Source: http://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/evolution.html
Дијаграм Хертзспрунг-Русселл (ака главна секвенца)
Већина звезда су прилично једноставне ствари. Они долазе у разним величинама и температурама, али велика већина може се окарактерисати само са два параметра: њиховом масом и њиховим годинама. (Хемијска композиција такође има неки ефекат, али не довољно да промени целокупну слику о чему ћемо овде расправљати. Све звезде су око три четвртине водоника и један четвртини хелијума када се рађају.)
Зависност од масе долази зато што сама тежина масе звезде одређује њен централни притисак, што заузврат одређује његову брзину нуклеарног сагоревања (већи притисак = више судара = више енергије), а резултујућа енергија фузије је оно што погони температуру звијездице . Уопштено гледано, што је маснија звезда, то мора бити светлија и топлија. Такође је случај да притисак гаса на било којој дубини у звезди (која такође зависи од температуре на тој дубини) мора да балансира тежину гаса изнад ње. И коначно, наравно, укупна енергија генерисана у језгру мора бити једнака укупној енергији која је зрачила на површини.
Ова последња чињеница генерише још једно ограничење, јер енергетско зрачење сфере суспендоване у вакууму покрива закон познат под именом Стефан-Болтзманн Екуатион:
L = C R2 T4 (Укупна светлост вруће сфере)
Овде Л је светлина звијезде, Ц је константа1, Р је радијус звезде у метрима, а Т је површинска температура звезде у К °. Обратите пажњу на то колико се енергија која зрачи звијезда убрзава Т: удвостручавање температуре доводи до повећања излазне енергије за 16 пута.
Речено је да је звезда која испуњава сва ова ограничења у хидростатичкој равнотежи. Хидростатичко равнотежје има срећни ефекат да има тенденцију да стабилизује звезде. Уколико је језгро звезда компримовано, компресија изазива повећање нуклеарног сагоревања, што ствара више топлоте, што подстиче притисак и учини да се звезда проширује. Враћа се у равнотежу. Исто тако, ако језгро звезда треба декомпресирати, онда се нуклеарно паљење смањује, што хлади звезду и доводи до притиска, па се звезда уговара и поново враћа у равнотежу. Излаз енергије Сунца није флуктуирао више од можда 0,1% до 0,2% у људској историји – није лоше за нуклеарни реактор који нема регулаторни одбор, нема инжењере и није имао провјеру сигурности у скоро пет милијарди година .
1 – Добро, ако морате знати, константа је једнака 5.67 x 10-8 W m-2 K-4.
Ова једначина је важна јер показује како чак и мале промене у површинској температури звезде могу довести до великих варијација у производњи енергије. Ако је температура Сунца управо порасла са 5780 К ° на 5900 К °, његова сјајност би се повећала за скоро 9%.
Чврста повезаност температуре, притиска, масе и брзине нуклеарног сагоревања значи да звезде одређене масе и старости могу постићи хидростатичку равнотежу само на једном скупу вриједности. То значи да свака звезда у нашој галаксији исте масе и старости као и Сунце има исти пречник, температуру и излаз енергије. Нема другог начина да се све уравнотежи. Ако један генерише врло тврдоћу астрофизичку графику познату као Хертзспрунг-Русселл дијаграм (Х-Р дијаграм за кратко), однос између звезде и других својстава постаје јаснији. Дијаграм Х-Р је приказан на слици 1.
Х-Р дијаграм узима скуп звијезда и поставља своје свјетиљке (у односу на Сунце) у односу на њихове површинске температуре. Имајте на уму да се скала температуре на Х-Р дијаграму на слици 1 креће уназад, десно на лево и да је осовина сјајне осјетљивости јако компримирана. (Историјски, ово је био начин на који је направљен први ХР дијаграм, тако да су сада сви.) Када се уради за велики узорак звезда, утврдимо да велика већина звезда пада дуж једне, изузетно уске траке која потиче од Доња десна у горњу леву: то јест, од тамних и црвених до светлих и белих. Астрономи називају ову групу главну секвенцу, па се свака звезда дуж бенда назива главном секвенцом.2
Главни низ постоји тачно због нефлексибилне природе хидростатичке равнотеже. Звијезде са врло ниским масама (само 7,5% од Сунца) налазе се у доњем десном углу Х-Р дијаграма. Они морају лежати у доњем десном углу. Овај део Х-Р дијаграма одговара изузетно ниској сјајности – свега десет хиљада од Сунца – и ниске температуре површине, што је еквивалентно тупим наранџасто жутим сјајем стаљеног метала. Ове звезде немају довољно масе да створе притисак који је потребан да би нуклеарно паљење у њиховим језгри било брже. Велике масне звезде (изнад 40 соларне масе) налазе се у горњем левом углу, како то морају. Супротно звездама ниске масе, њихове огромне масе и високи централни притисци дају гиганте који могу бити 160.000 пута више светлости од Сунца, и тако врући да дају више енергије у ултраљубичастом стању него што то раде као видљива светлост. Сунце лежи готово тачно на пола пута између ових екстрема, и стога није ни изузетно тамно или изузетно светло док звезде иду. Светли с светло жућкасто белом бојом.
Једна-једна природа између масе и хидростатичке равнотеже значи да, док мијењате масу звезде, све што можете учинити је да клизи дуж једне, унапред одређене стазе у односу на сва своја друга физичка својства. Ова стаза је управо главна секвенца. Али сада, кад сам то рекао, други поглед на Х-Р дијаграм открива да се у главној секвенци чврсто стиже звезде: они су концентрисани на “острвима” у горњем десном и доњем левом углу. Будући да су звезде у горњем десном углу, али ипак имају хладне, црвенкастих површина, астрономи их зову црвени гиганти. Слично томе, с обзиром да су звезде у доњем левом углу врло мале, али и беле вреле, називају их бијели патуљак. Већ смо на теоретски начин упознали беле патуље. А сада да видимо одакле стварни долазе.
2 – Астрономи традиционално класификују главне секвенце са словима, као што су:
О – 30.000 до 40.000 К °
Б – 10.800 до 30.000 К °
А – 7240 до 10.800 К °
Ф – 6000 до 7240 К °
Г – 5150 до 6000 К °
К – 3920 до 5150 К °
М – 2700 до 3920 К °
У оквиру сваке класе бројеви од 0 до 9 пружају подкласе, а нула је највиша подкласа (највиша температура). Сунце је класификовано као звезда Г2.
Црвени гиганти и бели патуљци
Црвени гиганти и бели патуљци долазе зато што се звезде, као и људи, мењају са годинама и на крају умиру. За људе, узрок старења је погоршање биолошких функција. За звезду узрок је неизбежна енергетска криза која почиње са нестанком нуклеарног горива.
Од свог рођења од пре 4,5 милијарди година, сјајна сјајност је врло нежно порасла за око 30% .3 Ово је неизбежна еволуција која долази зато што, како милијарде година пролазе Сунце, сагорева водоник у свом језгру. Хелиум “пепео” оставља се губе од водоника, тако да мешавина водоник / хелијум у Сунчевом језгру врло споро постаје густа, чиме се подиже притисак. Ово узрокује нуклеарне реакције да буду мало топлије. Сунце разјашњава.
Овај процес осветљавања се први пут креће веома споро, када још увијек има довољно водоника да се спали у центру звезде. Али, на крају, језгро постаје тако озбиљно осиромашено горивом да његова производња енергије почиње да пада без обзира на повећање густине. Када се то деси, густина језгра почиње да се повећава још више, јер без извора топлоте која би јој помогла да се супротстави гравитацији, једини могући начин на који језгро може реаговати је уговарање док његов унутрашњи притисак није довољно висок да би задржао тежину Цела звезда. Одлучно, ово пражњење централног резервоара за гориво чини звезду светлијим, а не затамњивим, јер интензивни притисак на површини језгра узрокује да водоник сагори још брже. Ово више него преузима губљење из центра исцрпљеног горива. Побољшање звезда не само да се наставља, већ и убрзава.
3 – Једно од најважнијих питања у геологији је како Сунце постојано постаје светлије чак и када је укупна температура Земље остала више-или-мање константна. Не знамо тачно, али са два речи или мање, одговор је: ефекат стаклене баште. Земљина атмосфера очигледно је имала много већи садржај гасова стаклене баште пре четири милијарде година, што га је загрејало. (У ствари, веома топло. Просјечне температуре у свијету можда су биле чак и до 140 Ф °.) Различите комплексне био-геолошке петље повратне реакције су стално смањиле ефекат стаклене баште управо зато што Сунце постаје све свјетлије.
Сунце је око пола пута кроз веома дугачак процес померања из начина на који се водик запалио у језгру у његовом центру до начина на којем ће водоник бити спаљен у сферичном шкољку завијеног око интензивно вруће, врло густе, али сасвим Инертно језгро хелијума. Једном када почне прелазак из језгре језгре у љускање љуске, она ће ући у њене суморне године. С обзиром да расте хелијумско језгро, горња граната изнад њега се чине, чиме Сунце постаје све светлије чак и док се злоставља повећава брзина којом се хелиј напредује на језгру. Растуће језгро још брже гори водоник Сунца, што убрзано повећава језгро брже. . . .
Укратко, на крају, нуклеарна пећ у центру сваке звезде почиње да се прегрева. Да бисмо ставили бројеве на ово, када је Сунце формирано пре 4,5 милијарди година, било је око 30% слабије него сада. На крају наредних 4,8 милијарди година, Сунце ће бити око 67% светлије него сада. У 1,6 милијарди година након тога, сјајна сјајност ће се повећати на смртоносне 2,2 Ло. Земља би до тада била печена на голи стен, океана и читав живот проклизнута од Сунца који ће бити око 60% већи него сада. Температура површине на Земљи ће Бити преко 600 Ф °. Али и ова верзија Сунца је и даље стабилна и златна у поређењу са оним што ће доћи.
Око године, 7,1 милијарди АД, Сунце ће почети да се развија тако брзо да ће престати бити звезда главних секвенци. Његова позиција на Х-Р дијаграму почиње да се помера од места где је сада, близу центра, ка горњем десном делу где живе црвени џинови. То је зато што ће Сунчев хелиум језгро на крају постићи критичну тачку у којој притисак од нормалних гасова не може да задржи дробљену тежину која се наноси на њега (чак ни гасови загријани на десетине милиона степени). Мало семе електро-дегенеративне материје почеће да расте у средишту Сунца. Детаљи о овој транзицији су предмет расправе, али теоријске прорачуне указују да ће почети када Сунчево инертно хелијумско језгро достигне око 13% соларне масе, или око 140 Јупитера.
У овом тренутку у свом животу, Сунце ће постати непоправљиво. Механизам који је полако осветљавао протеклих једанаест милијарди година – више језгровог притиска, што даје врелље нуклеарно сагоријевање, даје више хелиума да повећава језгро – сада се убрзава до катастрофалних нивоа постепеним растућим електронским дегенерацијама. 500 милиона година након што погоди критичну тачку, светлост Сунца ће балон до 34 Ло, огњена довољно да створи сјајућа језера стаљеног алуминијума и бакра на површини Земље. За само 45 милиона година више ће достигати 105 Ло, а 40 милиона година након тога ће скочити на невероватне 2.300 Ло.
5 – Али то није добра аналогија. Кликните овде да бисте прочитали целу причу или кликните на икону.
До тог тренутка огромна излазна снага Сунца довела би до тога да се његови спољни слојеви надувају у огромну, али врло слабу атмосферу, најмање величину орбите Меркур, а можда и велику као Венера. (Размислите о томе како се вода насилно понаша у посуди брзо вреле воде у поређењу са оним у нежно потопљеном лонцу.То је аналогно томе зашто Сунчева атмосфера “удари” напоље како је језгро постало врелије.) 5 Огромна величина Сунчеву атмосферу и огромну топлотну снагу Сунца значи да ће Земља бити спаљена ни на шта друго него на зрну жељезног језгра до ове тачке, ако не и потпуно испарене – калкулације показују да би то могло ићи у било ком смислу – и # 2) соларна атмосфера ће бити релативно охлађена упркос изузетној снажној енергији Сунца. Тако ће Сунце бити црвено у боји и изванредно светло. Прикључиће се црвеним гигантима. (Погледајте слику 2.)
Број звезда у црвеном гигантском делу Х-Р дијаграма је само мали проценат оног у главној секвенци, јер ниједна звезда не може остати џин дуге. Када Сунце достигне максималну светлост као црвени гигант, он ће запалити више нуклеарног горива сваких шест милиона година него што је то чинило током целог свог живота од једанаест милијарди година у главном низу. Ово није одрживо. Такође, барем колико је важно, црвене џиновске звезде никада нису стварно стабилне у истом смислу као и Сунце. Увек расте и спаљује своје гориво све брже, док их нешто не заустави. Не постоји дугорочна равнотежа за црвеног гиганта.