Zvaigzne

Masīva un spīdoša plazmas lode, kuru kopā satur tās pašas gravitācija
Šis raksts ir par astronomisku objektu. Par citām jēdziena Zvaigzne nozīmēm skatīt nozīmju atdalīšanas lapu.

Zvaigzne ir masīva jonizētas gāzes — plazmas lode, kas izstaro gaismu un citu elektromagnētisko starojumu, kā arī elementārdaļiņas, un uztur sevi līdzsvarā starp pašas masas radīto gravitāciju un iekšējo spiedienu, kuras dziļumā notiek termiskās kodolsintēzes reakcijas. Lielāko daļu no sava mūža zvaigzne spīd, pateicoties kodoltermiskām reakcijām tās dzīlēs, kā rezultātā atbrīvojas enerģija, kas nonāk līdz zvaigznes virsmai un tiek izstarota kosmosā elektromagnētiskā starojuma un dažādu elementārdaļiņu veidā. Zvaigznes telpā ir apkopotas galaktikās, ap kuru centru tās riņķo.

Saules attēls nosacītās krāsās ultravioletajā 304 angstrēmu izstarojumā
Zvaigžņu veidošanās rajons Lielajā Magelāna mākonī
Morgana-Kīnena zvaigžņu spektru un krāsu klasifikācija

Zvaigznes veidojas no kosmiskajiem putekļiem un atomiem (galvenokārt no ūdeņraža un hēlija) gravitācijas radītās vielas saspiešanās rezultātā. Plazmas temperatūra izveidojušos zvaigžņu iekšienē tiek mērīta miljonos, bet uz to virsmas — tūkstošos Celsija vai Kelvina grādu. Pamatā zvaigžņu enerģija tiek atbrīvota un izstarota termisko kodolreakciju rezultātā, ūdeņradim pārvēršoties hēlijā, kas notiek augstā temperatūrā zvaigznes dzīlēs. Arī gandrīz visi ķīmiskie elementi, kas ir smagāki par ūdeņradi un hēliju, kosmosā izveidojas zvaigžņu kodoltermiskajos procesos.

Zemei tuvākā zvaigzne ir Saule — vidēja zvaigzne pēc izmēriem un spožuma, G spektra klases pārstāve. Saules izstarotā enerģija ir galvenais faktors, kas nodrošina bioloģiskai dzīvībai piemērotu temperatūru uz Zemes. Nākošā zināmā Zemei tuvākā zvaigzne pēc Saules ir nelielā un blāvā Centaura Proksima. Tā atrodas 4,2 gaismas gadus (4,2 gaismas gadi = 39 triljoniem km) no Saules sistēmas centra ar neapbruņotu aci nav saskatāma. Arī spožākās zvaigznes ar neapbruņotu aci ir redzamas tikai naktī vai krēslā, jo Saules gaismas spožums pa dienu tās neļauj saskatīt.

Kopā ar neapbruņotu aci debesīs naktī ir redzamas apmēram 6000 zvaigznes, pa 3000 katrā puslodē. Visas zvaigznes, kas saskatāmas no Zemes (ieskaitot tās, kuras redzamas ar visspēcīgākajiem teleskopiem), atrodas vietējā galaktiku grupā, izņemot dažas uzliesmojošās pārnovas.

RaksturojumsLabot

Zvaigznes lielākās raksturojuma iedaļas ir tās masa, starjauda, spektra klase un izstarojums acij neredzamajās spektra daļās, vecums, sastāvs un metālisms, magnētiskais lauks. Bieži zvaigžņu īpašības tiek izteiktas Saules daudzumos: piemēram, Saules masa (M⊙) ir 1,99⋅1030 kg, Saules rādiuss (R⊙) ir 6,96⋅108 m un Saules spožums (L⊙) ir 3,85⋅1026 W.[1] Dažreiz absolūto zvaigžņu lielumu izmanto kā spilgtuma mēru: tas ir vienāds ar šķietamo zvaigznes lielumu, kāds tai būtu, ja tā būtu 10 parseku attālumā no novērotāja.

MasaLabot

Zvaigznes masa pamatā nosaka tās evolūcijas tipu pēc noiešanas no galvenās secības, pēc kura zvaigznes iedalās pārmilžos, pundurzvaigznēs, mazajās pundurzvaigznēs un subzvaigznēs. Parasti zvaigžņu masas svārstās no 0,075 līdz 120 M⊙, lai gan dažreiz ir zvaigznes ar lielāku masu — zvaigzne ar maksimāli zināmo masu R136a1 Lielajā Magelāna mākonī ir 265 reizes masīvāka nekā Saule, un, veidojoties, tās masa bija 320 M⊙.[2] Zvaigznes masu ar labu precizitāti var izmērīt tikai tad, ja tā atrodas vizuāli saskatāmā dubultzvaigžņu sistēmā, kuras attālums ir zināms — tad masu nosaka pēc universālā gravitācijas likuma.[3]

IzmēriLabot

 
Dažu redzami spožāko zvaigžņu salīdzinošie izmēri un krāsas (Saule atrodama kā punktiņš centrā).

Zvaigžņu rādiusi parasti ir robežās no 10−2 līdz 103 R⊙, taču sakarā ar to, ka zvaigznes atrodas pārāk tālu no Zemes, to leņķa izmērus ir grūti noteikt: šim nolūkam var izmantot, piemēram, interferometriju, taču tās precizitāte ir neliela. Visbiežāk tiek lietota salīdzinošā metode, kurā zvaigznes absolūtais spožums tiek salīdzināts ar zvaigznes spektru un izmērs izsecināts pēc analoģijas ar zināmajām šādām zvaigznēm.[4]

StarjaudaLabot

Astronomijā starjauda ir gaismas daudzums un citas izstarotās enerģijas formas, ko zvaigzne izstaro vienā laika vienībā. Zvaigznes starjauda ir nosakāma pēc zvaigžņu rādiusa un virsmas temperatūras. Bieži zvaigznes neizstaro vienādu plūsmu visos virzienos. Ātri rotējošajām zvaigznēm, piemēram, Vegai, enerģijas izstarojums no poliem ir lielāks nekā no tās ekvatora. Zvaigžņu absolūtais spilgtums var svārstīties no 10-4 līdz 106 L⊙.[2] Pārmilžiem ir vislielākais rādiuss un parasti arī spilgtums.[5]

Virsmas laukums ar zemāku temperatūru un starjaudu nekā vidējā ir pazīstams kā plankums. Vidēji spožajām pundurzvaigznēm, tādām kā Saule, šie plankumi ir salīdzinoši nelieli. Turklāt šos plankumus parasti pavada spožāks apgabals to apmalē, tādēļ tie maz ietekmē šo zvaigžņu kopējo spožumu.[6] Vēsajām zvaigznēm tie ir daudz lielāki, ilgstošāki un ievērojami ietekmē starjaudu.

Spektra klaseLabot

Zvaigznes spektrs norāda uz tās ķīmisko sastāvu un temperatūru, kas ļauj klasificēt zvaigzni pēc šiem rādītājiem. Pamatā zvaigznes sastāv no ūdeņraža un hēlija, un jaunajās zvaigznēs ūdeņradis veido 72–75% no masas, bet hēlijs — 24–25%, un hēlija īpatsvars palielinās līdz ar vecumu, tikai uz beigām veidojoties smagākiem elementiem. Zvaigžņu spektri gandrīz visi ir absorbcijas spektri. Tas ir saistīts ar to, ka zvaigžņu ārējais apvalks absorbē daļu tās izstarojuma, un absorbētā daļa norāda uz atmosfēras satāvu.

Magnētiskais lauksLabot

Visām zvaigznēm ir magnētiskais lauks. Zvaigznes magnētisko lauku galvenokārt rada dinamo efekts, kurā neliela daļa no zvaigznes griešanās enerģijas ap savu asi pārveidojas elektromagnētiskajā laukā. Tomēr, šis lauks nav viendabīgs, Saulei līdzīgajām zvaigznēm to stipri ietekmē konvektīvās strāvas no zvaigznes dzīlēm uz virsmu, neviendabīgā griešanās un citi faktori.[6]

MērvienībasLabot

Lielāko daļu zvaigžņu raksturlielumu parasti izsaka SI mērvienību sistēmā, bet tiek izmantota arī CGS (piemēram, spilgtumu izsaka ergos sekundē). Masu, spilgtumu un rādiusu bieži norāda attiecībā pret Sauli, kura tiek uzskatīta par vidēju zvaigzni — lai gan ap 80% zvaigžņu ir mazākas un blāvākas par Sauli, tomēr ir ap 10% ievērojami vai pat nesalīdzināmi spožāku.[6]

Saules spožums: L = 3.828 × 1026 W [7]
Saules rādiuss: R = 6.957 × 108 m [7]

Saules masa M pati par sevi nav pietiekami precīzi noteikta Ņūtona gravitācijas konstantes aptuvenuma (10−4) dēļ, taču tā ir diezgan precīzi noteikta kā masas un šīs konstantes izteiksme:

Aptuvenā Saules masa: M = 2 × 1030 kg
Saules masas parametrs GM: GM = 1.3271244 × 1020 m3 s−2 [7]

Lai norādītu attālumu līdz zvaigznēm, tiek izmantotas tādas vienības kā gaismas gads un parseks (vienāds ar 3,2615 gaismas gadiem).

Mazākus attālumus, piemēram, milzu zvaigžņu rādiusu, planētu orbītas vai dubultzvaigžņu lielāko pusasi, bieži izsaka, izmantojot astronomiskās vienības (AU), kur 1 AU ir vienāda ar vidējo attālumu starp Zemi un Sauli (apmēram 150 miljoniem km).

Zvaigznes uzbūveLabot

No novērojumiem ir zināms, ka zvaigznes parasti ir statiskas, tas ir, tās atrodas hidrostatiskā un termodinamiskā līdzsvarā. Tas attiecas arī uz maiņzvaigznēm, jo to mainīgums visbiežāk ir parametru svārstības ap līdzsvara punktu. Turklāt starojuma pārnešanai no zvaigznes iekšējiem slāņiem uz ārpusi ir jāievēro enerģijas nezūdamības likums.

Lielākajā daļā zvaigžņu to viela pakļaujas ideālas gāzes stāvokļa vienādojumam, un, tuvojoties zvaigznes centram, palielinās tādu parametru vērtības kā temperatūra, materiāla blīvums un spiediens: piemēram, Saules centrā temperatūra, pēc aprēķiniem, sasniedz 15,5 miljonus Kelvina grādu, blīvums ir 156 g/cm³ un spiediens — 2⋅1016 Pa.[2]

Iekšējā struktūraLabot

 
Galvenās secības zvaigžņu struktūras atkarība no to masas: Saules masas zvaigznei galvenais starojums veidojas kodolā un tiek pārnests uz ārpusi caur apvalku, masīvām un karstām zvaigznēm izstarojums nāk no paša apvalka, kamēr vieglās un vājās zvaigznes izstaro ļoti maz.

Zvaigznes iekšienē atbrīvotā enerģija tiek pārnesta uz virsmu, no kurienes daļa tās izstarojas kosmosā. Enerģiju zvaigznēs, izņemot protozvaigznes un brūnos pundurus, rada kodoltermiskā sintēze, kas notiek vai nu zvaigznes kodolā, kur temperatūra un spiediens ir maksimāli, vai slāņa avotā ap inertu kodolu. Šāda situācija rodas, piemēram, submilžos, kuru kodolu veido hēlijs, un tā sadegšanas priekšnoteikumi vēl nav sasniegti. Saules kodola robeža atrodas 0,3 R⊙ attālumā no tās centra.[8]

Ir divi galvenie enerģijas pārneses mehānismi zvaigznēs: staru pārnese, kas notiek, ja viela ir pietiekami caurspīdīga, lai fotoni pārnestu enerģiju, un konvekcija, kas rodas, ja viela ir pārāk necaurspīdīga starojuma pārnešanai, kas rada pietiekami lielu temperatūras atšķirību un viela sāk sajaukties. Zvaigznes iecirkņus, kuros enerģija tiek pārnesta vienā vai otrā veidā, attiecīgi sauc par starojuma pārneses zonu un konvekcijas zonu.[9]

Dažādās zvaigznēs starojuma pārneses zona un konvekcijas zona izvietotas atšķirīgi. Piemēram, galvenās secības zvaigznēs, kuru masa pārsniedz 1,5 M⊙, kodolu ieskauj konvekcijas zona, un starojuma pārneses zona atrodas ārpusē. Masas diapazonā no 1,15 līdz 1,5 M⊙ zvaigznēm centrā un pie ārējās robežas ir divas konvekcijas zonas, kuras atdala starojuma pārneses zona. Zvaigznēs ar mazāku masu ārpusē ir konvekcijas zona, un iekšpusē ir starojuma pārneses zona — Saule pieder šādām zvaigznēm, šo reģionu robeža atrodas 0,7 R⊙ attālumā no tās centra.[8] Mazākas masas zvaigznēs ir tikai konvekcijas zona.[10]

Zvaigznes atmosfēraLabot

Zvaigznes atmosfēra ir reģions, kurā veidojas tieši novērojamais starojums.[11]

  • Fotosfēra ir viszemākā, necaurspīdīgā atmosfēras daļa. Tajā veidojas nepārtraukts izstarojuma spektrs, un, to novērojot optiskajā diapazonā, tā izskatās kā zvaigznes virsma, tāpēc daļa avotu to neuzskata par atmosfēras daļu. Zvaigznes malas vizuāli izskatās blāvākas nekā centrālie reģioni: piemēram, redzamajā diapazonā Saules malas ir tumšākas par centru par 40%.[12] Saules fotosfēras temperatūra vidēji ir 6500°K, un blīvums ir 5⋅10−4 kg/m³.[11] Fotosfērā veidojas reģioni ar zemāku temperatūru kā apkārtne — Saules plankumi.
  • Apgriezošais slānis atrodas virs fotosfēras, un, salīdzinot ar to, tam ir zemāka temperatūra un blīvums. Tajā spektrā veidojas absorbcijas līnijas. Netālu no Saules šī slāņa temperatūra ir aptuveni 4500°K un blīvums 10−7 kg/m³.[12]
  • Hromosfēra ir zvaigžņu atmosfēras slānis ar augstāku temperatūru nekā fotosfērā, kas rada spektrā emisijas līnijas. Saules hromosfēras temperatūra ir 10 000°K, bet tās spilgtums mazā blīvuma dēļ ir 100 reizes mazāks nekā fotosfēras. Šī slāņa nav sevišķi karstām zvaigznēm.[13] Svarīgs hromosfēras elements ir spikulas — īslaicīgas augšupejošas plazmas strūklas; hromosfērā veidojas arī redzamie Saules uzliesmojumi.
 
Saules vainags pilna aptumsuma laikā
  • Vainags ir zvaigžņu atmosfēras ārējais slānis ar ļoti augstu temperatūru, bet ar ļoti mazu blīvumu un spilgtumu. Šajā reģionā izstarošana galvenokārt notiek rentgena diapazonā, un jauda tajā nepārsniedz 10−3 no zvaigznes kopējās spilgtuma; Saulei tas ir 10−6 L⊙. Tā kā optiskajā diapazonā spilgtums ir ļoti mazs, vainagu izdevies vizuāli novērot tikai Saulei un tikai pilno Saules aptumsumu laikā. Saules vainaga temperatūra ir 1,5 miljoni Kelvina grādu, bet dažas zvaigznes var sasniegt 10 miljonus °K.[11] Saules vainaga rādiuss sasniedz vairākus miljonus kilometru.

Zvaigžņu atmosfēras nestabilā daļa ir zvaigžņu vējš — pastāvīga vielas aizplūde no atmosfēras kosmosā. Visspēcīgākais zvaigžņu vējš tiek novērots masīvām zvaigznēm; zemas masas zvaigznēm tas aiznes nelielu masas daļu, Saulei visā galvenās secības periodā tas aiznesīs 0,1% masas. Zvaigžņu vējš ar laiku ievērojami palēnina zvaigznes rotāciju ap asi.[14] Zona, kurā Saules vēja ietekme ir lielāka nekā apkārtējo zvaigžņu ietekme, tiek saukta par heliosfēru.

Zvaigžņu paaudzesLabot

Zvaigžņu paaudzes jeb populācijas ir secīga zvaigžņu veidošanās, kura tiek rēķināta apgrieztā kārtībā: vissenākās ir III paaudzes zvaigznes, kuras izveidojās Visuma eksistences sākumā un vairs nepastāv.[15] Šīs zvaigznes pamatā bija milzīgas, smago elementu trūkuma apstākļos ātri izdega un un eksplodēja, piepildot Visumu ar to sprādzienu radītiem smagākiem elementiem.[16] Daļa pētnieku uzskata, ka tā nebija atsevišķa paaudze, bet II paaudzes daļa. II paaudzes zvaigznes nosacīti ir vacākas par 10 miljardiem gadu, kamēr I paaudzes — jaunākas par šo laiku. II paaudzes zvaigznes satur vairākas reizes mazāk smago elementu, t.i. visu elementu, kas smagāki par hēliju, nekā I paaudzes zvaigznes, jo tās veidojušās ar tiem nabadzīgākā vidē. Attiecīgi, ap jaunākajām — pirmās paaudzes zvaigznēm teorētiski būtu daudz lielākas izredzes sastapt Zemei vai Marsam līdzīgas akmeņainas planētas, kamēr II paaudzes zvaigžņu sistēmas drīzāk sastāvētu tikai no gāzu planētām, kā Jupiters vai Neptūns.[17] Tomēr līdzšinējie novērojumi to neapstiprina, lai gan viņu vēl ir par maz, lai varētu izdarīt stingrus secinājumus.[18]

Zvaigžņu evolūcijaLabot

Zvaigznes sākotnējā masa ir galvenais parametrs, kas nosaka veidojošās zvaigznes tipu un tālākās eksistences virzību. Dažos gadījumos to ievērojami ietekmē arī vielas sastāvs, no kuras tā veidojusies, un citu zvaigžņu tuvums. Zvaigznes masas daudzumu nosaka tās sākotnēji veidojušās vielas daudzums apkārtējā telpā. Daudzu zvaigžņu temperatūras grafiks attiecībā pret starjaudu, pazīstams kā Hercšprunga—Rasela diagramma (H—R diagramma), ļauj noteikt zvaigznes vecumu un tās vietu evolūcijā.

IzveidošanāsLabot

Zvaigznes attīstība sākas ar kosmosā izkliedētu gāzu un putekļu daļiņu satuvināšanos gravitācijas iespaidā. Apvienojoties to kopējā gravitācija ļauj pievilkt aizvien lielāku citu daļiņu daudzumu, līdz izveidojas liela pārsvarā no ūdeņraža gāzes sastāvoša lode, kura gravitatīvās saspiešanās rezultātā aizvien vairāk sakarst. Kopā ar zvaigzni bieži veidojas gāzu un putekļu disks ap to, kura kustības moments ļauj tam saglabāt distanci no saraušanās centra un izveidot planētas. Ja vielas apkaimē ir bijis pietiekoši, tad karstuma un blīvuma ietekmē zvaigznes iekšienē sākas litija un berilija, bet pieaugot temperatūrai, ūdeņraža kodoltermiskā reakcija, kuras rezultātā no citiem vieglajiem elementiem veidojas hēlijs, bet liekā enerģija atbrīvojas starojuma veidā.[19] Ar šo ūdeņraža reakcijas sākšanās momentu tiek uzskatīts, ka protozvaigzne kļuvusi par zvaigzni. Zvaigzne ar savām kodoltermiskajām reakcijām pati uztur savu temperatūru un izmērus vai nu maz mainīgā līdzsvarā, vai pulsāciju veidā.

Ūdeņraža reakcijas periodsLabot

Jo lielāka sākotnējā zvaigznes masa, jo tā ātrāk izveidojas, spožāka un ātrāk sadedzina savu ūdeņraža resursu. Augstās temperatūras masīvākajās zvaigznēs ļauj pēc tam turpināt reakcijas, izlietojot hēliju un tam sekojošos elementus līdz pat dzelzij, tomēr tās ir aizvien mazāk efektīvas un uztur zvaigzni aizvien īsāku laiku. Ūdeņraža reakcijas laikā zvaigzne ir galvenās secības pundurzvaigzne, lai gan tādām masīvām ātri sadegošām zvaigznēm kā O un B klases pārstāves atšķirība starp punduri un milzi ir visai nosacīta. Vidēji zvaigzne atrodas uz galvenās secības, t.i., ūdeņraža kodoltermiskās sadegšanas periodā, ap 90% sava mūža laika. Saulei šis laiks tiek lēsts uz 10—13 miljardiem gadu. Masīvākās zilganās zvaigznes spēj tādā stāvoklī eksistēt tikai dažus miljonus gadu,[20] kamēr savu nelielo resursu lēni dedzinošie sarkanie punduri var pastāvēt triljoniem gadu, kas daudzkārt pārsniedz pašreizējo Visuma vecumu.

Atrodoties uz galvenās secības, zvaigzne ļoti lēni saraujas, kas paātrina reakcijas tajā un padara to spožāku. Saulei nokļūstot uz galvenās secības, tās spožums bija ap 70% no pašreizējā, bet uz šī perioda beigām pieaugs vairāk nekā 2 reizes.[21]

Noiešana no galvenās secībasLabot

 
Teleskopu novērotā zvaigznes Pegaza LL vielas izsviešana, kas rada ap to spirālveidīgu planetāro miglāju

Zvaigznes attīstība pēc tam, kad hēlija daudzums zvaigznes kodolā sasniedzis noteiktu procentu, atkarīga no tās masas. Standarta varianti ir:

Mazas masas zvaigznesLabot

Par nelielas masas zvaigznēm ar M≤0,2 vai pat ≤0,5 trūkst datu, jo neviena no tām vēl nav sasniegusi šo stadiju. Tiek domāts, ka to ķīmiskās vienveidības un kodola trūkuma dēļ tās spēs turpināt izlietot zvaigznē esošo ūdeņradi un pamazām uzkarsīs līdz hipotētiskai zilā pundura stadijai, tomēr pašlaik tas ir tikai teorētisks modelis.[22] Iespējams, ka zvaigznes ar M=0,2—0,5 sasniegs sarkanā milža stadiju analoģiski masīvākām zvaigznēm, bet, nespēdamas nodrošināt sekojošo hēlija reakciju, pēc tās kļūs par baltajiem punduriem.

Vidējas masas zvaigznesLabot

Vidējas masas zvaigznes ar M no 0,5 līdz 8, kad kodols sācis sastāvēt galvenokārt no hēlija, sāk atdzist un izplesties, pārejot submilžu stadijā. Zvaigznēm ar M=0,5—1,5 šis process notiek ar hēlija sintēzi apvalkā ārpus kodola, bet masīvākās vispirms saraujas, kas sakarsē apvalku un tālāk process notiek tāpat. Šī stadija ilgst ap miljonu gadu, un tās rezultātā tādai zvaigznei kā Saulei izmēri kļūs vairākas reizes lielāki, temperatūra tuvosies K klasei un spožums nedaudz pieaugs. Zvaigznes ar lielāku masu kā Saulei šai stadijā reizēm kļūst par cefeīdām — pulsējošām zvaigznēm, tomēr to nestabilitātes periods ir īss un pārejošs.

Pēc submilžu stadijas seko sarkanā milža stadija, kurā hēlija kodols kļuvis pietiekami masīvs un sāk saspiesties. Zvaigznēm ar M 2,3 (3)—8 kodols pie tam saglabā parastās ideālās gāzes īpašības, kamēr zvaigznēm ar mazāku masu tas kļūst par deģenerētu gāzi un faktiski kļūst par balto punduri zvaigznes iekšienē.[23] Abi varianti ārēji neatšķiras zvaigznes funkciju izpildē sarkanā milža stadijā, taču no tiem atkarīgs, ar ko tā beigsies.

Kodola saspiešanās to sakarsē un pastiprina izstarojumu no tā, kas vēl vairāk izkliedē ap kodolu esošo zvaigznes gāzu apvalku. Attālinoties no kodola, zvaigznes virsmas temperatūra vēl vairāk krītas, bet kodola radītais spožums pieaug. No Saules tuvumā esošajām tai sākotnēji līdzīgajām zvaigznēm šādā stadijā ir Arkturs, kura masa līdzīga Saules masai, bet spektra klase K0III, rādiuss 25 reizes lielāks nekā Saulei un spožums 170 reizes lielāks. Zvaigznēm ar M≥5 ar to sarkanā milža stadija pārtraucas, un viņas nokļūst t.s. "zilajā cilpā" — to temperatūra pieaug un viņas šķērso galveno secību zilajā virzienā, pie tam maz mainoties kopējam spožumam. Šai pārejas periodā masīva zvaigzne īsu laiku var būt par "dzelteno milzi" — zvaigzni, kas pēc spektra līdzīga Saulei, bet ir daudz lielāka un spožāka. Tipiski šādas zvaigznes piemēri ir Ūdensvīra Alfa un Polārzvaigznes sistēmas galvenā zvaigzne. Šajā laikā zvaigzne bieži ir nestabila un kļūst par cefeīdu. Pēc "zilās cilpas" zvaigzne, pavadījusi tajā 1—20 miljonus gadu (jo mazāka masa, jo ilgāk), atgriežas sarkanā milža stadijā. Zvaigznes, kuru masa mazāka par M 2,3, šādu periodu nepārdzīvo. Tajās, sasniedzot noteiktu hēlija daudzumu, kodolā notiek t.s. "hēlija uzliesmojums" — novas sprādzienam līdzīga kodola izplešanās, kura sākotnēji maz ietekmē zvaigzni ārēji, taču zvaigznes rādiuss pēc tās sāk samazināties un starjauda krītas.

Pēc "hēlija uzliesmojuma" zvaigznes nokļūst Hercšprunga — Rasela zvaigžņu tipu diagrammas horizontālajā zarā, kurā zvaigznes ievērojami atšķiras pēc savas temperatūras, bet ļoti maz pēc spožuma. Sagaidāms, ka Saule šai laikā būs oranžais milzis ar rādiusu ap 10 reižu lielāku par līdzšinējo, un tā varētu noturēties šai stadijā ap 120 miljonus gadu.[21]

Zvaigzne atstāj horizontālo zaru, kad tās kodols sastāv no oglekļa un skābekļa un ir praktiski neaktīvs, bet kodolreakcijas norit apvalkā. Zvaigznes ar M≤2,3 (vai ≤3, atkarībā no ķīmiskā sastāva) atkal kļūst par sarkano milžu līdziniekiem, jo to apvalki izplešas un atdziest, tomēr tās paliek nedaudz zem šī diagrammas zara, būdamas nedaudz karstākas. Zvaigznes ar M ≥2,3 savukārt kļūst nedaudz vēsākas.

Kad hēlija reakcijas sasniedz atlikušo zvaigznes ūdeņraža ārējo apvalku, zvaigzne atkal zaudē stabilitāti un kļūst pulsējoša. Pulsāciju rezultātā zvaigzne zaudē masu, izsviežot kosmosā salīdzinoši daļu savas vielas. Ar šo stadiju zvaigznēs ar M ≤8 kodolreakcijas beidzas un tās kļūst par baltajiem punduriem.

Lielas masas zvaigznesLabot

Zvaigžņu ar M=8—10 evolūcija notiek līdzīgi vidējas masas zvaigznēm, taču atšķirībā no tām, pirms baltā pundura stadijas tās spēj aizsākt oglekļa kodolreakciju savās dzīlēs. Tāpēc analoģiski "hēlija uzliesmojumam" tās pārdzīvo arī līdzīgu "oglekļa uzliesmojumu", kura izdalītās enerģijas rezultātā zvaigzne var uzsprāgt kā II tipa pārnova.[24] Ja zvaigzne neuzsprāgst, tad tās kodolā uzkrājas smagāki elementi, atkal sākas pulsācijas un zvaigzne vai nu salīdzinoši mierīgā ceļā nomet savu apvalku un kļūst par balto punduri, vai tas notiek, sprāgstot kā pārnovai, pēc kā zvaigzne kļūst par neitronu zvaigzni.

Zvaigznēs ar M≥10 hēlija reakcijas sākas uzreiz pēc galvenās secības atstāšanas un zvaigzne, izlaižot submilžu stadiju, uzreiz kļūst par pārmilzi. Visas tālākās reakcijas, no oglekļa līdz dzelzij (šo pēdējo stadiju sasniedz zvaigznes ar M≥15), tāpat sākas pakāpeniski. Kad ir sasniegts iespējamo kodolreakciju slieksnis, pieaug inertā kodola masa un, sasniedzot noteiktu robežu (Čandrasekara slieksni), kodols kolapsē, viela tajā neitronizējas un zvaigzne sprāgst kā pārnova. Atkarībā no atlikušās masas, zvaigznes atlikums kļūst par neitronu zvaigzni vai melno caurumu.

Zvaigžņu klasifikācijaLabot

 
Hercšprunga — Rasela zvaigžņu tipu diagramma. Labi izdalās visbiežāk sastopamā galvenā secība (V), milžu (III) un balto punduru (VII) zari.

Mūsdienu zvaigžņu klasifikācija sāka veidoties tūlīt pēc tam, kad sākās to spektru noteikšana. Vienkāršojot zvaigznes spektru var raksturot kā nokaitēta melna ķermeņa spektru, bet ar absorbcijas vai emisijas līnijām, kas redzamas uz tā. Atbilstoši šo līniju sastāvam un stiprumam zvaigznei tika piešķirta noteikta klase. Tas tiek darīts arī tagad, tomēr pašreizējais zvaigžņu dalījums ir sarežģītāks: tas papildus ietver absolūto zvaigžņu spožumu, spilgtuma un lieluma mainības esamību vai neesamību, un galvenās spektra klases ir iedalītas apakšklasēs.

20. gadsimta sākumā Hercšprungs un Rasels iezīmēja dažādas zvaigznes diagrammā "absolūtais lielums — spektrālais tips", un izrādījās, ka lielākā daļa no tām ir sagrupējušās šaurā līnijā. Vēlāk šī Hercšprunga—Rasela diagramma kļuva par atslēgu zvaigznes iekšienē notiekošo procesu izpratnei.

Tagad, kad pastāv teorija par zvaigžņu iekšējo struktūru un to evolūcijas teorija, ir kļuvis iespējams izskaidrot zvaigžņu klašu esamību. Izrādījās, ka visu zvaigžņu daudzveidība nav nekas cits kā zvaigžņu kvantitatīvo īpašību (galvenokārt masas un ķīmiskā sastāva) un evolūcijas posma, kurā tā šobrīd atrodas, atspoguļojums.

Katalogos zvaigžņu klase tiek aprakstīta ar vienu vārdu, vispirms ir spektra klases burta apzīmējums (ja klase nav precīzi noteikta, tiek uzrakstīts burtu diapazons, piemēram, OB), tad ar arābu ciparu tiek norādīta spektra apakšklase, pēc tam ar romiešu cipariem seko masas klase (apgabala numurs Hercšprunga — Rasela diagrammā), pēc kā var sekot papildu informācija. Piemēram, Saulei ir piešķirta G2V klase — t.i., dzeltenīga galvenās secības zvaigzne. Zvaigžņu krāsa ir atkarīga no to virsmas temperatūras: karstākām zvaigznēm tajā dominē zilganie, vēsākām — oranžsarkanie toņi. Zvaigznes ar vidēju temperatūru cilvēka acs uztver kā baltas, jo zvaigžņu izstarojums galvenokārt spektra vidējā daļā — zaļajos un dzeltenajos toņos pie līdzīga izstarojuma zilajā un sarkanajā spektra daļā sajaucas apmēram līdzvērtīgi. Krāsa var mainīties atkarībā no apakšklases; tā, G2 apakšklases zvaigzne Saule pie standarta apstākļiem ir praktiski balta, taču G9 apakšklases zvaigzne viņas vietā būtu redzami dzeltena, tuvāka tai sekojošajai K0 apakšklasei.

Galvenās secības zvaigznesLabot

Daudzskaitlīgāko zvaigžņu klasi veido galvenās secības zvaigznes, iekaitot Sauli. No evolūcijas viedokļa galvenā secība ir tas Hercšprunga-Rasela diagrammas reģions, kurā zvaigzne atrodas lielāko mūža daļu. Šajā laikā enerģijas zudumus izstarojuma dēļ zvaigzne kompensē ar enerģiju, kas izdalās kodolreakciju laikā. Atrašanās laiku uz galvenās secības pamatā nosaka to elementu masa un daudzums, kas ir smagāki par hēliju, jeb metāliskums — astronomijā par metāliem uzskata visus ķīmiskos elementus, izņemot ūdeņradi un hēliju.[25]

Mūsdienu ("Hārvardas") zvaigžņu spektrālā pamatklasifikācija, kas izstrādāta Hārvardas observatorijā 1890.—1924. gadā:
Klase Temperatūra,
K
Faktiskā krāsa Redzamā krāsa[26][27] Masa (Saule=1) Rādiuss (Saule=1) Starjauda (Saule=1) Ūdeņraža līnijas spektrā Galvenās spektra iezīmes[28]
O 30 000—60 000 gaišzila gaišzila ≥ 16 ≥ 6,6 ≥ 30 000 Vājas Vājas neitrāla ūdeņraža un hēlija, jonizēta hēlija un daudzkārtīgi jonizētu silīcija, oglekļa, slāpekļa līnijas.
B 10 000—30 000 zilganbalta zilganbalta līdz baltai 2,1 — 16 1,8 — 6,6 25 — 30 000 Vidējas Hēlija un ūdeņraža absorbcijas līnijas. Vājas absorbcijas H un К kalcija II joslas.
A 7500—10 000 balta balta 1,4 — 2,1 1,4 — 1,8 5 — 25 Stipras H un К kalcija II absorbcijas joslas pastiprinās F klases virzienā. Tāpat zemākajās apakšklasēs sāk parādīties metālu līnijas.
F 6000—7500 dzeltenīga balta 1,04 — 1,4 1,15 — 1,4 1,5 — 5 Vidējas Spēcīgas H un К kalcija II absorbcijas joslas un metālu līnijas. Ūdeņraža līnijas kļūst vājākas. Parādās kalcija I līnija. Parādās un pastiprinās G josla, kuru veido dzelzs, kalcija un titāna līnijas.
G 5000—6000 dzeltena dzeltena 0,8 — 1,04 0,96 — 1,15 0,6 — 1,5 Vājas Intensīvas H un К kalcija II absorbcijas joslas, kalcija I un daudzu metālu līnijas. Ūdeņraža līnijas kļūst vājākas. Parādās molekulu CH un CN joslas.
K 3500—5000 oranža dzeltenīgi oranža 0,45 — 0,8 0,7 — 0,96 0,08 — 0,6 Ļoti vājas Metālu līnijas un G josla intensīvas, ūdeņraža līnijas gandrīz nemanāmas. Parādās titāna oksīda absorbcijas līnija.
M 2000—3500 sarkana oranžsarkana 0,08 — 0,45 0,08 — 0,7 ≤ 0,08 Ļoti vājas Intensīvas titāna oksīda un citu molekulu joslas un līnijas. G josla kļūst vājāka, joprojām saredzamas metālu līnijas.

Tā kā galvenās secības spektrālo klašu apzīmējumi nav alfabētiskā secībā, tad dažādās valodās ir izdomātas mnemoniskas frāzes kā Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me[29][30].

Pašlaik tiek lēsts, ka 76% galvenās secības zvaigžņu pieder M klasei ("sarkanie punduri"), 12% K klasei, 8% G klasei un tā turpinoties, kamēr O klases zvaigžņu galvenajā secībā ir tikai 0,00003%.[31]

Brūnie punduriLabot

Pamatraksts: Brūnais punduris
 
Mākslinieka priekšstats par brūno punduri HD 29587 B

Brūnie punduri ir zvaigznes vai, pēc cita viedokļa, subzvaigznes, kuru kodolreakcijas nekad nav spējušas kompensēt enerģijas zudumus izstarojuma dēļ un pēc ūdeņraža kodolreakcijas beigām tie atdziest, nespēdami uzsākt citu reakciju ciklu. Ilgu laiku brūnie punduri tika uzskatīti par neesošiem, jo tika pieņemts, ka objektos ar ≤ 0,08 Saules masas (jeb mazāk kā 80 Jupitera masu) kodoltermiskās reakcijas nesākas. Viņu pastāvēšana tika prognozēta 20. gadsimta vidū, balstoties uz idejām par procesiem, kas notiek zvaigžņu veidošanās laikā. Tomēr tikai 1995. gadā pirmo reizi tika atklāts brūnais punduris. Tagad ir atklātas daudzas šāda veida zvaigznes. Iespējams, ka tā ir visplašākā objektu klase mūsu galaktikā, taču novērošanas grūtības vēl neļauj to pārbaudīt. Brūno punduru spektra klases ir no M6,5 vismasīvākajiem pārstāvjiem līdz vēsākajām L un T klasēm, kuras netiek iekļautas galvenajā secībā. Tika prognozēta vēl vienas klases pastāvēšana, kas apzīmēta ar Y. 2011. gadā tās pastāvēšanu, domājams, apstiprināja vairāku zvaigžņu atklāšana ar virsmas temperatūru 250–500 K, tomēr par tās statusu vēl notiek strīdi.

Brūno punduru masa ir 0,01—0,08 Saules masas, rādiuss neliels un līdzīgs Jupiteram, maz atšķirdamies starp dažādas masas brūnajiem punduriem, izstarojums galvenokārt infrasarkanajā diapazonā, virsmas temperatūra 250—3000 °K, krāsa no sarkanas līdz pelēcīgam purpuram. Brūnos pundurus, kuru masa nepārsniedz 13 Jupitera masu, parasti uzskata par planētām, tomēr šim principam ir izņēmumi un reizēm planētām pieskata arī objektus ar 30-kārtīgu Jupitera masu.[32] Vēsturiski brūnos pundurus sākotnēji sauca par "melnajiem punduriem", tomēr šis tehniski kļūdainais nosaukums tagad nodots dziestošiem bijušajiem baltajiem punduriem.

Baltie punduriLabot

Pamatraksts: Baltais punduris

Baltie punduri ir neliela izmēra, bet ļoti blīvas zvaigznes vēlā evolūcijas stadijā. Tiem nav iekšēju kodolreakciju avotu, un tie spīd ar uzkrāto siltumu, lēni atdzisdami. Baltie punduri veidojas vai nu nelielām vecām zvaigznēm sarūkot gravitācijas iespaidā, vai pēc lielāku zvaigžņu sprādzieniem, kuru rezultātā tās zaudē daļu savas vielas un atlikums kļūst par balto punduri. Otrajā gadījumā to sastāvā ir vairāk smago elementu, taču jebkurā gadījumā to blīvums ir ļoti liels un ap miljonu reižu pārsniedz galvenās secības zvaigžņu blīvumu.[33]

Balto punduru spožums un krāsa nav stingri fiksēti un mainās, tiem atdziestot. Tie pēc krāsas un temperatūras var pārstāvēt jebkuru no standarta spektra klasēm. Labi pētīts šādas zvaigznes piemērs ir Sīriuss B, kurš izveidojies pēc sprādziena ap 120 miljonu gadu atpakaļ.[34] Sīriusa B masa ir līdzīga Saules masai (tipiskāka ir 0,6—0,7 M),[35] taču izmēri līdzīgi Zemes lielumam. Tāpat kā citi baltie punduri, tas galvenokārt sastāv no deģenerētas elektronu gāzes, tā 25 000 grādu virsmas temperatūra atbilst B spektra klasei, taču tā tiek apzīmēta ar DA2, kur D apzīmē balto punduri.

Klasiskās fizikas ietvaros nebija iespējams izskaidrot balto punduru augsto blīvumu, kamēr 1926. gadā Ralfs Faulers ar kvantu mehānikas metodēm neparādīja, ka atšķirībā no galvenās secības zvaigznēm, kuru stāvokli nosaka pēc parastā ideālās gāzes modeļa, baltajos punduros ir deģenerēta elektronu jeb FermiDiraka ideālā gāze.[36]

Sarkanie milžiLabot

Pamatraksts: Sarkanais milzis

Sarkanie milži, kā arī submilži un pārmilži, ir zvaigznes ar ļoti izkliedētu ārējo apvalku, pateicoties kam tām ir lieli izmēri pie ļoti maza blīvuma un zema virsmas temperatūra. Izmēru dēļ tām ir arī liela kopējā starjauda, lai gan katrs konkrēts zvaigznes punkts nav sevišķi spožs. Tās pieder pie K un M spektra klasēm. Tā kā to virsmas temperatūra vidēji ir ap 3500 Kelvina grādu, kas ir vairāk nekā parastai kvēlspuldzei, tad faktiskā to krāsa ir dzeltenīga. Liela daļa viņu izstarojuma notiek infrasarkanajā diapazonā.

Sarkanie milži veidojas zvaigžņu evolūcijas procesā no zvaigznēm, kuru kodolos beidzies ūdeņraža kodoltermiskais cikls. Apvalka izkliedētības dēļ to spīdums bieži ir nestabils un pakļauts pulsācijām, kā arī vielas zudumam zvaigznes vēja iespaidā. Sarkanā milža ārējā daļā gravitācija ir ļoti vāja — salīdzinoši, uz sarkanā milža nosacītās virsmas, kura masa līdzīga Saulei, bet rādiuss sasniedz Zemes orbītu, brīvās krišanas paātrinājums būtu 0,0006 g, kamēr uz Zemes tas ir 1 g un uz Saules nosacītās virsmas 27,8 g.

Pie sarkanajiem milžiem pieder arī īpašā spektra klase S, kura atbilst spektra klasēm K5—M, bet satur ievērojamu daudzumu cirkonija oksīda un dažu citu savienojumu. Pateicoties tiem, šīs zvaigznes ir sarkanākas kā viņu analogi no K un M klasēm ar līdzīgu temperatūru. Daudzas no šīm zvaigznēm ir ilgperioda maiņzvaigznes.

Vēl sarkanākas par S klases zvaigznēm ir oglekļa zvaigznes, kurās oglekļa ir vairāk nekā skābekļa un kuras parasti pieder pie sarkanajiem milžiem (taču var būt arī sarkanie punduri). Viņu klasifikācija pašlaik ir strīdu avots.

MaiņzvaigznesLabot

Maiņzvaigzne ir zvaigzne, kuras spožums redzami mainās. Saīsināti tās iedala:

  • aptumsuma maiņzvaigznēs, kuru faktiskais spožums nemainās, bet tās reizēm vizuāli aizklāj tumšāka vai gaišāka zvaigzne, kas maina redzamo spožumu;
  • katastrofālajās maiņzvaigznēs jeb novās un pārnovās, kuru spožums mainās, tām vienu reizi vai vairākkārtīgi sprāgstot;
  • tuvās dubultsistēmu maiņzvaigznēs, kur spožuma izmaiņas (nereti straujas) rada tuvu zvaigžņu savstarpējā ietekme vai tieša vielas pārnese starp tām;
  • ilgperioda maiņzvaigznēs;
  • īsperioda maiņzvaigznēs;
  • maiņzvaigznēs ar mainīgu pulsācijas periodu.

Pazīstamākās maiņzvaigznes ir ilgperioda Mira Valzivs zvaigznājā, kuras spožums gada laikā regulāri mainās simtiem reižu, aptumsuma dubultzvaigzne Algols Perseja zvaigznājā un Cefeja δ Cefeja zvaigznājā, kuras vārdā nosaukta maiņzvaigžņu klase — cefeīdas.

Nelielas spožuma izmaiņas ir raksturīgas visām zvaigznēm, ieskaitot Sauli (Saules plankumi), un nav novilkta stingra robeža starp maiņzvaigzni un vienmērīgi spīdošu zvaigzni.

Novas un pārnovasLabot

Pamatraksts: Nova
Pamatraksts: Pārnova

Novas un pārnovas ir zvaigznes, kuras strauji — dažu dienu vai stundu laikā uzliesmo, pēc tam lēnāk, dienu vai pat gadu laikā zaudējot spožumu. Eksploziju pavada zvaigznes apvalka pilnīga vai daļēja nomešana, kurš izklīst starpzvaigžņu telpā un attiecīgi samazina tās masu.[37] Pārnovu uzliesmojumi, kuri sākas zvaigznes kodolā, ir daudzkārt spēcīgāki nekā novām, kurām uzliesmo tikai apvalks. Pārnovu īslaicīgo spožumu var salīdzināt ar veselu galaktiku spožumu.

Volfa—Raijē tipa zvaigznesLabot

Volfa—Raijē tipa zvaigznes ir masīvas, ļoti karstas un spožas zvaigznes ar neparasti spēcīgām hēlija, skābekļa, slāpekļa un oglekļa emisijas līnijām spektrā. Tajās atlicis maz vai nemaz ūdeņraža, gan to redzami vēlās evolūcijas stadijas dēļ, gan tādēļ, ka tās aktīvi izsviež gāzi kosmosā. Par to veidošanos pastāv dažādas hipotēzes, kuras bieži satur katastrofiskus scenārijus, kā vielas pārnesi no tuvas dubultzvaigznes, to saplūšanu vai pārnovas sprādziena sekas. Cita hipotēze paredz šādas zvaigznes relatīvi mierīgu izveidi no īpaši masīvas zvaigznes ar 30M, kad tā pāriet sarkanā pārmilža stadijā un tās zvaigžņu vējš sāk izdzenāt pašas apvalku. Vairākuma atzīta viena viedokļa pašlaik nav, nav arī skaidrs, vai nav pareizas visas hipotēzes.

Neitronu zvaigznesLabot

Neitronu zvaigznes ir ļoti blīvas un ļoti mazas zvaigznes ar masu, kas pārsniedz Saules masu, bet ir tikai dažus desmitus, retāk — simtus kilometru diametrā.[8] Tās sastāv no plāna apvalka un sablīvētām elementārdaļiņām, pārsvarā neitroniem. Daudzas no tām ļoti ātri griežas — līdz simtiem apgriezienu sekundē.

Neitronu zvaigznes rašanās mehānisms ir līdzīgs baltā pundura izveidei. Taču baltā pundura maksimālo masu ierobežo Čandrasekara slieksnis (aptuveni 1,46 M⊙) — lielākai masai deģenerētās gāzes iekšējais spiediens pie jebkura baltā pundura rādiusa nevar kompensēt paša masu. Šajā gadījumā kodols iebrūk, kurā lielākā daļa tā matērijas neitronizējas: elektroni tiek "iespiesti" protonos un zvaigznes kodols pārvēršas nevis par balto punduri, bet gan par neitronu zvaigzni. Šajā procesā izdalās milzīgs enerģijas daudzums un notiek supernovas eksplozija. Zvaigznes, kuru sākotnējā masa pārsniedz 8-10 M⊙, var kļūt gan par neitronu zvaigznēm, gan par melnajiem caurumiem.[38]

Neitronu zvaigznes, kuru masa ir lielāka par 2—3 Saules masām, var turpināt sabrukšanu un izveidot melnos caurumus.

Melnie caurumiLabot

Pamatraksts: Melnais caurums

Melnie caurumi ir zvaigznes vai to atliekas, kuru gravitācija ir tik spēcīga, ka aiztur jebko, ieskaitot gaismu. Jēdziens "zvaigzne" šajā gadījumā ir vienkāršojums, jo objekts, kas neko neizstaro ārpus paša robežām, neatbilst parastajam zvaigznes jēdzienam. Tomēr pēc pašreizējām hipotēzēm, melnie caurumi ir dabisks zvaigžņu evolūcijas produkts, kuri rodas, masīvai zvaigznei sabrūkot uz iekšpusi tik ātri, ka tā nepaspēj uzsprāgt kā supernova un tās gravitācijai apturot jebkuru tālāku potenciālu sprādzienu. Zināmie zvaigžņu masas melnie caurumi parasti izmēros ir līdzīgi neitronu zvaigznēm un pēc masas 3—80 M⊙ robežās. Pastāv arī milzīgi melnie caurumi, kuri atrodas daudzu galaktiku centros. To masas pielīdzināmas miljardiem zvaigžņu, bet viņu lielie izmēri skaidrojami ar to, ka jo lielāks un masīvāks melnais caurums, jo mazāks blīvums nepieciešams tā eksistencei.[39]

Zvaigžņu izvietojums VisumāLabot

GalaktikasLabot

Pamatraksts: Galaktika

Galaktika ir milzīga pastāvīga zvaigžņu kopa jeb zvaigžņu un starpzvaigžņu vielas sistēma, lielākās no kurām satur triljoniem zvaigžņu un kuru rādiuss ir līdz 30 kiloparsekiem, kamēr pundurgalaktikas var būt mazākas par lielākajām lodveida zvaigžņu kopām. Spēcīgā teleskopā mūsdienās var ieraudzīt apmēram 5 miljonus galaktiku, lai gan Visumā to ir daudz vairāk. Galaktikas no Zemes ir ļoti tālu. Zemei tuvākā lielā galaktikas — Andromedas miglājs — atrodas 2,5 miljonu gaismas gadu attālumā.

Galaktikas, kuras ir atsevišķas, visumā sastapt var ļoti reti. Pārsvarā galaktikas veido galaktiku grupas un kopas. Galaktiku grupās ir desmitiem galaktiku, kamēr galaktiku kopās ir simtiem līdz tūkstošiem galaktiku. Tās veido telpisku šūnveidu struktūru, ko sauc par Visuma lielmēroga struktūru.

Zvaigznes galaktikās ir nevienmērīgi sadalītas: jaunās, ar metāliem bagātās I paaudzes zvaigznes veido plakano galaktikas komponentu, kas novērojams kā galaktikas disks, bet vecās un metāliem nabadzīgās II paaudzes zvaigznes veido sfērisko komponentu, kas ir koncentrēts galaktikas centra virzienā.[40][41]

Četri galvenie galaktiku veidi, kurus Edvīns Habls definēja 1925. gadā, ir:

  • Eliptiskās galaktikas ir galaktikas bez izteiktas iekšējās struktūras apaļā vai biežāk saplacinātā formā. Tajās praktiski nav gāzes un putekļu, un tās galvenokārt veido vecas zvaigznes. Tajās nav saskatāms plakans disks.
  • Lēcveidīgās galaktikas izskatās kā eliptiskās, taču, lai gan sfēriskā sastāvdaļa tajās ir galvenā, tām ir redzams arī plakanais disks.
  • Spirālveida galaktikās ir gan sfēriskas, gan plakanas sastāvdaļas, taču plakanās struktūras ir daudz izteiktākas nekā sfēriskās, un to disku ārmalās redzama spirālveida struktūra. Šīs galaktikas Visumā ir visbiežākās.
  • Neregulārās galaktikas ir asimetriskas galaktikas, kas satur daudz gāzes un putekļu. Sfēriskās sastāvdaļas šādās galaktikās praktiski nav, lielākā daļa zvaigžņu ir jaunas un veido plakanu apakšsistēmu.

Galaktikas savstarpēji mijiedarbojas, tās var sadurties, saplūst vai sadalīties, uz laiku iegūstot neparastu formu.

Galaktika, kurā atrodas Saule, tiek saukta par Piena Ceļa galaktiku. Skatoties no Zemes, var redzēt tikai nelielu daļu no tās zvaigznēm. Galaktika no sāniem izskatās pēc plakana diska ar sabiezējumu tās centrā, tomēr no nosacītās augšas un apakšas var saskatīt galaktikas spirālveida formu. Galaktikas zvaigznes, skatoties no Zemes, galvenokārt koncentrējas Piena Ceļā — gaišā joslā nakts debesīs. Jaunās zvaigznes ir izvietotas samērā vienmērīgi, bet gāze un putekļi sablīvējas Galaktikas spirāļu zaros. Spirāļu zari izceļas ar savu spožumu, jo tajos arī ir daudz jauno zvaigžņu. Galaktikas centra apkaimē atrodas liels zvaigžņu sablīvējums. Tā vidū ir spēcīgs radiostarojuma avots, kurā atrodas kodols ar melno caurumu. Retināts pārsvarā vecu zvaigžņu apvalks — halo — saplacināti sfēriski apņem galaktikas disku.

Zvaigžņu kopas un asociācijasLabot

Pamatraksts: Zvaigžņu kopa
 
Plejādes, Zemei tuva (ap 400 gaismas gadu) vaļējā zvaigžņu kopa ar ap 3000 zvaigznēm.

Zvaigžņu kopas ir kosmosā cieši izvietotas zvaigžņu grupas, kas pēc izcelsmes saistītas ar vienu kopīgu molekulāro mākoni. Parasti pieņemts iedalīt zvaigžņu kopas divos veidos — lodveida un vaļējās,[42] taču dažreiz arī zvaigžņu asociācijas tiek dēvētas par zvaigžņu kopām. Zvaigžņu kopas astronomijai ir vērtīgas ar to, ka tajās esošās zvaigznes atrodas apmēram vienā attālumā no Zemes un veidojušās gandrīz vienlaikus ar gandrīz vienādu ķīmisko sastāvu. Tādējādi tās atšķiras tikai ar sākotnējo masu, kas atvieglo zvaigžņu evolūcijas teorijas apkopošanu.[43]

Lodveida zvaigžņu kopas ir blīvas un masīvas kopas, kurām ir sfēriska forma un paaugstināta zvaigžņu koncentrācija centra virzienā. Tās satur no 10 tūkstošiem līdz vairākiem miljoniem zvaigžņu — vidēji apmēram 200 tūkstošus, un to diametrs ir 100-300 gaismas gadi. Šādas kopas ir apmēram 10-15 miljardus gadu vecas, tāpēc tās pieder II paaudzei un veido sfērisku Galaktikas apakšsistēmu. Zvaigznes šajās kopās ir nabadzīgas ar metāliem, jo tās veidojušās jau sen, un tām ir maza masa, jo masīvās zvaigznes tajās jau ir pabeigušas savu evolūciju.[43]

Vaļējās zvaigžņu kopas ir mazāk blīvas nekā lodveida, un tajās ir daudz mazāk zvaigžņu — no vairākiem desmitiem līdz vairākiem tūkstošiem, vidēji 200-300, šādu kopu diametrs ir līdz 50 gaismas gadiem. Atšķirībā no lodveida kopām, vaļējās nav tik stingri gravitācijas saistītas, un tām ir tendence sadalīties miljardu gadu laikā pēc izveidošanās. Šādas kopas pieder I (t.i., pašlaik pēdējai) zvaigžņu paaudzei un ir koncentrētas galaktikas diskā, un pašas kopas satur daudzas masīvas un spožas zvaigznes.[43]

Zvaigžņu asociācijas ir vēl izretinātākas zvaigžņu grupas, kuru kopējā masa ir mazāka par 1000 M⊙ un diametrs līdz 700 gaismas gadiem.[44] Viņas ļoti vāji saista savstarpējā gravitācija, tāpēc tās sabrūk vidēji 10 miljonu gadu laikā pēc veidošanās un sastāv no ļoti jaunām zvaigznēm.[43]

Vairāku zvaigžņu sistēmasLabot

Daudzas zvaigznes Visumā atrodas viena otrai blakus, riņķojot ap kopīgu baricentru, līdz ar to šāda veida zvaigznes veido fizikālu dubultzvaigžņu sistēmu. Tās bieži atrodas lielā atstatumā un tādēļ viena ap otru riņķo ļoti ilgi, veicot vienu apriņķojumu vairākus gadsimtos vai gadu tūkstošos. Taču ir arī tādas sistēmas, kuras apriņķo ļoti ātri, pat tikai dažās stundās, šīs zvaigznes riņķo tik tuvu kopā, ka skatoties ar teleskopu, tās nav nodalāmas atsevišķi un par viņām iespējams spriest tikai no papildus rādītājiem. Sistēmas ar atsevišķi saskatāmiem komponetiem sauc par vizuālām dubultzvaigznēm, tikai ar spektra analīzi konstējamās — par spektrālajām dubultzvaigznēm, bet tās, kur otras zvaigznes eksistence izsecināma tikai pēc kustības nevienmērības ārējas gravitācijas ietekmes rezultātā — par astrometriskajām dubultzvaigznēm. Ir arī daudz trīskāršu, četrkāršu un vairākkārtīgu zvaigžņu sistēmu. Dažas dubultzvaigžņu orbītas ir novietotas tā, ka tām riņķojot laiku pa laikam zvaigznes aizsedz (aptumšo) viena otru un to kopējais spožums uz laiku samazinās, tādēļ tās tiek sauktas par aptumsuma maiņzvaigznēm. Īpašā stāvoklī ir tik tuvu riņķojošas dubultzvaigznes, ka kļūst iespējama viņu vielas savstarpēja pārnese.[45] Šādās sistēmās parasti rodas novas un pārnovas.

Termins "optiskās dubultzvaigznes" apzīmē savstarpēji nesaistītas zvaigznes, kuras fiziski atrodas tālu viena no otras, bet skatoties no Zemes, atrodas gandrīz uz vienas līnijas.[45]

Zvaigžņu novērošanaLabot

 
Lielā Lāča zvaigznāja attēls persiešu astronoma Abd al-Rahmana as-Sūfija ap 964. gadu sastādītajā "Nekustīgo zvaigžņu grāmatā"

Vēsturiski zvaigznes ir bijušas nozīmīgas cilvēkiem visā pasaulē. Zvaigžņu pozīcija pie debesīm tika lietota zemkopībā kalendāra noteikšanai un orientācijā. Lai būtu vieglāk atrast konkrētas zvaigznes, vērotāji sagrupēja zvaigznes dažādos zvaigznājos un deva nosaukumus spožākajām no tām, kā arī izvēlētajiem zvaigznājiem. Šie zvaigznāji sākumā parasti nenosedza visu debesi un attiecās tikai uz ievērojamākajiem tās nogabaliem. Pamazām izveidojās kosmosa un tai skaitā zvaigžņu pētīšanas zinātne — astronomija.

Pazīstamāko seno viņam redzamās debess zvaigžņu katalogu sastādīja senās Grieķijas zinātnieks Hiparhs II gadsimtā pirms mūsu ēras, ieviešot zvaigžņu lieluma jeb spožuma kategorijas, viņš ir arī pirmās zināmās novas atklājējs. Tomēr jau II gadu tūkstotī p.m.ē. senās Ēģiptes un Divupes astronomi stādīja zvaigžņu sarakstus.[46] Gregoriāņu kalendārs, kurš tika lietots gandrīz visā pasaulē, ir saules kalendārs, kurš balstīts uz Zemes rotēšanu ap tai vistuvāko zvaigzni — Sauli. Līdz ar teleskopa izgudrošanu kļuva iespējams novērot daudz vairāk zvaigžņu, tomēr kvalitatīvs lēciens notika tikai 19. gadsimta sākumā, kad teleskopu kvalitāte ļāva sākt izdarīt zvaigžņu paralakses mērījumus,[47] bet ķīmijas un fizikas atklājumi ļāva spektroskopijai novērtēt zvaigžņu iekšējo sastāvu.

Mūsdienu stāvoklisLabot

Gandrīz visas zvaigznes no Zemes redzamas kā punktveida objekti pat tad, ja tiek izmantoti teleskopi ar lielu palielinājumu — izņēmums ir tikai neliela daļa zvaigžņu, kuru leņķiskie izmēri pārsniedz labāko instrumentu izšķirtspēju.[4] Zvaigžņu (izņemot Sauli) relatīvā atrašanās vieta debesīs, atšķirībā no Saules sistēmas objektiem, mainās ļoti lēni: lielākā zvaigznes redzamā kustība, kas Zemes debesīs piemīt Bārnarda zvaigznei, ir aptuveni 10 loka sekundes gadā, un lielākajai daļai zvaigžņu tā nepārsniedz 0,05 loka sekunžu gadā.[48] Lai zvaigžņu kustību pamanītu bez precīziem mērījumiem, ir jāsalīdzina zvaigžņotās debess izskats ar to daudzus gadus agrāk. Pirmoreiz šāda kustība tika fiksēta 18. gadsimtā, salīdzinot Sīriusa un Arktura atrašanās vietas ar sengrieķu Hiparha zvaigžņu katalogu.[48]

Zvaigznes redzamais jeb šķietamais lielums ir zvaigžņu redzamā spožuma (nevis telpiskā izmēra) mērs. Šī vērtība ir lineāri saistīta ar apgaismojuma logaritmu, un jo lielāks apgaismojums, jo mazāks ir zvaigznes lielums. Tā, piemēram, šķietamais Saules zvaigžņu lielums ir –26,72m, bet nakts debesīs spožākā zvaigzne ir Sīriuss ar šķietamo zvaigžņu lielumu –1,46m. Ir daudz zvaigžņu, kuru faktiskais spožums daudz lielāks nekā Sīriusam, bet Zemes vērotājiem tās liekas blāvākas, jo atrodas lielākā attālumā.[49]

Attālumus līdz zvaigznēm mēra ar dažādām metodēm. Attālumus līdz tuvākajām zvaigznēm mēra ar visprecīzāko — gada paralakses metodi. Piemēram, Zemei tuvākā zvaigzne pēc Saules ir Centaura Proksima, un tās paralakse ir aptuveni 0,76″, attiecīgi tā atrodas 4,2 gaismas gadu attālumā. Tomēr tās zvaigžņu lielums ir +11,09m, un tā nav saskatāma ar neapbruņotu aci. Lai izmērītu attālumu līdz attālākām zvaigznēm, tiek izmantotas citas metodes, piemēram, fotometriskā metode: ja jūs zināt, kāds ir zvaigznes absolūtais spožums, tad, salīdzinot to ar redzamo spožumu, jūs varat noteikt attālumu līdz zvaigznei. Metožu kopums attālumu noteikšanai, ieskaitot līdz zvaigznēm, veido attālumu skalu astronomijā.[50]

Zvaigžņu emisijas spektri savstarpēji atšķiras, bet tie visi ir nepārtraukti spektri ar absorbcijas līnijām. Lai tos aprakstītu, bieži tiek izmantots absolūti melna ķermeņa jēdziens, kurš izstaro saskaņā ar Planka likumu, lai gan ne visām zvaigznēm ir līdzīgi spektri kā šādam ķermenim. Absolūti melna ķermeņa, kura rādiuss un spožums ir tāds pats kā zvaigznei, temperatūru sauc par zvaigznes faktisko temperatūru, un, kā likums, ar to tiek domāta zvaigznes virsmas temperatūra. Parasti zvaigžņu virsmas temperatūra ir robežās no 2-3 līdz 50 tūkstošiem Kelvina grādu.[8]

Mūsdienu zvaigznājiLabot

Pamatraksts: Zvaigznājs

20. gadsimta sākumā Starptautiskā Astronomijas savienība (angļu: International Astronomical Union) apstiprināja visas debess sadalījumu 88 zvaigznājos un noteica to robežas. Esošie zvaigznāji visumā ievēro seno grieķu izveidoto zvaigznāju sadalījumu, papildinot tos ar vēlāk izveidotajiem un Dienvidu puslodes debesīm.[51]

Zvaigžņu nosaukumiLabot

Senie debess vērotāji zvaigznes asociēja ar praktiskiem dabas aspektiem, kā viņu parādīšanos noteiktu lauku darbu sākšanās laikā, sava virziena vai atrašanās vietas jūrā noteikšanu vai reliģiskiem mītiem. Daudzām zvaigznēm ērtības labad tika doti īpaši nosaukumi. Kā zināmiem zvaigznājiem un Saulei, tā arī visām zvaigznēm kopumā un daļai atsevišķi ir savi mīti. Reizēm tika uzskatīts arī, ka zvaigznes ir mirušo cilvēku vai dievu dvēseles, vai ugunskuri, pie kuriem tās sildās.

1603. gadā astronoms Johans Baiers zvaigznāju nosaukumus pielietoja, lai attiecīgajos debess reģionos dotu zvaigznēm nosaukumu pēc to spožuma — spožākā zvaigzne ar retiem izņēmumiem tika pēc pirmā grieķu alfabēta burta nosaukta par zvaigznāja alfu (piemēram, zvaigzne VegaLiras alfa), tālāk par bētu, gammu utt. Vēlāk pēc angļu astronoma Džona Flamstīda kataloga tika izdomāta numuru sistēma, kurā zvaigznes saņēma numurus zvaigznājā pēc to koordinātēm. Gandrīz visām zvaigznēm vienlaikus ir daudzi apzīmējumi, kas bāzējas uz to numuriem dažādos katalogos. Īpašas apzīmējumu sistēmas ir dubultzvaigznēm, novām un maiņzvaigznēm. Apjomīgākie no katalogiem ir uz kosmiskā teleskopa Hipparcos bāzētie katalogi Hipparcos un Tycho, kuros ietilpst vairāk nekā miljons zvaigžņu, un 2MASS, kurš apkopo zvaigznes pēc infrasarkanā starojuma.

Vienīgā iestāde mūsdienās, kurai ir tiesības dot zvaigznēm un citiem debess objektiem vārdiskus nosaukumus, ir Starptautiskā Astronomijas savienība. Uz 2020. gadu ir oficiāli atzīti ap 330 vārdiski zvaigžņu nosaukumi, kuri parasti ir to senie arābu vai latīņu apzīmējumi.[52]

Skatīt arīLabot

AtsaucesLabot

  1. А. В. Тутуков. Звёзды. Большая российская энциклопедия.
  2. 2,0 2,1 2,2 Star. Encyclopedia Britannica.
  3. П. Г. Куликовский. Массы небесных тел (методы определения)
  4. 4,0 4,1 А. В. Засов. Размеры звезд (методы определения).
  5. Supergiant star. Encyclopedia Britannica.
  6. 6,0 6,1 6,2 Philip Plait. Death from the Skies! ISBN 978-0670019977
  7. 7,0 7,1 7,2 Prsa, A.; Harmanec, P.; Torres, G.; Mamajek, E. (2016). "Nominal values for selected solar and planetary quantities: IAU 2015 Resolution B3". Astronomical Journal 152 (2): 41. arXiv:1605.09788. Bibcode 2016AJ....152...41P. doi:10.3847/0004-6256/152/2/41.
  8. 8,0 8,1 8,2 8,3 Кононович Э. В.; Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  9. Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
  10. Main Sequence Star. The Astrophysics Spectator.
  11. 11,0 11,1 11,2 Н. А. Сахибуллин. Звёздные атмосферы. Большая российская энциклопедия.
  12. 12,0 12,1 А. М. Черепащук. Потемнение к краю. Астронет.
  13. Хромосферы звёзд. Большая российская энциклопедия
  14. С. А. Ламзин. Звёздный ветер. Большая российская энциклопедия
  15. «Evidence for PopIII-like stellar populations in the most luminous Lyman-α emitters at the epoch of re-ionisation: spectroscopic confirmation», D. Sobral, et al. // The Astrophysical Journal. 2015, Arxiv:1504.01734
  16. Bromm, Volker; Larson, Richard B. THE FIRST STARS// Annual Review of Astronomy and Astrophysics: journal. — 2004. — Vol. 42. — P. 79—118. — doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134034. — Bibcode: 2004ARA&A..42...79B. — arXiv:astro-ph/0311019.
  17. Charles H. Lineweaver (2000). "An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect". Icarus. 151 (2): 307–313. arXiv:astro-ph/0012399. Bibcode:2001Icar..151..307L. doi:10.1006/icar.2001.6607.
  18. Buchhave, L.A.; et al. (2012). "An abundance of small exoplanets around stars with a wide range of metallicities". Nature. 486 (7403): 375–377. Bibcode:2012Natur.486..375B. doi:10.1038/nature11121. PMID 22722196.
  19. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Владимир Георгиевич Сурдин, Сергей Анатольевич Ламзин, Главная редакция физико-математической литературы, Москва, "Наука", 1992
  20. Попов С. Глава 4 // Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной. — 2018. — 400 с. — ISBN 5961450481.
  21. 21,0 21,1 Sackmann I. J.; Boothroyd A. I.; Kraemer K. E. Our Sun. III. Present and Future // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1993.
  22. Adams, F. C.; P. Bodenheimer, G. Laughlin. M dwarfs: planet formation and long term evolution // Astronomische Nachrichten : journal. — Wiley-VCH, 2005. — Vol. 326, no. 10. — P. 913—919. — doi:10.1002/asna.200510440. — Bibcode: 2005AN....326..913A
  23. Звезды: их строение, жизнь и смерть В.А.Батурин и И.В.Миронова
  24. Батурин В. А.; Миронова И. В. Углеродная детонация. Астронет.
  25. Металічність зорі // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — lpp. 281. — ISBN 966-613-263-X.
  26. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  27. «The Colour of Stars». Australia Telescope Outreach and Education. 2004-12-21. Arhivēts no oriģināla, laiks: 2011-08-24. Skatīts: 2007-09-26. — Explains the reason for the difference in color perception.
  28. Звёзды. Ред.-сост. В. Г. Сурдин, 2009
  29. «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me, Less Tongue, Yo» (angļu). Galileo's Pendulum. 2011-08-25. Skatīts: 2020-06-06.
  30. «Спектральные классы звёзд — Астрономический справочник» (krievu). 2i.by. Skatīts: 2020-06-06.
  31. Ledrew, Glenn (February 2001). "The Real Starry Sky". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 95: 32. Bibcode 2001JRASC..95...32L.
  32. "HR 2562 b". Caltech.
  33. Я. Б. Зельдович, С. И. Блинников, Н. И. Шакура. Физические основы строения и эволюции звёзд. — М.: МГУ, 1981.
  34. Астрономия // Энциклопедия для детей. — М.: Аванта+, 2007.
  35. Kepler S. O. et al. White dwarf mass distribution in the SDSS // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 2007. — Vol. 375, no. 4. — P. 1315—1324. — doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11388.x. arXiv:astro-ph/0612277v2
  36. Fowler R. H. On dense matter (англ.). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (12 January 1926).
  37. Latvijas padomju enciklopēdija. 7. sējums. Rīga : Galvenā enciklopēdiju redakcija. 237. lpp.
  38. Утробин В. П. Сверхновые звёзды // Физика космоса. — Астронет, 1986.
  39. Парадоксы сверхмассивных черных дыр
  40. Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Springer, 2007. — 510 с. — ISBN 978-3-540-34143-7.
  41. Galaxy. Encyclopedia Britannica.
  42. David Darling. Star cluster. Encyclopedia of science.
  43. 43,0 43,1 43,2 43,3 Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
  44. Stellar association. Encyclopedia Britannica.
  45. 45,0 45,1 David Darling. Binary star. Encyclopedia of Science.
  46. von Spaeth, Ove (2000). "Dating the Oldest Egyptian Star Map". Centaurus. 42 (3): 159–179. Bibcode:2000Cent...42..159V. doi:10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x.
  47. История астрономии. Институт истории естествознания и техники им. С.И. Вавилова.
  48. 48,0 48,1 А. А. Киселёв. Собственные движения "неподвижных" звезд и их значение в астрономии.
  49. David Darling. Brightest stars. Encyclopedia of Science.
  50. Ю. П. Псковский. Расстояния до космических объектов (методы определения)
  51. The Constellations. International Astronomical Union.
  52. IAU: Naming Stars