (koje sada nazivamo braon patuljak) naći će se u sekvenci belih patuljaka H-R dijagrama. Beli patuljci su veoma blede (jer su male veličine) i veoma vrele zvezde sa temeraturom i do 20.000K. Beli patuljci će potpuno potrošiti zračenjem svoju toplotu u vrlo dugom vremenskom periodu (oko 12 milijardi godina) i postaće sagoreli ostatak (ugljenik) koji zove crni patuljak. Kao što smo već rekli Univerzum još nije dovoljno star da bi bilo koji beli patuljak postao crni patuljak.

Beli patuljak usisava gas

Beli patuljci nisu krajnji produkt u zvezdanoj evoluciji (zvezda srednje veličine). Naše Sunce je samostalna zvezda ali najveći procenat svih zvezda su članovi višečlanih skupova. U takvim slučajevima završetak života zvezde je sasvim drugačiji. Predpostavimo da se dve zvezde, jedna sa jednom solarnom masom a druga sa 5 solarnih masa, nadju u binarnom sistemu. Zvezda koja ima 5 solarnih masa će brže potrošiti svoj vodonik od njenog manjega pratioca i postaće crveni dzin. Na kraju odbaciće spoljni gasoviti sloj (planetarne nebule) i kolapsirati u belog patuljka. Njen manji kompanjon će eventulano potrošiti vodonik i ući u fazu crvenog patuljka. Međutim događa se nešto zanimljivo

Tycho supernova

Spoljašnji omatač manjeg pratioca, crvenog dzina labavo je vezan za zvezdu, tako da izuzetno jako gravitaciono polje zvezde belog patuljka usisava materilaj sa crvenog dzina u disk koji se povećava oko belog patuljka. Frikcija (trenje) usporava kretanje meterijala što prouzrokuje da se materijal u spirali spušta kroz disk ka površini belog patuljka. Spiralno padanje (urušavanje) materijala ka belom patuljku oslobadja veliku količinu gravitacione energije, koja zagreva disk.

Kod belih patuljaka su dominantni elementi ugljenik i kiseonik, tako da relativno brzo usisava materiju sa svoga pratioca a time uvećava svoju masu. Kada se masa beloga patuljka toliko uveća da dostigne kritičnu tačku od 1,4 solarne mase, gustina i temperature u centru beluga patuljka postaje toliko velika da ugljenik počne naglo da sagoreva uz veliku eksploziju. U toku samo jedne sekunde sagorevanje se proširi i na vodonik sve do površine, čineči da se beli patuljak pretvara u jednu ogromnu eksploziju. Beli patuljak eksplodira i biva potpuno uništen. Iza njega nema nikakvih ostataka. Sav sadržaj njegovog jezgra, produkti nuklearne eksplozije, (gvozdje, nikal, silicijum, magnezijum i drugi teški elementi) ugljenik i kiseonik koji nisu sagoreli, bivaju izbačeni u okolni svemisrki prostor brzinom koja prelazi 48.000.000 km/h. Ostaci koji su rezultat eksplozije supernove tipa "Ia", nazivaju se ostatci Tycho supernove. To su vrlo značajni elementi za stvaranje zvezda druge generacije i planetarnih sistema na kojima će se možda razviti život.

M7 Sazveždje Škorpion

Masivne zvezde

Po svemu sudeći izgleda da se masivno stvaranje zvezda dogadja u jatima. Proučavanje distribucije masivnih zvezda i način na koji se one formiraju je prilično komplikovano, zbog toga što se veći deo njihove energije emituje u dugoj ultravioletnoj talasnoj dužini, koja se ne moze sagledati sa Zemlje. Kako te zvezde imaju kratku glavnu životnu sekvencu može se dogoditi da zvezde koje imaju masu veću od 40 solarnih masa nikakda ne dovrše svoje stvaranje, čak i nakon sagorevanja značajnog dela vodonika u njihovom jezgru, tako da nulta godina u glavnoj sekvenci možda i ne postoji za masivne zvezde.

Orao maglina (Eagle Nebula)

Masivne zvezde su malobrojne, medjutim njihov doprinos je veliki nekim vaznim činjenicama. One su ključne za proizvodnju teških elemenata i za energetski balans u medjuzvezdanom medijumu. Masivne zvezde regulišu stopu radjanja novih zvezda u velikoj meri povratnim putem, preko intenzivnih vetrova, radijacije i konačno kroz eksploziju supernove. Velika većina manjih zvezda je rodjena baš u susedstvu masivnih zvezda, tako da je njihov uticaj prilično veliki na formiranje zvezda manje mase.

M42 Orion nebula

Eagle Nebula je glavni region gde se formiraju zvezde. Novo radjanje zvezda će prestati nakon što se bude formirao relativno mali broj zvezda. Uzrok tome je što zvezdano porodolište biva oduvano od neke novo formirane zvezde. Najvrelija od ovih zvezda zagreva molekularni gas u svom okruženju, razbija njihove molekule i izbacuje gas napolje. Gas i prašina se rasčišćavaju tako da zvezda koja se do tada nije videla, postaje vidljiva, a molekularni oblak zajedno sa materijalom nestaje, tako da ne postoji više mogućnost formiranja zvezde. Isti proces rađanja na neki ironičan način prvo omogućava da se zvezda formira, ali onda zaustavlja dalji proces stvaranja zvezda.

Trapezium u Orionu

Mlade zvezde su veoma vrele tako da mogu da zagreju molekule gasa više od 800 K, što nije dobar uslov za formiranje zvezda. Kada temperature predje 1900 K, molekuli gasa se razbijaju u atome.

Poznata Orion Nebula (M42) udaljena je od nas oko 1.500 svetlosnih godina i najbliže je zvezdano porodilište. Orion Nebula je emisiona nebula u čijem centru se nalaze vrlo uzbudljive i neobične četiri mlade sjajne zvezde, koje se nazivaju Trapezium. Trapezium zvezde su stare oko 2.000.000 godina.

Prema nekim procenama naučnika, može se eventualno dogoditi da ceo sistem magline Orion, koji uključuje Orion Nebulu, Trapezium i Horsehead Nebulu polako nestane kroz nekih 100.000 godina. Ova oblast bi tada postala slična Plejadama - otvoreno jato mladih, vrelih zvezda koje su se formirale zajedno i koje proizvode intenzivno ultravioletno zračenje. To zračenje je oduvalo oblake gasa, koji ih je okruživao i koji se vremenom polako odvojio.

<< Nazad | vrh | Napred >>