Žvaigždės

Žvaigždės yra didelės masės (10’28 – 10’32 kg) ir skersmens (3•10’5 – 10’9 km) įkaitusios plazmos rutuliai, spinduliuojantis elektromagnetinius spindulius (šviesos, ultravioletinius, rentgeno, infraraudonuosius), elektringąsias daleles (žvaigždinį vėją – daugiausia protonus ir elektronus) ir neutrinus. Žvaigždės yra sudarytos iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesniųjų elementų priemaiša. žvaigždžių gelmėse vyksta branduolinės reakcijos. Jų metu vandenilis virsta heliu ir sunkesniais elementais. Žvaigždė įkaista dėl termobranduolinių reakcijų vykstančių tarp vandenilio, helio, anglies, azoto, deguonies ir kitų elementų atomų branduolių, kurios vyksta ties žžvaigždės centru ir aplink jį, bei kaista dėl gravitacinės energijos traukiantis žvaigždei. Energija iš žvaigždės gelmių į paviršių skverbiasi šiluminio laidumo, konvekcijos ir spinduliavimo būdais.

 šiluminis laidumas vyksta tik baltosiose nykštukėse.

 konvekcija – tai energijos pernešimo būdas, kada įkaitusios medžiagos masės kyla aukštyn, o žemesnės temperatūros masės leidžiasi žemyn, link centro. Didelės masės pagrindinės sekos žvaigždėse konvekcija vyksta šerdyje ir aplink ją, o mažos masės žvaigždėse, taip pat ir Saulėje, ties paviršiumi.

 spinduliavimas – kai atomai sugeria ir vėl išspinduliuoja iš žžvaigždės sklindančius elektromagnetinius spindulius.

Kuo žvaigždės medžiaga yra skaidresnė, tuo greičiau energija pasiekia jos paviršių. Šį skaidrumą lemia žvaigždės cheminė sudėtis, tankis ir temperatūra: kuo didesnis tankis ir sunkiųjų elementų kiekis bei žemesnė temperatūra, tuo mažiau skaidri medžiaga.

Žvaigždžių sandara ir ypatumai

Temperatūra. ŽŽvaigždžių paviršiaus temperatūra būna nuo 50-100 tūkst. K iki 1500-2000 K. Einant gilyn temperatūra, slėgis ir tankis didėja. Saulės centre temperatūra pasiekia 15 mln. K, o tankis 160 g/cm3. Kitų žvaigždžių centro temperatūra yra nuo 10 mln. iki šimtų mln. Karščiausios yra mėlynos, o vėsiausios – raudonos žvaigždės. Visos žvaigždės yra skirstomos į spektrines klases (O – B – A – F – G – K – M), kurios priklauso nuo temperatūros. Ši klasifikacija vadinama Harvardo klasifikacija.

Spektras. Žvaigždės spektras yra vaivorykštės pavidalo juostelė, kuri gaunama spektrografu išsklaidžius jos skleidžiamą šviesą pagal bangų ilgį. Ištisiniame spektre matyti įvairių cheminių elementų absorbcijos linijos.

Masė. Žvaigždžių masės paprastai išreiškiamos Saulės masės vienetais M . Didžiausios masės žvaigždės yra ~150 M , mažiausios masės žžvaigždės ~0.08 M . Kai žvaigždės masė mažesnė už 0.08 M , jos gelmėse temperatūra niekada nepasiekia 10 mln. K ir todėl tokioje žvaigždėje nevyksta termobranduolinės vandenilio virtimo heliu reakcijos. Tokios žvaigždės vadinamos rudosiomis nykštukėmis. Kuo didesnė žvaigždės masė, tuo greičiau vyksta branduolinės reakcijos ir tuo trumpesnis žvaigždės gyvenimo laikas iki jai virstant baltąja nykštuke, neutronine žvaigžde arba juodąja bedugne.

Skersmuo. Žvaigždžių dydį (skersmenį) galima apskaičiuoti remiantis stefano or bolcmano dėsniu, kai žinoma žvaigždės paviršiaus temperatūra ir šviesis. Didžiausios žvaigždės yra rraudonosios M spektrinės klasės supermilžinės. Jų skersmuo didesnis negu saulės iki 1000 kartų. Mažiausios – baltosios nykštukės, kurios savo dydžiu kartais prilygsta žemei ar net mėnuliui.

Paviršiaus cheminė sudėtis. Žvaigždžių išorinių sluoksnių cheminė sudėtis nustatoma tiriant jų spektrus. Saulę ir kitas į ją panašias žvaigždes, kurios vadinamos normaliomis, sudaro daugiausiai vandenilis (74.7%) ir helis (23.7%). kitų elementų – deguonies, anglies, azoto, neono, magnio, silicio, geležies ir kitų yra tik 1.6%. be normaliųjų yra keletas rūšių anomaliųjų žvaigždžių. Jų spektruose matyti ryškios anglies, geležies, silicio, chromo ir kitų elementų linijos. Tai rodo, kad tos žvaigždės turi šių elementų dešimtis ar net šimtą kartų daugiau negu normaliose. Nemetalingų žvaigždžių atmosferose sunkiųjų elementų yra šimtus ir tūkstančius kartų mažiau negu saulės atmosferoje.

Paviršiaus gravitacija. Gravitacijos pagreičio g reikšmė žvaigždės paviršiuje yra vienas iš svarbiausių jos fizinių parametrų, priklausantis nuo žvaigždės masės ir jos spindulio. Astrofizikoje vietoje g dažniausiai naudojamas gravitacijos pagreičio logaritmas. Saulės paviršiuje g=2.74•10’4 cm/s2 arba log g=4.44. Pagrindinės sekos (Pagrindinė seka – kai žvaigždžių energijos šaltinis yra vandenilio virsmo heliu termobranduolinės reakcijos.) žvaigždėms log g kinta nuo 3.8 iki 5.1, raudonosioms milžinėms nuo 3.0 iki 0.5, raudonosioms supermilžinėms nuo 0.3 iki 1.5, o baltųjų nykštukių log g~8.

Sukimasis. Iš normalių žvaigždžių greičiausiai sukasi O iir B spektrinių klasių pagrindinės sekos žvaigždės, submilžinės ir milžinės. Saulės pusiaujo taškų sukimosi greitis 2 km/s. Greičiausiai sukasi neutroninės žvaigždės (pulsarai) – jų pusiaujo taškų greitis iki 30 000 km/s. Kiek yra žinoma, greičiausiai besisukantis pulsaras padaro 60 apsisukimų per sekundę.

Fotometrija ir spalvos rodikliai. Žvaigždžių spindesio matavimas vadinamas fotometrija. Ji skirstoma į vizualiąją, fotografinę, fotoelektrinę. Fotometrija pagrįsta žvaigždžių, kurių ryškius reikia nustatyti, spindesio palyginimu su žinomo spindesio žvaigždėmis. Tos pačios žvaigždės spindesys, išmatuotas įvairiose spektro srityse, yra nevienodas. žvaigždės ryškių dvejuose spektro ruožuose skirtumas vadinamas spalvos rodikliu. Spektro ruožų rinkinys, vartojamas žvaigždžių fotometrijai, vadinamas fotometrine sistema.

Ryškis. Tai yra žvaigždžių, galaktikų ir kitų kosminių objektų spindesio matavimo vienetas. Kuo mažesnis skaičius, tuo ryškesnis objektas. Saulės ryškis yra -26.8. Dviejų žvaigždžių ryškius galima apskaičiuoti pagal Pogsono formulę. Žvaigždės yra skirstomos į šešias ryškių grupes: pačios ryškiausios žvaigždės – pirmo ryškio, toliau silpnesnės – antro, kol galiausiai mažiausiai ryškiausios – šešto.

Žvaigždinis vėjas. Tai – dujų ir elektringųjų dalelių plazmos srautas, sklindantis iš žvaigždžių išorinių sluoksnių. Jį sukelia stiprus žvaigždės atmosferos įkaitimas ir žvaigždės spindulių slėgis. Dėl šio vėjo Saulės tipo žvaigždės netenka per metus 10′-14 Saulės masės.

Kintamosios žvaigždės. Tai žvaigždės, kurių spindesys periodiškai kinta. Pagal priežastis, sukeliančias spindesio kitimą, jos skirstomos įį užtemdomąsias ir fizines, o pagal spindesio kitimo pobūdį – į pulsuojančias ir sproginėjančias. Pulsuojančių kintamųjų žvaigždžių išoriniai sluoksniai periodiškai išsiplečia ir susitraukia, tuo metu kinta jų spindesys, temperatūra ir spektrinė klasė. Yra kelių rūšių pulsuojančios žvaigždės: cefeidės, virginidės, lyridės.

Žvaigždėdara. Žvaigždžių evoliucija.

Žvaigždžių evoliucija yra skirstoma į kelis etapus. Pirmasis jų – žvaigždės susidarymas – žvaigždėdara. Žvaigždės susidaro iš tarpžvaigždinės medžiagos, tai yra – iš dujų ir dulkių telkinių, jiems traukiantis ir tankėjant. Tarpžvaigždiniame debesyje susidaro medžiagos gniužulai – prožvaigždės, kurių masės būna labai įvairios – nuo keleto iki kelių šimtų Saulės masių, skersmenys – 0,2 – 10 pc (parsekų), temperatūros – 10 – 30 K, tankiai – ~10 000 molekulių/cm3. Traukiantis gniužului, didėja temperatūra ir tai sudaro naujas galimybes prasidėti termobranduolinėms reakcijos ir įsižiebti naujai žvaigždei. Kai prožvaigždė pasiekia pagrindinę seką ir beveik nustoja trauktis, prasideda jos žvaigždinė stadija, tai yra – žvaigždės centrinėje srityje prasideda termobranduolinės reakcijos, per kurias vandenilis virsta heliu. Pagrindinėje sekoje žvaigždės išbūna ilgiausią savo evoliucijos trukmės dalį. Žvaigždės šerdyje visam vandeniliui virtus heliu, vandenilio virsmo heliu branduolinės reakcijos prasideda žiediniame sluoksnyje aplink šerdį. Šerdis sparčiai traukiasi, jos temperatūra kyla, žvaigždės išoriniai sluoksniai plečiasi ir vėsta. Žvaigždė palieka pagrindinę seką ir virsta raudonąja milžine arba

supermilžine. Šerdies temperatūrai pakilus iki ~100 mln. K, helio branduoliai pradeda jungtis į anglies branduolius, ir žvaigždė pereina į horizontalioją seką. Tokios žvaigždės centre helis virsta anglimi, o sferiniame sluoksnyje aplink šerdį vandenilis virsta heliu. Mažėjant helio ištekliams šerdyje, ji vėl ima trauktis ir kaisti. Kai šerdyje visai pasibaigia helis, jis virsta anglimi sferiniame sluoksnyje aplink šerdį, ir žvaigždė asimptotine seka vėl grįžta į raudonųjų milžinių seką. Tuo metu ji turi dvi sferines branduolinių reakcijų zonas – išorinį sluoksnį, kuriame vvandenilis virsta heliu, ir vidinį sluoksnį, kuriame helis virsta anglimi. Branduolinių reakcijų zonai priartėjus prie žvaigždės išorinių sluoksnių, žvaigždė juos nusimeta; jie išsisklaido erdvėje planetiškojo ūko pavidalu. Likusi karšta žvaigždės šerdis susitraukia ir virsta baltąja nykštuke. Taip evoliucionuoja žvaigždės, kurių pradinė masė, joms būnant pagrindinėje sekoje, mažesnė nei ~2 Saulės. Didelės masės žvaigždės (>8) evoliucionuoja kitaip: jos sprogsta kaip supernovos ir virsta neutroninėmis žvaigždėmis (pulsarais) arba juodosiomis bedugnėmis.

Ryškiausios žvaigždės

Žvaigždė

Sirijus (α CMa)

Kanopas (α Car)

Tolimanas (Rigilis) (α Cen)

Arktūras (α Boo)

Vega (α Lyr)

Kapela ((Tikutis) (α Aur)

Rygelis (β Ori)

Prokionas (α CMi)

Achernaras (α Eri)

Hadaras (β Cen)

Regimasis ryškis

-1,45

-0,73

-0,1

-0,06

-0,04

0,08

0,11

0,35

0,48

0,6

Nuotolis (parsekais)

2,65

~15

1,34

11

8,1

14

250

3,5

39

120

Artimiausios žvaigždės

Žvaigždė

Centauro Proksima

Centauro Alfa A B(dvinarė)

Bernardo žvaigždė

Volfo 259

HD 95735

Sirijus A B(dvinarė)

UV Cen A B(dvinarė)

Roso 154

Roso 248

Eridano ε

Regimasis ryškis

11,05

-0,01 ir 1,33

9,54

13,53

7,50

-1,45 ir 8,7

12,45 ir 12,95

10,6

12,29

3,37

Nuotolis (parsekais)

1,31

1,34

1,81

2,33

2,49

2,65

2,72

2,90

3,15

3,30

Žvaigždžių sistemos

Daugiausia Galaktikoje yra ppavienių žvaigždžių. Tačiau, ne retas atvejis, būna susidariusios žvaigždžių sistemos. Šios sistemos būna dvinarės arba daugianarės. Dvinarę sistemą sudaro dvi žvaigždės, o daugianarę nuo trijų iki septinių žvaigždžių. Dvinarės arba daugianarės sistemos būna tiek fizinės, tiek optinės. Fizinių sistemų nariai skrieja apie bendrą masės centrą, o optinių nariai nesusiję tarpusavyje jokiu gravitaciniu ryšiu ir matomi greta tik dėl atsitiktinio krypčių sutapimo. Gana dažnos yra dvinarės žvaigždžių sistemos. Dvinarės žvaigždės didesnės masės narys vadinamas pirminiu, mažesnės masės – antriniu. Pagal narių tikrąjį atstumą dvinarės žvaigždės skirstomos į tolimas ir glaudžias poras. Tam tikruose evoliucijos etapuose glaudžios dvinarės žvaigždės gali pakeisti savo formą, iš vieno nario medžiaga gali srūti į kitą, vienas narys gali įkaitinti kito nario šoną. Pagal atradimo būdą fizikinė ddvinarė žvaigždė gali būti vizualinė, spektroskopinė, užtemdomoji (arba fotometrinė), astrometrinė. Vizualinė dvinarė žvaigždė, tai žvaigždė, kurios narius galima matyti ir jų orbitas išmatuoti per teleskopą. Spektroskopinės dvinarės žvaigždės dvinariškumą rodo periodiškas radialinio greičio kitimas. Užtemdomoji dvinarė žvaigždė, kai abu nariai skrieja aplink bendrą masės centrą orbita, kurios plokštuma beveik sutampa su regėjimo spinduliu, ir periodiškai vienas kitą užtemdo. Tokios žvaigždės regimasis suminis spindesys periodiškai kinta. O astrometrinės dvinarės žvaigždės dvinariškumą rodo periodiškas savojo judėjimo kitimas.

Pačios didžiausios žvaigždžių grupės vadinamos spiečiais. VVieno spiečio žvaigždės yra susidariusios iš to paties kosminio debesies per palyginti neilgą laiko tarpą. Pagal žvaigždžių pasiskirstymą spiečiai yra skirstomi į padrikuosius ir kamuolinius. Padrikuosius spiečius sudaro dešimtys ar šimtai, o kamuolinius tūkstančiai ar net šimtai tūkstančių žvaigždžių. Padrikieji spiečiai yra išsiplėtę iki 10 – 15 šviesmečių. Daugiausia tokių spiečių galima stebėti Paukščių Take. Jie telkiasi pagrindinėje Galaktikos plokštumoje ir skrieja aplink jos centrą apskritomis orbitomis. Padrikieji spiečiai nėra stabilūs dariniai. Nustatyta, kad mūsų Galaktikos žvaigždžių trauka turėtų juos suardyti. Manoma, kad daugelis jų egzistuoja ne daugiau kaip milijardą metų, po to žvaigždės pasklinda taip plačiai, kad nebeišsiskiria dangaus fone ir išsiskirsto kaip pavienės ar kelianarės žvaigždės. Kamuoliniai spiečiai. primena rutulius, kurių skersmenys siekia nuo 30 iki 300 (daugumos spiečių skersmuo 50-150) šviesmečių. Spiečių centre žvaigždžių tankis didėja. Daugiausia tokių spiečių telkiasi aplink Paukščių taką bei Galaktikos vainike. Kamuoliniai spiečiai, kaip ir padrikieji, skrieja aplink Galaktikos centrą, tik labiau ištęstomis elipsinėmis orbitomis. Šiuo metu yra žinoma daugiau kaip 1000 padrikųjų ir 147 kamuoliniai spiečiai.