6.4.2. Zvaigznes

Zvaigznes ir milzīgas kvēlojošas gāzu lodes. Izpētot ļoti daudz zvaigžņu, astronomi atklāja likumsakarības, kas saista galvenos zvaigžņu raksturlielumus. Ja uzzīmē grafiku, kurā uz horizontālās ass atliek zvaigžņu spektra klases vai temperatūru, bet uz vertikālās ass – zvaigžņu absolūto spožumu vai starjaudu, tad iegūst spektra – starjaudas jeb Hercšprunga–Rasela (H–R) diagrammu.

(palielināt)
Hercšprunga – Rasela diagramma
http://www.memory-alpha.org/nl/images/thumb/b/b2/Hertzsprung-Russell_Diagram.jpg/200px-Hertzsprung-Russell_Diagram.jpg

Astronomijā H–R diagrammai ir tāda pati nozīme kā elementu periodiskajai sistēmai ķīmijā vai sugu klasifikācijai bioloģijā. Tā atspoguļo fundamentālas zvaigžņu uzbūves likumsakarības. Zvaigznes atrašanās vieta diagrammā mainās zvaigznes evolūcijas procesā.

Zvaigznes veidojas no starpzvaigžņu vides mākoņiem, tiem pakāpeniski saspiežoties. Mākoņi sastāv no ≈ 70 % ūdeņraža, ≈ 28 % hēlija un ≈ 2 % citu ķīmisko elementu. Mākoņu temperatūra ir ļoti zema – 10 ... 30 K, bet masa nav mazāka par 1000 Saules masām. Zvaigžņu evolūcijas stadijas var iedalīt šādi: protozvaigzne, galvenās secības zvaigznes un zvaigznes, kas neatrodas uz galvenās secības.

Protozvaigzne

Starpzvaigžņu vides mākonim kļūstot blīvākam, pievilkšanās spēks starp daļiņām palielinās, mākonis sadalās fragmentos, kas tālāk saspiežas katrs atsevišķi. Mākoņa centrāla daļa, kurā blīvums ir lielāks, saspiežas straujāk, izveidojot kodolu. Saspiežoties izdalītais siltuma daudzums pakāpeniski palielina kodola temperatūru. Kad temperatūra zvaigznes centrā sasniedz 10 000 000 K, sākas kodolreakcijas. Gāzes spiediens paaugstinās, protozvaigznes saspiešanās apstājas, un tā kļūst par zvaigzni.

Galvenās secības zvaigznes

Zvaigznes pakāpeniski sadedzina ūdeņraža krājumus, bet hēlija daudzums palielinās. Zvaigznes evolūcijas ātrums ir atkarīgs no tās masas. Jo lielāka masa, jo evolūcija noris straujāk.

Visu to laiku, ko zvaigzne pavada uz galvenās secības, tā atrodas līdzsvarā: gravitācijas spēku, kas tiecas zvaigzni saspiest, līdzsvaro gāzes spiediena spēks.

Zvaigžņu evolūcijas pēdējās stadijas

Kad ūdeņraža krājumi zvaigznes kodolā ir praktiski iztērēti, kodolreakcijas kodolā apstājas. Ūdeņraža degšana turpinās slānī ap to. No hēlija sastāvošais kodols saspiežas un kļūst karstāks, tā rezultātā ūdeņraža degšana paātrinās. Lai pieaugošo enerģijas daudzumu aizvadītu uz ārpusi, zvaigznes apvalks izplešas, bet zvaigznes virsmas temperatūra paaugstinās. Zvaigzne kļūst par sarkano milzi. Kad temperatūra zvaigznes kodolā pārsniedz 150 miljonus kelvinu, sākas kodolreakcijas, kurās hēlijs pārvēršas ogleklī. Turpmākā zvaigznes evolūcija ir atkarīga no kodola masas.

Virtuālā laboratorija internetā, kur iespējams pārbaudīt savas zināšanas par zvaigžņu evolūciju:
http://aspire.cosmic-ray.org/labs/star_life/hr_app.html

Saules evolūcijas gaitu H – R diagrammā.

Attālumi starp zvaigznēm ir tik lieli, ka parasti tos nemēra metros vai kilometros, bet šādās garuma mērvienībās:

• astronomiskā vienība - vidējais attālums no Zemes līdz Saulei: 1 UA = 149,6 · 106 km;
• gaismas gads – attālums, ko gaisma veic viena gada laikā: 1 ly = 63240 UA = 946 · 1010 km;
• parseks – attālums, no kāda Zemes orbītas rādiuss ir redzams 1`` lielā leņķī: 1 pc = 3,262 ly =3,086 · 1013 km.