žvaigždžių evoliucija

žvaigždži evoliùcija, lėtas žvaigždžių savybių (vidinės sandaros, cheminės sudėties, masės) kitimas žvaigždžių raidos metu. Žvaigždžių evoliucijos pobūdį ir greitį lemia žvaigždės pradinė masė bei cheminė sudėtis. Žvaigždžių evoliucija prasideda šaltuose (temperatūra apie 20 K) tankiuose (tankis apie 10^–17 kg/m³) tarpžvaigždiniuose debesyse, kai gravitacijos jėgos veikiamas debesis (arba jo dalis) pradeda trauktis (tarpžvaigždinio debesies kolapsas). Kolapsas prasideda, jei debesies masė viršija kritinę masę (jei nėra magnetinių laukų, išorinių jėgų poveikio, difuzinių tarpžvaigždinių debesų atveju kritinė masė būna apie 10³ M_⨀, didžiausių molekulinių debesų centrinėje dalyje – apie 10 M_⨀; M_⨀ – Saulės masė). Debesies traukimąsi gali sukelti supernovos, tankio bangos ir kita. Kolapsuojant didesnės masės debesiui kiek vėliau įvyksta jo fragmentacija ir debesis susiskaido į mažesnės masės kolapsuojančius objektus, kurie pamažu virsta prožvaigždėmis. Prožvaigždės formavimasis priklauso nuo debesies masės, jo sukimosi greičio, magnetinio lauko stiprio debesyje bei kitų savybių ir gali trukti 10⁵–10⁶ metų. Prožvaigždes supa tankus dujų ir dulkių apvalkalas, jos matomos kaip kompaktiški objektai tankiuose molekuliniuose debesyse (Boko globulės), spinduliuojantys infraraudonąją spinduliuotę. Prožvaigždės energijos pagrindinis šaltinis yra gravitacijos energijos virsmas šiluma. Susiformavusi prožvaigždė traukiasi toliau, aplink ją susidaro akrecinis diskas, o jos centre tankis, slėgis ir temperatūra pamažu didėja tol, kol centrinėje dalyje pradeda vykti branduolinės reakcijos. Vykstant žvaigždžių evoliucijai žvaigždės raidos etapą ir fizinę būseną nusako žvaigždės padėtis Hertzsprungo ir Russello diagramoje (HR diagramoje); šiuo raidos etapu HR diagramoje žvaigždė pradžioje juda beveik vertikaliai žemyn, išilgai Hayashi sekos, kiek vėliau pasuka kairėn ir aukštyn, kol pasiekia pagrindinę seką. Didesnės masės (apie 25 M_⨀) žvaigždėms šis etapas trunka apie 0,07 mln. metų, mažesnės masės (apie 0,7 M_⨀) – apie 100 mln. metų. Šio raidos etapo žvaigždės: T Tauro ir FU Oriono tipų kintamosios žvaigždės, Herbigo Ae/Be, Herbigo–Haro objektai, žvaigždės su akreciniais diskais (Vega, β Pictoris tipo žvaigždės). Pagrindinėje sekoje žvaigždės energijos šaltinis yra termobranduolinių reakcijų metu išskiriama šiluma (vandenilio virsmo heliu reakcija – pp ciklas ir vandenilio virsmo heliu reakcija dalyvaujant tarpiniams anglies, azoto ir deguonies atomų branduoliams – CNO ciklas; pirmasis dominuoja žvaigždėse, kurių masė mažesnė nei 1,4 M_⨀, antrasis – kurių masė didesnė nei 1,4 M_⨀). Žvaigždžių evoliucijos pagrindinėje sekoje – ilgiausias žvaigždžių raidos etapas, priklausantis nuo žvaigždžių masės ir trunkantis nuo apie 6 mln. metų (apie 25 M_⨀ masės žvaigždžių) iki apie 10 mlrd. metų (apie 1 M_⨀ masės žvaigždžių). Žvaigždės raidą po pagrindinės sekos daugiausia lemia jos masė. Pasibaigus branduolinėms reakcijoms žvaigždės centre mažesnės masės (mažesnė nei 8 M_⨀) žvaigždės evoliucionuoja submilžinių sekoje (HR diagramoje beveik horizontaliai iš kairės į dešinę), vėliau – raudonųjų milžinių sekoje (HR diagramoje – beveik vertikaliai į viršų). Šiuose žvaigždžių evoliucijos etapuose vandenilio virsmo heliu reakcijos vyksta žiede aplink žvaigždės branduolį, sudarytą praktiškai vien iš helio. Submilžinių ir raudonųjų milžinių sekose žvaigždės išorinė dalis labai išsiplečia, tuo tarpu centrinė dalis pamažu traukiasi, didėja jos tankis ir temperatūra. Arti raudonųjų milžinių sekos viršūnės, kai temperatūra žvaigždės centre pasiekia apie 10⁸ K, o tankis apie 10⁷ kg/m³, centrinėje dalyje prasideda helio virsmo anglimi branduolinės reakcijos (3α reakcija). Žvaigždės centrinė dalis kiek išsiplečia, išorinė dalis susitraukia ir žvaigždė atsiduria horizontaliojoje sekoje (HR diagramoje – kairėje ir žemiau raudonųjų milžinių sekos viršūnės). Šiame žvaigždžių evoliucijos etape žvaigždės centre vyksta 3α reakcijos, formuojasi žvaigždės branduolys, sudarytas iš anglies ir deguonies, o žiede aplink jį vyksta vandenilio virsmo heliu reakcijos. Sumažėjus helio koncentracijai 3α reakcijos žvaigždės centre sustoja, tačiau jos toliau vyksta žiede, gaubiančiame žvaigždės branduolį. Žvaigždės centrinei daliai pamažu traukiantis, o išorinei – plečiantis, žvaigždė pasiekia asimptotinę milžinių seką (HR diagramoje judėdama aukštyn ir dešinėn). Asimptotinėje milžinių sekoje HR diagramoje žvaigždė juda beveik vertikaliai aukštyn, energija generuojama arba vykstant 3α reakcijoms (ankstyvoji asimptotinė seka), arba pakaitomis vykstant vandenilio virsmo heliu ir 3α reakcijoms (termiškai pulsuojanti asimptotinė seka); visais atvejais branduolinės reakcijos vyksta žiedo pavidalo sluoksniuose. Pamažu didėjant terminių pulsacijų amplitudei viršutinėje asimptotinės sekos dalyje išoriniai žvaigždės sluoksniai žvaigždžių vėjo pavidalu palieka žvaigždę suformuodami planetinį ūką, kuris pamažu plėsdamasis išsisklaido tarpžvaigždinėje erdvėje; centrinė žvaigždės dalis virsta baltąja nykštuke. Didelės masės (didenė nei 8 M_⨀) žvaigždės po pagrindinės sekos virsta raudonosiomis supermilžinėmis, kuriose vandenilio virsmo heliu reakcijos vyksta žiede, gaubiančiame žvaigždės branduolį, sudarytą praktiškai vien iš helio. Vėliau, žvaigždės branduoliui traukiantis ir didėjant jo temperatūrai bei tankiui, žvaigždės centre pradeda vykti 3α reakcijos, o žiede aplink branduolį – vandenilio virsmo heliu reakcijos. Sumažėjus helio koncentracijai ir pasibaigus 3α reakcijoms didelės masės žvaigždės branduolyje žvaigždės centrinė dalis vėl pradeda trauktis, temperatūra ir tankis vėl didėja tol, kol prasideda anglies virsmo kitais elementais reakcijos. Kuo didesnė žvaigždės masė, tuo aukštesnė temperatūra jos centre, todėl ypač didelės masės žvaigždėse vėliau dar gali vykti ir deguonies, neono bei silicio virsmų kitais elementais reakcijos. Be to, vienu metu jose gali vykti keli reakcijų ciklai: vienas – žvaigždės branduolyje, kiti – sferiniuose sluoksniuose. Kiekvienas iš šių žvaigždės branduolyje vykstančių ciklų trunka vis trumpiau (pvz., 15 M_⨀ masės žvaigždėje vandenilio virsmo heliu reakcijos vyksta apie 10 mln. metų, helio virsmo anglimi – apie 2 mln. metų, anglies virsmo neonu ir magniu – apie 2000 metų, deguonies virsmo siliciu, argonu, siera, kalciu – apie 2,6 metus, silicio virsmo geležimi, neonu, titanu – apie 18 d). Žvaigždės centre pasibaigus branduolinėms reakcijoms įvyksta staigus branduolio kolapsas ir didelės masės žvaigždė baigia savo raidą kaip supernova; jei jos pradinė masė neviršija 25 M_⨀, susiformuoja neutroninė žvaigždė, jei pradinė masė didesnė – juodoji skylė.

2278