žvaigždės

Saulė

žvagždės, masyvūs kosminiai objektai, kurių energijos pagrindinis šaltinis – jų centrinėse dalyse vykstančių termobranduolinių reakcijų išskiriama energija. Žvaigždžių masė dažniausiai 0,08 M_⨀–120 M_⨀ (M_⨀ – Saulės masė), temperatūra paviršiuje 2700–40 000 K, šviesis 10^–6 L_⨀–10⁶ L_⨀ (L_⨀ – Saulės šviesis; visa Saulės energija, išspinduliuojama per laiko vienetą), skersmuo 0,1 R_⨀–80 R_⨀ (R_⨀ – Saulės skersmuo). Žvaigždės skirstomos pagal jų stebimas savybes, pvz., pagal šviesį (šviesio klasę – supermilžinės, milžinės, nykštukės), efektinę temperatūrą, spektro linijas jų spektre (spektrinę klasę), cheminę sudėtį, arba pagal jų raidos etapus (pagrindinės sekos, raudonųjų milžinių sekos, horizontaliosios sekos žvaigždės ir kitos; Hertzsprungo ir Russello diagrama). Tam tikrų bendrų požymių turinčios žvaigždės sudaro grupes – žvaigždžių asociacijas, žvaigždžių populiacijas, žvaigždžių sistemas. 2 arba kelios traukos jėgų siejamos žvaigždės gali skrieti viena aplink kitą ir bendrą masės centrą (daugianarės žvaigždės, dvinarės žvaigždės, galaktikos, žvaigždžių spiečiai).

Daugeliui žvaigždžių būdingas spindesio kitimas (kintamosios žvaigždės). Pagal regimąją padėtį tam tikrame dangaus sferos plote žvaigždės grupuojamos į žvaigždynus. Artimiausios žvaigždės yra Saulė ir Kentauro Proksima. Žvaigždžių charakteristikos surašomos žvaigždžių kataloguose, žvaigždėtojo dangaus projekcija plokštumoje vaizduojama žvaigždėlapiuose.

Žvaigždės susiformuoja tarpžvaigždiniuose debesyse iš juos sudarančios medžiagos (žvaigždžių evoliucija). Žvaigždės centrinės dalies plazmą išorėje gaubia atmosfera, kurią skirtingomis proporcijomis sudaro plazma, neutralios atominės bei molekulinės dujos (priklauso nuo žvaigždės masės, paviršiaus temperatūros bei cheminės sudėties). Kai kurias žvaigždes gaubia iš dujų ir dulkių sudaryti išoriniai apvalkalai. Žvaigždžių temperatūra, slėgis ir tankis didėja artėjant prie žvaigždės centro. Energija žvaigždės centrinėje dalyje generuojama vykstant termobranduolinėms reakcijoms. Žvaigždėse vykstantys termobranduolinių reakcijų pagrindiniai ciklai: protonų–protonų (pp) ciklas (vandenilio virsmas heliu), CNO ciklas (vandenilio virsmas heliu dalyvaujant tarpiniams anglies, azoto ir deguonies atomų branduoliams), 3α reakcija (helio virsmas anglimi), anglies, deguonies ir silicio ciklai. Šių ciklų metu sintetinami lengvesni negu geležis cheminiai elementai.

šimtai tūkstančių Paukščių Tako galaktikos žvaigždžių (fotografuota Spitzerio kosminiu teleskopu)

Žvaigždėse vyksta ir kiti, energiniu požiūriu mažiau reikšmingi reakcijų ciklai (pvz., protonų, alfa dalelių, neutronų pagavos reakcijos), tačiau jie svarbūs naujų (ypač sunkesnių negu geležis) cheminių elementų sintezei. Termobranduolinių reakcijų metu generuojama energija į žvaigždžių paviršių pernešama spinduliuotės ir konvekcijos būdu. Kai žvaigždės masė didesnė nei 1,2 M_⨀, energija iš centrinės žvaigždės dalies į išorę pernešama konvekcija, išorinėje dalyje – spinduliuote. Mažesnės masės (mažesnė nei 1,2 M_⨀) žvaigždėse konvekcija vyksta tik išoriniuose sluoksniuose, pačios mažiausios masės žvaigždėse – pamažu apima beveik visą žvaigždės tūrį.

žvaigždžių formavimosi sritis Didžiojo Magelano Debesyje (fotografuota Hubbleʼio kosminiu teleskopu)

Konvekcija t. p. perneša į žvaigždės paviršių jos gelmėse susintetintus cheminius elementus, kurie vėliau, kai žvaigždė praranda dalį savo medžiagos dėl žvaigždžių vėjo arba kai žvaigždė sprogsta kaip supernova, patenka į tarpžvaigždinę erdvę. Mūsų ir kitose galaktikose jauniausios, didžiausia sunkiųjų elementų gausa pasižyminčios žvaigždės yra I populiacijos, ankstyvesnės kartos žvaigždės su mažesne sunkiųjų elementų gausa – II populiacijos, pačios ankstyviausios, kol kas neatrastos – III populiacijos. Manoma, kad pirmosios Visatoje susiformavusios žvaigždės buvo beveik vien iš vandenilio ir helio; vėlesnių kartų žvaigždėse pamažu gausėjo sunkesnių cheminių elementų, susintetintų vykstant termobranduolinėms reakcijoms ankstyvesnių kartų žvaigždėse.

Žvaigždės buvo tiriamos jau gilioje senovėje. Pagal jas nustatydavo laiką, sudarydavo kalendorius, orietuodavosi kelionėse. Ilgai manyta, kad žvaigždės nejuda. 16 a. G. Bruno teigė, kad žvaigždės yra tolimi į Saulę panašūs dangaus kūnai. 1596 vokiečių astronomas Davidas Fabricius atrado pirmąją kintamąją žvaigždę – Mirą, 1617 Benedetto Castelli (Italija) – dvinarę žvaigždę – Micarą, 1718 – E. Halley – žvaigždžių savąjį judėjimą. 18 a. antroje pusėje astronomai I. Kantas, F. W. Herschelis paskelbė idėjų, kad mūsų Galaktika sudaryta iš žvaigždžių. 19 a. pirmoje pusėje išmatuotas atstumas iki artimiausiųjų žvaigždžių. 19 a. pradžioje pradėta tirti žvaigždžių spektrus, cheminę sudėtį. 20 a. nustatyti žvaigždžių energijos šaltiniai, vidaus sandara ir evoliucija.

pirmoji žvaigždės Vegos nuotrauka (dagerotipas, 1850, autoriai Johnas Adamsas Whippleʼis ir Williamas Cranchas Bondas; fotografuota Harvardo koledžo observatorijos teleskopu)

2278