Žvaigždžių sandara

Kas yra žvaigždė

Žvaigždė yra didelės masės (1029 -1032 kg) ir skersmens (3.105-1.109 km) įkaitusios plazmos rutulys, sudarytas daugiausiai iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesnių cheminių elementų priemaiša ir skleidžiantis elektromagnetinius spindulius, elektrintąsias daleles, neutrinus ir gravitacinį lauką. Žvaigždė įkaista vykstant ties jos centru ir aplink jį termobranduolinėms reakcijomis tarp vandenilio, helio, anglies, azoto, deguonies ir kitų cheminių elementų atomų branduolių, taip pat dėl gravitacinės energijos traukiantis žvaigždei. Ties centru temperatūra siekia nuo 10 mln. iki šimtų mln. kelvinų. Didesniąją savo egzistavimo trukmės dalį žvvaigždės dujos yra termodinaminėje pusiausvyroje, t.y. jos paviršiaus išspinduliuojamas energijos kiekis maždaug lygus gelmėse pagaminamam energijos kiekiui. Žvaigždė taip pat yra hidrostatinėje pusiausvyroje t.y. dujų slėgis, veikiantis į išorę dėl slėgio gradiento, atsveria gravitacines jėgas, veikiančias į vidų. Šis jėgų balansas galioja kiekviename žvaigždės tūrio taške. Kai jėgų pusiausvyra pažeidžiama, žvaigždė ima plėstis arba trauktis.

Energija iš žvaigždės gelmių į paviršių skverbiasi šiluminio laidumo, konvekcijos ir spinduliavimo būdais. Kuris iš šių energijos pernašų būdų vyrauja, priklauso nuo žvaigždės medžiagos skaidrumo: kuo žvaigždės medžiaga skaidresnė, tuuo greičiau energija pasiekia jos paviršių. Kadangi medžiagos tankis didesnėje žvaigždės dalyje mažas, šiluminis laidumas elektronais yra nežymus. Todėl žvaigždėje energija daugiausiai sklinda konvencine ir spinduline pernaša. Kuo didesnis tankis ir sunkiųjų cheminių elementų kiekis, tuo mažiau skaidri medžiaga. Kylant te

emperatūrai, didėja ir medžiagos skaidrumas.

Žvaigždžių sandara

Stebėjimams prieinamos tik žvaigždžių fotosferos ir virš jų esantys sluoksniai, duomenis apie žvaigždžių gelmes turime gauti grynai teoriškai. Gravitacijos jėgų veikiamas, dujų rutulys stengiasi susitraukti, sukristi į centrą. Jam priešinasi dujų slėgio gradiento ir spindulių srauto slėgio jėgos, kurios nukreiptos į išorę ir stengiasi dujų rutulį išplėsti ir išsklaidyti.

Medžiagos tankis žvaigždėje mažėja, einant iš centro į išorę. Štai saulės centre tankis ura 160 g/cm3 , o paviršiuje sumažėja iki 10-7-10-8 g/cm3 , o tai yra 104-105 kartų mažiau atmosferos tankis ties Žemės paviršiumi. Kai spinduliai pasiekia tokio mažo tankio žvaigždės sluoksnius, jie jau nekliudomi apleidžia žvaigždę. Šis žvaigždės sluoksnis, kuris spinduliuoja į erdvę daugiausia energijos, vadinamas fotosfera.Iš žemiausio fotosferos sluoksnio sklinda ištisinis spektras, o truputį aukštesniuose jos sluoksniuose susidaro tamsios absorbcijos linijos. Dauguma žvvaigždžių energijos pasiskirstymu ištisiniame spektre primena įvairios temperatūros idealiuosius
spindulius.

Žvaigždės gelmėse branduolinių reakcijų išskirta energija tiesiogiai į erdvę neištrūksta. Elektromagnetiniai spinduliai, praėję kelis milimetrus ar centimetrus, vėl absorbuojami ir išspinduliuojami visomis kryptimis, taip pat išsklaidomi į šalis pakeliui sutiktų atomų branduolių, jonų, atomų ir elektronų. Taigi energija į viršų sklinda labai laužyta trajektorija, pakeliui į paviršių užtrukdama kelis milijonus metų. Taip aukštesni žvaigždės sluoksniai lyg antklodė neleidžia ataušti gilesniems sluoksniams. Kai kuriais atvejais spinduliai nespėja pernešti ateinančio iš centro energijos srauto. Tada prasideda konvekcija –

vienos, karštesnės, dujų srovės kyla aukštyn, kitos, vėlesnės, leidžiasi žemyn. Kiekvieno žvaigždės sluoksnio temperatūra priklauso nuo to, kaip energija atsiranda ir kokiu būdu bei greičiu pernešama.
Žvaigždžių atmosfera
Žvaigždės atmosfera laikomi tie jos išoriniai sluoksniai, kuriuose susidaro elektromagnetiniai spinduliai, tiesiogiai skleidžiami į kosminę erdvę. Tai fotosfera, chromosfera ir vainikas. Fotosfera yra giliausias atmosferos sluoksnis, Saulės tipo žvaigždėse siekiantis 300-500 km storį. Milžinių ir supermilžinių fotosferos esti 100-1000 kartų storesnės, nes fotosferos storis kinta atvirkščiai proporcingai gravitacijos pagreičio dydžiui žvaigždės paviršiuje. Saulės atveju fotosfera yra matomasis spindintis jos paviršius,

kurio tankis einant gilyn greitai didėja, paslėpdamas gilesnius sluoksnius. Ties Saulės fotosferos vidine riba temperatūra yra 8000 K, o ties išorine riba- 4500 K. Saulės disko pakraštyje regėjimo spindulys niekada nekerta gilesnių fotosferos sluoksnių. Taigi ties disko kraštu mes matome tik išorinius, vėsesnius fotosferos sluoksnius, kurie yra tamsesni. Šis reiškinys vadinamas limbo patamsėjimu.
Chromosfera
Fotosferoje dujų temperatūra krinta, einant į išorę. Tam tikrame lygyje virš fotosferos, kur dujų tankis sumažėja, įvyksta temperatūros eigos inversija- ten prasideda chromosfera. Tolstant nuo centro, temperatūra ima didėti: iš pradžių lėtai, vėliau staigiai. Manoma, kad tokį temperatūros didėjimą chromosferoje sukelia garsinės ir magnetohidrodinaminės smūginės bangos, sukeliamos dujų konvekcijos srovių sąveikos su magnetiniu lauku. Skiriami du chromosferos sluoksniai – žemutinis iki 2000 km virš fotosferos ir iki 7000 K temperatūros ir vi

iršutinis – iki 4000 km virš fotosferos ir 40-50 tūkst. K temperatūros.
Vainikas
4000 km aukštyje virš fotosferos chromosfera palaipsniui pereina į vainiką. Vainiko dujų tankis yra apie 10 5 dalelių/cm3, o tai yra 1014 kartų mažiau negu tankis kuriuo mes kvėpuojama. Kinetinė temperatūros inversija, t.y. jos didėjimas tolstant nuo centro, tęsiasi ir vainike – maždaug 7000 km aukštyje virš fotosferos ir pasiekia 1 mln. K, o aukščiau – net 2 mln. K.

Saulės vidinio pjūvio modelis

Centre yra didelio tankio zona, užimanti ¼ spindulio,
kurioje dega vandenilis. Saulės centre temperatūra yra 16 mln. K, o tankis 160 g/cm3, zonos krašte 8 mln. K ir 20 g/cm3. Toliau seka plati sferinė zona, kuriuoje vyksta spindulinė energijos
pernaša. Ši zona baigiasi ties 0,86 Saulės spindulio, temperatūra toje vietoje yra 500 000 K, o tankis – 0,01g/cm3. Toliau iki pat fotosferos tęsiasi

konvekcijos zona, užimanti 0,14 spindulio. Fotosferos storis – 200-300 km. Fotosferos dugne temperatūra yra 8000 K, o tankis 4.10-7g/cm3 , fotosferos viršuje – 4500 K ir 3 .10-8 g/cm3.

Branduolinės reakcijos. Energijos šaltiniai

Beveik visa pagrindinės sekos žvaigždžių spinduliuojama energija susidaro branduolinėse reakcijose, kurių metu keturi vandenilio atomų branduoliai- protonai laipsniškai susijungia į vieną helio branduolį. Keturių protonų rimties masė atominiais vienetais yra 4 mp=1,007825 .4 = 4,03130, o vieno He branduolio masė yra 4,00268. Masės skirtumas, lygus 0,02862 atominės masės vienetų, reakcijoje pavirsta energija. Tai yra 0,71% pradinės vandenilio masės. Taigi, jei 1 g vandenilio virsta heliu. Tai 0,0071 g medžiagos pavirsta energija. Pagal Einšteino formulę

E = mc2 = 0,0071 .(3∙1010)2 = 6,4∙1011 J

Pagrindinės se

ekos žvaigždėse H virsta He dviem būdais: protoninės serijos ir anglies-azoto-deguonies (CNO) ciklo reakcijose.

Protoninė serija yra šių trijų reakcijų seka:

H1 + H1 → D2 + e+ + v ,

D2 + H1 → He3 + γ ,

He3 + He3 → He4 + H1 + H1 ,

čia H1 – protonas, D2 – sunkiojo vandenilio branduolys deutronas, He3 ir He4 – helio izotopų branduoliai melionai, e+ – pozitronas, v – neutrinas, γ – gama fotonas. Pirmoje reakcijoje susidaręs neutrinas šviesos greičiu perskrodžia visą žvaigždę ir netrukdomas išlekia į erdvę, išsinešdamas vidutiniškai 0,263 MeV energiją. Susidaręs pozitronas turi vidutinę 0,156 MeV energiją. Čia kalbame apie vidutinę neutrinų ir pozitronų energiją dėl to, kad pirmoje reakcijoje susidarę neutrinas ir pozitronas pasidalija energiją tarp savęs nevienodai. Kartais beveik visą energiją nusineša pozitronas ir nieko nebelieka neutronui, o kartais atvirkščiai – beveik visą energiją gauna neutrinas. Dėl to neutrino energija gali būti tarp 0 ir 0,420 MeV.
Susidaręs pozitronas tuoj pat susiduria su laisvu elektronu ir virsta dviem ar trim gama fotonais, kurių suminė energija 1,022 MeV. Taigi pirmoji reakcija duoda bendrą energiją 1,44 MeV. Antroje reakcijoje 5,492 energiją išsineša gama fotonas. Trečioje reakcijoje melionas ir abu protonai iš viso gauna 12,981 MeV kinetinę energiją. Bendra energija,išskiriama susidarant vienam He4 helionui yra 26,72 MeV. Energijos gamybos greitis priklauso nuo temperatūros ir vandenilio tankio žvaigždės centre.
Masyvesnėse už saulę pagrindinės sekos žvaigždėse, kurių centruose temperatūra aukštesnė, be protoninės serijos reakcijų vyksta (CNO)ciklas. Šiame reakcijų cikle anglies branduoliai dalyvauja kaip katalizatorius, padėdami 4 protonams susijungti į vieną helioną – 4. Pilnas energijos kiekis, tenkantis vienam ciklui, yra 25,02 MeV. Energijos gamybos greitis šiame cikle priklauso nuo temperatūros.

Kitos reakcijos

Kol kas vienintelis praktinis būdas, kaip patikrinti šio modelio teisingumą, yra bandymas užregistruoti neutrinus, kurie susidaro protoninės serijos reakcijose ir be jokių kliūčių apleidžia Saulę. Tokių neutronų Saulės gelmėse išlaisvinamos kelios rūšys: protoniniai neutrinai , beriliniai neutrinai ir boriniai neutrinai. Be jų dar yra „pep“ neutrinai,susidarantys vykstant reakcijai

p + e- + p → D2 + v
Visų šių rūšių neutrinai yra nevienodai pasiskirstę pagal energijas: protoninių neutronų energija yra tarp 0 ir 0,420 MeV, beriliniai ir „pep“ neutrinai turi fiksuotą energiją – atitinkamai 0,861 MeV ir 1,44 MeV, o boriniai neutrinai- tarp 0 ir 14,06 MeV. Pagal teorinius skaičiavimus Saulės gelmėse susidaro 1039 neutrinų per sekundę, jų srautas Žemėje turi būti 1011 cm-2s-1.Vykstant neutronų sukeltoms reakcijoms susidaro nedidelis kiekis produktų (Ar,Ge ar Be), kurie išskiriami ir aptinkami cheminiais metodais.

Iki šiol įvykdyti Saulės neutrinai registravimo eksperimentai rodo, kad tiek borinių,teik protoninių neutronų yra kelis kartus mažiau, negu numato teorija. Tai gali sukelti daug priežasčių. Viena iš jų- Saulės gelmių temperatūros ir tuo pačiu branduolinių reakcijų greičio variacijos. Jei šios variacijos po kurio laiko atsiliepia ir į Saulės paviršiaus temperatūrą, tai gali būti Žemėje pasikartojančių ledynmečių priežastis.

Leave a Comment