astronomija

Žvaigždžių vidaus sandara
Žvaigždės yra didelės masės ir skersmens įkaitusios plazmos rutuliai, sudaryti daugiausia iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesnių elementų priemaiša. Jų 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. K. Žvaigždė kaitinama ties jos centru vykstančių termobranduolinių reakcijų tarp vandenilio, helio, anglies, azoto, deguonies ir kitų elementų branduolių, o taip pat dėl grravitacinės energijos. Normalių žvaigždžių dujos yra termodinaminėje ir hidrostatinėje pusiausvyroje. Energija iš žv. gelmių į paviršių skverbiasi konvekcijos ir spinduliavimo būdais. Laikui slenkant, dėl branduolinių reakcijų kinta žv. gelmių cheminė sudėtis. Dėl to keičiasi centrinės dalies temperatūra, tankis, slėgis, užsižiebaia naujos branduolinės reakcijos. Po tam tikro laiko žv. gelmėse įvykę pokyčiai atsiliepia ir tolimesnių nuo žv. centro sluoksnių struktūrai. Žvaigždė ima plėsis ar trauktis, kinta jos paviršiaus temperatūra, gravitacijos pagreitis ir kitos fiz. savybės. Visas šis procesas vadinamas žv. evoliucija, kuri trrunka milijonus ir milijardus metų. Evoliucijos greitis ir žvaigždės gyvenimo trukmė priklauso nuo pradinės žvaigždės masės. Greičiausiai evoliucionuoja didžiausių masių žvaigždės (kelis milijonus metų) ir lėčiausiai mažų masių žvaigždės – dešimtis milijardų metų.
Žvaigždžių evoliucija
Žvaigždžių evoliucijaXX amžiaus pradžioje daugelis astronomų manė, ka

ad žvaigždės evoliucionuoja taip, kaip rodo Hercšprungo ir Raselo diagrama, t. y. evoliucijos pradžioje jos yra baltos ir spindulingos, o pabaigoje – raudonos ir silpnos. Pagal šią teoriją, žvaigždė atsiranda, kondensuojantis tarpžvaigždinėms dujoms ir dulkėms. Veikiant gravitacijai, šis dulkių ir dujų gumulas traukiasi, jo gelmės kaista. Žvaigždė pradeda šviesti kaip didžiulė labai išsiplėtusi M spektrinės klasės raudonoji milžinė. Ji traukiasi ir kaista tol, kol pasiekia pagrindinės žvaigždžių sekos viršų, o po to vėsta, kol virsta blyškia nykštuke. Galiausiai ji visai atšąla.

Saulės masės žvaigždės evoliucija. Dabar žinoma, kad ši iš pažiūros gan įtaigi žvaigždžių evoliucijos teorija yra visiškai neteisinga. Raudonosios milžinės, tokios kaip Betelgeizė, nėra jaunos. Priešingai, jos labai senos, išeikvojusios energijos atsargas; tai yra jau paskutiniųjų evoliucijos stadijų. Žinant, kad žvaigždės sppinduliuoja energiją, gautą jų gelmėse vykstančių branduolinių reakcijų metu, o evoliuciją lemia pradinė iš kosminio ūko susidariusios žvaigždės masė, didelės ir mažos masės žvaigždžių evoliucija skiriasi. Vienintelis bendras jų evoliucijos bruožas yra tas, kad visos žvaigždės susidaro iš dujų ir dulkių debesų, tarp kurių geriausiai žinomas Didysis Oriono (liet. Šienpjovių) ūkas (M42).Traukdamasis žvaigždės gemalas kaista, bet jei jo masė pernelyg maža, neįsidega branduolinės reakcijos. Užuot pasiekusi pagrindine seką, žvaigždė kurį laiką blausiai spinduliuoja, kol išeikvoja visą energiją. Jei žvaigždė yra Sa

aulės masės, dėl gravitacijos ji traukiasi iki to momento, kai karštis iš vidaus konvekcijos būdu pasiekia paviršių. Per trumpą laiką (gal per

kelis šimtus metų) žvaigždė tampa 100-1000 kartų šviesesnė už dabartine Saule. Pradžioj šitaip sužibusi ji toliau traukiasi, šviesis mažėja – žvaigždė artėja prie pagrindinės sekos. Po to, kai pakankamai pakyla branduolio temperatūra, jame įsidega branduolinės reakcijos. Vandenilio branduoliai jungiasi į helio branduolius, o tam tikra masės dalis virsta energija. Žvaigždė atsiduria pagrindinėje sekoje ir būna stabili ilgą laiką – apie 10 milijardų metų. Saulė, kurios amžius maždaug 5 milijardai metų, yra pusamžė pagrindinės sekos žvaigždė.
Pagaliau Vandenilinio kuro ištekliai ima sekti, ir žvaigždė turi kisti. Helio branduolys staiga susitraukia ir dar kartą smarkiai įkaista; dėl to vandenilis branduolį gaubiančiame apvalkale ima degti, o išoriniai žvaigždės sluoksniai plečiasi ir vėsta. Žvaigždė išsiplečia ir virsta raudonąja milžine. Temperatūra jos gelmėse pakyla iki 100 mln. laipsnių, nors išoriniai sluoksniai yra šalti ir labai reti.

Juodosios ir baltosios nykštukės
Žvaigždėje vyksta dar ir kitokios reakcijos, bet galop visi branduolinės energijos ištekliai išsenka, ir žvaigždė kolapsuoja į mažą tankią baltąją nykštukę. Ją sudarantys atomai su gniuždomi ir taip susiglaudžia, kad medžiagos tankis 100000 ir net daugiau kartų viršija vandens tankį. Baltoji nykštukė ilgai spinduliuoja šviesą ir šilumą, kol pagaliau tampa negyva juodąja nykštuke.
Juodosios nykštukės nespinduliuoja, jų

ų negalima aptikti, todėl apie jas nieko nežinoma ir tik spėliojama, kiek jų yra. O baltųjų nykštukių yra nemažai. 1916 m. Valteris Adamsas (1876-1956) įrodė, kad Sirijaus palydovas, kurį daugiau kaip prieš 50 metų atrado Alvanas Klarkas (1832- 1897), turi būti baltoji nykštukė, o ne šalta raudona žvaigždė, kaip iki tol manyta. Sirijaus palydovo paviršiaus temperatūra aukštesnė negu Saulės, bet jo skersmuo vos triskart didesnis už Žemės skersmenį. Taigi palyginti mažame tūryje supresuotas milžiniškas medžiagos kiekis – beveik tiek, kiek jos yra Saulėje. Kitos baltosios nykštukė yra dar tankesnės.

Masyvios žvaigždės evoliucija
Žvaigždė, kurios masė yra didesnė negu Saulės, evoliucionuoja daug sparčiau. Pavyzdžiui, spindulingoji Aukso Žuvies S žvaigždė (S Dor) Didžiajame Magelano Debesyje negalėtų tokiais kiekiais, kaip dabar, spinduliuoti energiją ilgiau nei milijoną metų.Labai masyvios žvaigždės evoliucija baigiasi kitaip, negu ką tik aprašytas kolapsas į baltąją nykštuke. Kai branduolio temperatūra pasiekia 5 mlrd. laipsnių, žvaigždės struktūra katastrofiškai pakinta: branduolys kolapsuoja, o išoriniai sluoksniai, kuriuose tebevyksta branduolinės reakcijos, staigiai įkaista maždaug iki 300 mln. laipsnių. Dėl to žvaigždė sprogsta kaip supernova. Po katastrofos žvaigždės vietoje lieka besiplečiantis dujų debesis, kurio viduje slypi neutroninė žvaigždė arba pulsaras. Supernovos liekana yra garsusis Krabo ūkas; 1054 m. jos sužibimą stebėjo kinų astronomai. Iš dviejų parodytų ūkų Rozetė yra žvaigždžių susidarymo vieta, o Krabas – kadaise ryškiai spindėjusios žv

vaigždės liekana.

Žvaigždžių spiečiai
Mes gyvename toje Galaktikos vietoje, kurioje žvaigždžių erdvinis tankis artimas vidutiniam. Artimiausia mūsų kosminė kaimynė- Centauro Proksima yra toliau už 4 šviesmečių; 10 šviesmečių spinduliu aplink Saulę žvaigždžių nedaug. Tik vienur ar kitur Galaktikoje yra žvaigždžių sambūrių kurie sudaro tikrus spiečius. Geriausiai žinomas žvaigždžių spiečius yra Sietynas. Plika akimi galima pamatyti dar kelis žvaigždžių spiečius.
Padrikieji žvaigždžių spiečiai
Žvaigždžių spiečiai yra dviejų pagrindinių tipų: padrikieji ir kamuoliniai. Padrikieji spiečiai yra mūsų Galaktikos spiralinėse vijose, jie netaisyklingos formos. Būna turtingų padrikųjų spiečių, susidedančių iš tūkstančių žvaigždžių, bet yra palyginti ir skurdžių. Jų egzistavimo neįmanoma paaiškinti atsitiktine žvaigždžių projekcija dangaus skliaute.

Žvaigždės yra karštos ir baltos, jas gaubia dideli atspindžio ūkai, rodantys, kad čia yra nemažai tarpžvaigždinės medžiagos. Kosminiu mastu Sietynas – labai jauna žvaigždžių grupė. Kelios jo svarbiausios žvaigždės greitai sukasi, o viena jų – Plejonė – yra tokia nestabili, kad periodiškai numeta dalį savo medžiagos, iš kurios susidaro dujų apvalkalas arba žiedas. Šį žiedą, juosiantį Plejonę ties pusiauju, galima tirti tik spektroskopiniais metodais.
Taure, ties Aldebaranu yra dar vienas žvaigždžių spiečius- Hiados. Jo žvaigždžių tankis mažesnis, svarbiausi jo nariai ne tokie spindulingi, o erdvėje tarp žvaigždžių pasklidę kur kas mažiau medžiagos. Hiados ne tokios įspūdingos kaip Sietynas, nes jas užgožia ryškus oranžinis Aldebaranas. Iš tikrųjų Aldebaranas nėra Hiadų spiečiaus narys – jis yra pusiaukelėje tarp mūsų ir Hiadų.
Plika akimi taip pat matomas Prakartas, arba Ėdžios, Vėžio žvaigždyne ir įspūdingas spiečius ties Kryžiaus Kapa (x Cru) Pietų pusrutulio danguje; šiame spiečiuje yra įvairių spalvų žvaigždžių, dėl to jis vadinamas Briliantų Dėžute. Netoli Kasiopėjos, primenančios apverstą M raide, Persėjo žvaigždyne yra dvigubas padrikasis spiečius, vadinamas Kardo Rankena: abu spiečiai išsitenka teleskopo regėjimo lauke.
Padrikieji spiečiai nėra stabilūs dariniai; mūsų Galaktikos žvaigždžių trauka turi juos suardyti. Nustatyta, kad daugelis jų egzistuoja ne daugiau kaip milijardą metų, po to žvaigždės pasklinda taip plačiai, kad nebeišsis-kiria dangaus fone. Vienas seniausių žinomų padrikųjų spiečių yra M 67 Vėžio žvaigždyne; jis matomas pro žiūronus ties Vėžio Alfa
(? Cnc); jam daugiau kaip 4 mlrd. metų, bet, būdamas toli nuo Galaktikos plokštumos, jis yra lėčiau negu kiti.

Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai
Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai yra visai kitokie negu padrikieji. Mūsų Galaktikoje jų žinoma beveik 140. Tai simetriški dariniai, siejantys šimtus tūkstančių žvaigždžių. Žiūrint iš Žemės, matoma, kad link spiečiaus centro žvaigždžių tankis didėja; čia jų tiek daug, kad sunku atskirti pavienes žvaigždes. Nepaisant to, žvaigždžių susidūrimo pavojaus beveik nėra. Planetos, skriejančios apie kamuolinio spiečiaus žvaigžde, gyventojai matytų neįprastą dangų, nusėtą tūkstančiais žvaigždžių, kurių daugelis būtų ryškesnės už mūsų Sirijų, o kai kurios – gal net už Mėnulio pilnatį.
Kamuoliniai spiečiai danguje pasiskirstę netolygiai. Jie pastebimai telkiasi apie Galaktikos centrą ir, žiūrint iš Žemės, daugiausia jų matoma būtent Galaktikos centro kryptimi. Atstumas iki kamuolinių spiečių apskaičiuojamas pagal juose esančių Lyros RR tipo kintamųjų žvaigždžių atstumą. Kadangi visos Lyros RR tipo kintamosios yra beveik vienodo šviesio ir kinta bemaž tuo pačiu periodu, jų nuotolius nesunku apskaičiuoti. Šiuo metodu JAV astronomas Harlas Šaplis (1885-1972) nustatė mūsų Galaktikos dydį. Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai sudaro tarytum išorinį Galaktikos pagrindinių dalių gaubtą.
Ryškiausi kamuoliniai spiečiai – Centauro Omega (Omega Cen) ir Tukanos 47 (47 Tuc) yra Pietų pusrutulio danguje. Mūsų danguje geriausiai žinomas kamuolinis spiečius M 13 Heraklio žvaigždyne: jis nutolęs nuo Žemės 26 700 šviesmečių, jo skersmuo apie 100 šviesmečių. Geru oru M 13 galima įžiūrėti plika akimi.
Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai priklauso Galaktikos halui ir skrieja aplink jos branduolį stipriai pasvirusiomis ir ištęstomis orbitomis.

Judantieji spiečiai
Be padrikųjų ir kamuolinių žvaigždžių spiečių egzistuoja judantieji spiečiai, kurių nariai yra plačiai pasklidę erdvėje, bet skrieja viena kryptimi ir vienodu greičiu. Karštos spindulingos O ir B spektrinių klasių žvaigždės sudaro vadinamąsias asociacijas. Jų žinoma apie 100. Vienos tokios asociacijos centras yra Oriono ūke.

Dvinarės žvaigždės
Mūsų planetų šeimos centre- pavienė dvinarė žvaigždė Saulė, bet visatoje yra daug žvaigždžių, kurios sudaro poras. Dvinarių žvaigždžių stebėtinai daug, bet ne visada jos tokios, kaip atrodo. Kai kurios iš tikrųjų yra fizikinės žvaigždžių poros; kitų dvinariškumas tėra iliuzija, atsirandanti dėl projekcijos dangaus skliaute. Jei žiūrint iš Žemės, viena kryptimi matomos dvi žvaigždės , danguje jos projektuojas.

Dvinarės žvaigždės ir jų sandara
Iš pradžių manyta kad visos dvinarės žvaigždės yra atsitiktinės projekcijos rezultatas. Tiktai 1793m. Heršelis atrado tikrąsias fizikines žvaigždžių poras.

Mergelės Gama (y Vir), esanti netoli Spikos, susideda iš dviejų vienodų žvaigždžių, kurių skriejimo periodas 180 metų. Kampinis nuotolis tarp narių dabar mažesnis negu buvo amžiaus pradžioje; taip yra todėl, kad abi žvaigždės artėja prie tos pačios regėjimo linijos. Dabar pro bet kurį teleskopą matomos abi žvaigždės, bet apie 2016 m., kai atstumas tarp narių sumažės iki minimumo, Mergelės Gama atrodys kaip viena žvaigždė ir tik pro didžiausius teleskopus bus matoma, jog ji dvinarė.
Micaras ir jo palydovas Alkoras Didžiųjų Grįžulo Ralų žvaigždyne taip pat sudaro fizikinę žvaigždžių porą; abu narius galima įžiūrėti plika akimi: vienas yra 2,4, kitas – 3,9 ryškio. Panaši žvaigždžių pora yra Centauro Alfa (a Cen).
Kai kurios poros, kaip antai, Avino Gama (f Ari), susideda iš tos pačios spektrinės klasės žvaigždžių. Bet yra ir tokių, kurių narių spalva skiriasi ir įspūdingai kontrastuoja. Ryškus raudonas Antaris Skorpiono žvaigždyne turi blyškų žalsvą palydovą; tokia pat žalsva žvaigždutė spindi šalia raudonosios milžinės Heraklio Alfos (u Her).Bet geriausias pavyzdys yra Gulbės Beta (S Cyg), arba Albirėjas: pagrindinis narys yra oranžinė, o palydovas – žalsvai žydra žvaigždė.

Naudota literatūra:

www.astronomija.lt

Leave a Comment