EVOLUCIJA ZVEZDA

1. UVOD

Pre više od 15 milijardi godina dogodio se Veliki prasak, čin kojim je nastala vasiona.

Svekolika materija i energija koje sada postoje u vasioni bile su zbijene do izuzetno velike

gustine (preko 1030 kg/m3), možda u matematičku tačku bez ikakvih dimenzija. Ovde nije

posredi bila puka sabijenost celokupne materije i energije u jedan kutak

vasione, već naprotiv, i sama vasiona, zajedno sa celokupnom materijom i energijom, odnosno prostorom koje ove ispunjavaju, zauzimala je sićušnu zapreminu.

U titanskoj kosmičkoj eksploziji vasiona je počela širenje koje se još nije okončalo. Kako se

prostor razmicao, materija i energija u vasioni širile su se sa njim, brzo se hladeći. Zračenje

koje je onda, baš kao i sada, ispunjavalo vasionu, pomeralo se duž spektra: od gama zraka,

preko rendgenskih zraka do ultraljubičaste svetlosti, zatim kroz boje vidljivog područja spektra, pa u infracrvenu oblast i najzad u domen radio-talasa.

Ranu vasionu ispunjavali su zračenje i obilje materije, prvobitno vodonik i helijum, koji su

nastali iz elementarnih čestica u gustoj, praiskonskoj plamenoj lopti. Oko milijardu godina

nakon Velikog praska, razmeštaj materije u vasioni postao je neravnomeran, možda stoga

što što ni Veliki prasak nije bio savršeno jednoobrazan. Materija je bila zbijenija u

sabirištima nego na drugim mestima. Njihova sila teže počela je da privlači velike količine

okolnog gasa, uvećavajući tako oblake vodonika i helijuma kojima je sudbina dodelila da

postanu kosmička jata. Veoma mala jednoobraznost dovoljna je da kasnije doĎe do nastanka obimnih kondenzacija materije.

2. Oblaci prašine i meĎuzvezdana materija

Početkom 70-ih, sa usavršavanjem milimetarskih radio teleskopa, koji uglavnom posmatraju

molekule ugljen-monoksida CO, shvaćeno je da tamni oblaci prašine u našoj galaksiji

sadrže, pored meĎuzvezdane prašine, ogromne količine hladnog gasa, čija temperatura

iznosi 30-40K1. Taj gas je uglavnom sačnjen od molekularnog vodonika H2koji se u opštem

slučaju ne može direktno posmatrati jer nema jako uočljivu spektralnu aktivnost, ali kojeg

često prati molekul CO. Ugljen-monoksida ima 100001 puta manje nego molekula vodonika,

ali je i to dovoljno za lociranje najmasivnijih objekata u galaksiji- gigantskih molekularnih

oblaka. Primer takvog objekta je gigantski molekularni oblak u sazvežĎu Strelca u kojem

može nastati još 3-51 miliona zvezda. Takvi oblaci često zauzimaju i više od 601 parseka i

upravo u središtu tih oblaka gasa i prašine neprestano nastaju zvezde. Često se u tim

oblacima mogu naći i složeniji molekuli kao što su voda, amonijak, formaldehid, metanol i etanol. Danas se pouzdano zna da skoro 801 vrsta molekula postoji u vasionskom prostoru.

2.1 Molekularni oblaci

Danas su prilično dobro poznate osobine molekularnih oblaka. Njihova veličina se kreće od

10-ak do više stotina svetlosnih godina, a masa od nekoliko hiljada do nekoliko miliona

sunčevih masa. Ta masa je rasporeĎena vrlo strukturisano, sa, posmatrano u celini,

oblastima rastućih gustina koje su umetnute jedne u druge i plivaju u difuznoj sredini.

Raspon gustina je od 102 do 108 ili čak i više molekula po cm3. Da bi se formirala

protozvezda potrebno je da gustina bude iznad 30000 molekula vodonika po cm3, a

temperatura oko 10K. Temperatura naglo opada prema apsolutnoj nuli, a sa opadanjem

temperature kinetička energija atoma takoĎe se drastično smanjuje. Oni se kreću tako

sporo da slaba sila gravitacije izmeĎu pojedinačnih atoma počinje da dominira unutrašnjom

strukturom magline. Toplota je indikacija aktivnosti molekula, a ako je kretanje molekula

dovoljno intenzivno da nadvlada gravitaciju, molekuli će se razići. Empirijski se izvode dve veličine koje se tiču formiranja zvezda:

1. Efikasnost formiranja zvezda – odnos mase objekta u stadijumu gasa i stadijumu zvezde,

koja se obično kreće se u intervalu od 10-20%

2. Početna funkcija mase – raspodela zvezdanih masa koja odgovara stepenoj funkciji i pri tome su zvezde date mase 50 puta brojnije od 10 puta masivnijih zvezda.

2.2 Protozvezde

Ceo oblak gasa je kao takav manje - više homogen, bezbojan, odnosno providan, sudari

meĎu atomima su veoma retki. Takvu ravnotežu može narušiti samo neki snažni talas. Tu

ulogu može imati spiralni krak naše ili neke galaksije slične našoj ili neka eksplozija zvezde.

Spiralni kraci rotiraju oko jezgra galaksije noseći udarne gravitacione talase koji sabijaju

meĎuzvezdani materijal. To je pokretač procesa stvaranja zvezda. Atomi koji su do tada bili

na velikom rastojanju počinju meĎusobno da se sudaraju. Kako su atomi na sve manjem rastojanju, tako svetlost sve teže prolazi izmeĎu njih.

MeĎuzvezdani oblak postaje difuzna maglina,koja može biti svetla ili tamna.

Svetle magline se najčešce nalaze u blizini toplih zvezda, pa se gas u njima jonizuje i zrači.

Pored jonizacije, izvor svetlosti svetlih maglina može biti i rasejana svetlost obližnjih zvezda.

Njihova gustina nije homogena, a veća je u proseku oko 1000 puta od gustine meĎuzvezdane materije.

Tamne magline su slične svetlim, samo što nisu jonizovane i sastoje se pretežno od

supstance velike apsorpcione moći, te se vide kao tamne siluete spram zvezdanog polja u

pozadini. Tipičan primer tamne magline je Konjska glava u Orionu (NGC 2024), nazvana tako zbog svog karakterističnog oblika.

Kada čestice u oblaku počnu da kontrahuju nastaje objekat koji se naziva protozvezda. Prva

etapa stvaranja zvezde je stvaranje gustog jezgra unutar samog molekularnog oblaka.

Takvo jezgro počinje da privlači sve više materije zbog gravitacione slie kojom on deluje na

okolne čestice u oblaku. U početku kada je sredina relativno retka i hladna, ono je

prozračno i zračenje ga napušta bez interakcije.Ali, veoma brzo molekuli gasa i prašina

apsorbuju jedan deo tog zračenja, sredina postaje neprozračna, zagreva se i unutrašnji

pritisak se povećava. To usporava proces rasparčavanja, čime ono postaje prosto

gravitaciono sabijanje: prelazi iz brze dinamičke faze (koja se i dalje odvija u spoljnim

oblastima) u sporiju fazu u najgušćim centralnim oblastima. Početno jezgro se, u izvesnom

smislu, raslojilo u tri koncentrična dela: unutrašnji gusti deo u sporoj kontrackiji koji

postepeno dobija masu (zvezda u nastajanju), sve veći i reĎi srednji deo iz kojeg se masa

pripaja centralnom delu i spoljni omotač koji još nije imao vremena da se rasparča. Sve to zajedno čini protozvezdu.

Da bi mogla da se sabije do kraja, buduća zvezda mora da izgubi veliki deo svog momenta

impulsa, inače bi centrifugalna sila zaustavila njeno sabijanje. Priroda uspeva da joj

obezbedi taj uslov po cenu velikog gubitka mase, koji su reda 10-5 do 10-7masa Sunca

godišnje1. Protozvezda je u ovom stadijumu okružena gasom i prašinom koji zaustavlja

vidljivu svetlost, ali propušta infracrvene zrake,pa se protozvezda može identifikovati i

posmatrati jedino u tom delu spektra. Mehanizam gubljenja mase, i dalje slabo poznat,

verovatno je povezan s postojanjem meĎuzvezdanih magnetnih polja nastalih

rasparčavanjem protostelarnog oblaka. Pri procesu sabijanja i gubljenja mase protozvezda

mora da zadrži minimum 0,084 mase Sunca da bi gravitaciona sila bila dovoljno velika da

započne sagorevanje vodonika u helijum. Ako se to ne desi, nastaće braon patuljak.

Protozvezde sa masom preko 0,084 mase Sunca uspevaju da započnu fuziju helijuma i izaĎu na glavni niz H-R dijagrama.

2.2.1 Braon patuljci

Pod terminom "braon patuljak" se podrazumeva nebesko telo koje je prošlo kroz isti proces

nastanka kao zvezda, ali da pri tome nije sakupilo dovoljnu količinu gasa i prašine da bi u

njegovom jezgru otpočela nuklearna fuzija. Drugim rečima, braon patuljci su zvezde koje

nisu dovoljno masivne da bi podržale sagorevanje vodonika. Pošto je donja granica

masivnosti za paljenje vodonika 0,084 Sunčeve mase, to znači da braon patuljci moraju

imati manju masu. Po definiciji, centralna temperatura braon patuljka mora biti manja od 3

miliona stepeni, pošto je to kritična temperatura za paljenje vodonika. Tempetarura zavisi

od mase, jer što je telo masivnije ono ima veću tempetaturu. Površinska temperatura braon

patuljka se procenjuje na oko 2500K pa do manje od 1000 K. (PoreĎenja radi, najmanje

zvezde, crveni patuljci, imaju površinsku temperaturu izmedju 2500 i 3500 K). Temperatura

zavisi od starosti braon patuljka. Što je patuljak stariji on je hladniji. Može se desiti da na

početku života u braon patuljku otpočne nuklearna fuzija vodonika koja se neće održati.

Mladi braon patuljci su vreli i liče na zvezde (L-patuljci). MeĎutim, pošto ne mogu podržati

sagorevanje vodonika, oni se tokom svog života troše i vremenom hlade. Mogu se uočiti u

srednjem infracrvenom delu spektra i kada se tako posmatraju izgledaju kao planete.

HlaĎenjem postaju sve tamniji i sve više liče na planete (T-patuljci). Za par milijardi godina

toliko se će se ohladiti da neće biti moguće detektovati ih, jer će se stopiti sa ostatkom tamne materije univerzuma.

Braon patuljci mogu imati prečnik kao planeta Jupiter, u atmosferi mogu sadržati dosta istih

molekula (npr. metan), ali su masivniji od planeta Jupiterovog tipa. Neki naučnici

pretpostavljaju da braon patuljci imaju masu izmeĎu od 10 i 84 Jupiterovih, ali je vrlo

moguće da neka džinovska planeta ima masu istu kao i neki omanji braon patuljak, tako da striktne granice u veličini izmeĎu braon patuljka i planete nema.

3. Termonuklearne reakcije na zvezdama

Da bi dva jezgra čija su naelektrisanja Z1 i Z2 mogla da se fuzionišu, morala bi prvo da

savladaju svoje uzajamno elektrostatičko odbijanje i da se primaknu na rastojanje r ~ 10-

13 cm, dakle, na rastojanje na kojem se privlače pod uticajem jake nuklearne sile.Da bi se

dva jezgra sa najmanjim rednim brojem fuzionisala potrebna je energija toplotnog kretanja

od oko 0,35 MeV, kojoj odgovara temperatura od oko 108 – 109K, koja prevazilazi temperaturu centralnih oblasti Sunca (T =1,3·107K).

Pošto je temperatura nekih zvezda niža od temperature potrebne za obično fuzionisanje,

fuzija postaje moguća zahvaljujući tunel-efektu. Pod tunel-efektom podrazumeva se

verovatnoća različita od nule u kvantno-mehaničkom značenju da naelektrisane čestice

proĎu kroz elektrostatičku barijeru iako za to nemaju potrebnu energiju prema klasičnoj mehanici.

Termonuklearne reakcije u zvezdama mogu da se odvijaju u obliku termonuklearnih ciklusa

u kojima se izdvaja energija na račun fuzije jezgra vodonika u jezgra helijuma i ostalih

termonuklearnih reakcija. Pretpostavlja se da se jedna od mogućih termonuklearnih reakcija

u zvezdama odvija u obliku tzv. protonsko - protonskogciklusa. Jedna od varijanti tog

ciklusa,u zavisnosti od temperature, započinje sjedinjavanjem 2 protona, pri čemu se obrazuje deuterijum,uz emisiju pozitrona i neutrina:

Nakon toga deuterijum interaguje sa protonom, obrazujući jezgro helijumovog izotopa, a višak energije se izdvaja u vidu g-zračenja:

U posledjoj fazi ciklusa, jezgra ovog helijumovog izotopa meĎusobno se sjedinjavaju, tako da formiraju jezgro helijumovog izotopa 2He4 (a čestica), oslobaĎajući 2 protona:

Konačan rezultat je fuzija četiri protona u helijumovo jezgro (2 protona i 2 neutrona),pri

čemu se uz nastanak 2 pozitrona i 2 neutrina oslobaĎa energija. Razlika mase ∆m četiri protona i helijumovog jezgra odgovara energiji:

E=∆mc2≈26,7 MeV1 ili približno 6,5 MeV1 po nukleonu. Najveći deo te energije,osloboĎen u

vidu fotona,troši se na lokalno zagrevanje gasa.Jedan mali deo sa sobom odnose neutrini

koji beže ka površini bez interakcija. Efikasnost pretvaranja mase u energiju je

m/mp≈0,7%,što je najveći prinos meĎu svim reakcijama. Ovakva fuzija je spora i dešava se u zvezdama Sunčeve mase.

U zvezdama mase preko 1,2 mase Sunca koje u središtu imaju temperaturo preko 2·107 K

vodonik sagoreva u CNO (ugljenično-azotno-kiseoničnom) ciklusu, koristeći izotop ugljenika 6C12 kao katalizator.Ciklus počinje reakcijom izotopa ugljenika sa protonom:

Nestabilan izotop azota 7N13 se raspada na ugljenikov izotop 6C13, uz oslobaĎanje

pozitrona i neutrina:

Dobijeni ugljenikov izotop sa jednim protonom formira stabilan izotop azota:

Sledeći stadijum je nastanak nestabilnog izotopa kiseonika reakcijom azota 7N14 sa jednim protonom:

Od nestabilnog izotopa kiseonika nastaju izotop azota, 7N15, pozitron i neutrino:

Ciklus se završava sjedinjavanjem azotovog izotopa 7N15 i protona, formirajući tako helijumovo jezgro i katalizator 6C12:

Kada se u jezgru jedne zvezde potroši vodonik, ona se skuplja i sažima dok temperatura ne

dostigne 1-2 miliona kelvina i dok helijumova jezgra ne uspeju da nadvladaju svoje

elektrostatičko odbijanje, ponovo uz pomoć tunel-efekta.Fuzija helijumovih jezgara je

proces koji se odvija u dve etape. Proizvod prve etape je nepostojano jezgro

berilijuma, 4Be8, sa vremenom života od oko 10-16s. Tokom tog vrlo kratkog vremena

postoji mala verovatnoća da ono zarobi još jedno jezgro helijuma i obrazuje ugljenik 6C12.

Čitav taj proces naziva se proces tri-alfe i oslobaĎa energiju od približno 7,3 MeV, njegov prinos je 0,05% tj. 15 puta manji od prinosa fuzije vodonika.

Kako fuzija vodonika pretvara jedan deo (f ≈10-20%) mase zvezde M u energiju sa prinosom od 0,7%, ukupna proizvedena nuklearna energija u fazi glavnog niza iznosi:

En = 0,007 fMc2

4. Jednačina strukture zvezda

Zvezde su sfere u stanju plazme, u ravnoteži su izmeĎu dve sile suprotnog dejstva: gravitacije, koja teži da sažme zvezdu, i unutrašnjeg pritiska, koji se opire tom sažimanju.

Struktura zvezde odreĎena je uslovima hidrostatičke ravnoteže ( ),

energetskim bilansom ( ), i prenosom energije koji daje promenu

temperature ( ). Važi i relacija izmeĎu mase dM(r) jedne ljuske

debljine dr na rastojanju r od centra i gustine ρ: . Kako se poluprečnik R

jedne zvezde bitno menja u toku njene evolucije, adekvatne su sledeće relacije koje imaju masu unutar prečnika r (Mr) kao nezavisnu promenljivu:

1. Održanje mase:

2. Energetski bilans:

3. Termička ravnoteža:

4. Prenos zračenjem:

5. Konvektivni prenos:

Radi se o sistemima nelineralnih diferencijalnih jednačina sa četiri eksplicitne promnljive

(r,P,L,T) kojima treba pridružiti promenljive ρ,κ i ε. Poslednje tri povezane su sa P , T i

hemijskim sastavom ψ. Poliotropski indeks γ pojavljuje se u jednačini stanja . Da bi

se rešio ovaj sistem treba uvesti granične uslove, dva na centru i dva na površini:

-u centru (Mr = 0): r = 0 i L = 0

-na površini (Mr = 0): P = 0 i T = 0

Po »Fogt-Raselovoj teoremi«, taj sistem ima jedninstveno rešenje koje odreĎuje strukturu

zvezde smao u zavisnosti od njene mase i hemijskog sastava. Ove jednačine implicitno

ukazuju na to da zvezda mora da evoluira zbog postojanja ε u jednačini za termičku

ravnotežu.

5. Hercšprung-Raselov dijagram

Razvoj spektroskopije krajem XIX veka omogućio je sistematsko proučavanje zvezda

zahvaljujući analizi svetlosti koja je emitovana sa njihove površine. Tako su 1912. godine E.

Hercšprung i H. Rasel mogli da, nezavisno jedan od drugog, nacrtaju čuveni dijagram koji danas nosi njihova imena.

Ako kao parametre uzmemo boju i magnitudu, zvezde će se grupisati na pravilan način i

takav dijagram se naziva Hercšprung-Raselov dijagram (skraćeno H-R dijagram).

Držeći se iste ideje, može se dobiti sličan dijagram menjenjem koordinatne ose, na primer,

boja se može zameniti spektralnim tipom ili temperaturom, a magnituda (apsolutna ako proučavane zvezde nisu na istoj udaljenosti) bolometrijskom luminoznošću.

Fizički najrelevantniji H-R dijagram je nesumnjivo onaj koji se dobija kada se na apcisu

nanesu efektivne temperature, a na ordinatu bolometrijske luminoznosti. Najuočljivija

karakteristika jednog takvog dijagrama je postojanje glavnog niza. Duž te linije luminoznot i

efektivna temperatura su funkcije mase – to je relacija masa-sjaj: L≈Mn , n=3-4. To je

drugo fundamentalno svojstvo. Iznad glavnog niza, tamo gde je, za datu temperaturu,

luminoznost najveća, nalazi se još jedno, gotovo vertikalno, grupisanje zvezda – to je grana

džinova. Na svim drugim mestima zvezde su raspršene. U gornjem delu nalaze se

superdžinovi (hladni ili topli, vrlo sjajni), a na levoj strani i u donjem delu beli patuljci (vrlo topli i slabog sjaja).

Slika 4: Izgled H-R dijagrama

U slučaju zvezdanih jata (otvorenih, kakve su proučavali Hercšprung i Rasel, ili globularnih),

zvezde su rasporeĎene na specifičan način. Glavni niz se izvija pri izvesnoj maksimalnoj

luminoznosti (dakle, pri izvesnoj masi), a zvezde su rasporeĎene po liniji koja ide ka hladnijim i sjajnijim zvezdama (džinovima).

6. Nastanak zvezda Sunčeve mase

Unutar molekularnog oblaka nalazi se više stotina gustih grupisanih oblaka čestica koje će

evoluirati u zvezdu. Prvo će spoljni slojevi jezgra jednog takvog oblaka biti razreĎeni i

dozvoliće radijaciji sa obližnjih zvezda da prodre i zagreje unutrašnje slojeve grupisanih

čestica. Gravitaciono sabijanje počinje od unutra ka spolja i dok se gustina povećava,

centralni delovi postaju mračni i neprozirni i gravitacija nemilosrdno sabija materiju dok ne

nastane protozvezda. Gas i prašina će se tako sabijati narednih nekoliko stotina hiljada

godina. Po modelu naučnika Stahlera i njegovih saradnika, materija se velikim brzinama i

pod velikim pritiscima približava površini protozvezde, stvarajući udarni front koji zagreva

pristižući gas do temperature od milion kelvina. Visoke temperature se snižavaju dok se

fotoni iz udarnog fronta izračuju, i utiču na isparavanje pristižućeg gasa iznad protozvezde.

U ovom stadijumu protozvezda ulazi u novu fazu evolucije gde se sva energija ne troši na

zagrevanje jezgra, već i na rastavljanje molekula vodonika na atome. Ovaj proces

neposredno utiče na sniženje toplotnog pritiska. Kada se snizi unutrašnji pritisak, gravitacija

će odgovoriti povećanjem sabijanja. Brza imlozija počinje i materija pada na zvezdu u

nastajanju sve dok toplotni pritisak ne postane dovoljno visok da izbalansira privlačnu

snagu gravitacije. Kada se ove evolucione promene skiciraju na H-R dijagramu, grafik je skoro vertikalna linija nazvana Hajašijeva linija.

Neprozračna prašina oko protozvezde isparava omogucujuci svetlosti da prvi put dopre do

spoljnog omotača. Pomeranje materijala iz jezgra i u jezgro izaziva varijacije u sjaju koje su

primećene kod T Tauri zvezda.

Tokom 1940-ih , A. Džoj je posmatrao u sazvežĎu Bika zvezde relativno slabog sjaja, ali sa

jakim emisionim linijama. Njihov spektralni tip ukazivao je na nisku površinsku

temperaturu(3000-5000K)1.MeĎutim, prema tadašnjim saznanjima samo su vrele zvezde

(uz još neke izuzetke) pokazivale takve linije. Tako je otkriven novi tip zvezda poznat pod

imenom zvezde T Tauri – po svom najsjajnijem predstavniku u sazvežĎu Bika (Taurus).

Pedesetih godina, V. Ambartsumijan izneo je pretpostavku da se radio o veoma mladim

zvezdama, zasnovanu na tome što se one nalaze blizu tamnih oblaka. Nakon toga,

otkriveno je da te zvezde pokazuju i velika odstupanja (u odnosu na običnu zvezdu sa

niskom površinskom temperaturom) u infracrvenoj i ultraljubičastoj oblasti, koja su

korelisana meĎusobno, kao i sa intenzitetom emisionih linija.Pretpostavljalo se da je

odstupanje u infracrvenoj oblasti povezano sa prisustvom cirkumstelarne materije (prašine

čija je temperatura oko 1000K), ali ni emisione linije ni odstupanje u ultraljubičastoj oblasti

nisu dali odgovarajuća objašnjenja. Teorijski radovi koje su S. Hajaši i njegovi saradnici

vodili o kvazistatičnom sabijanju zvezda male mase omogućili su prvi korak ka razumevanju

prirode tih neobičnih zvezda i odreĎivanje ključnih osobina faza evolucije zvezda pre

glavnog niza. Posmatranja pokazuju da se zvezde T Tauri tipa nalaze u oblasti H-R

dijagrama koju je Hajaši predvideo za zvezde male mase (0,5-1,4 masa Sunca) pre glavnog

niza (obuhvaćena starost izmeĎu 105 i 107 godina).Takvo odreĎivanje je danas

aproksimativno, iz više razloga.Posmatrački gledano, optički spektar jedne T Tauri zvezde je

složen,te je odreĎivanje njenog spektralnog tipa ponekad višeznačno.Slično je stanje i sa

teorijskog stanovišta, jer modeli evolucije ne uzimaju u obzir dva važna i suprotstavljena činioca: akreciju (nagomilavanje mase) i bipolarne flotove.

6.1 Akrecioni diskovi i gubitak mase

Postojanje akrecije materije na zvezdama T Tauri izvedeno je iz odstupanja posmatranog

infracrvenog zračenja, koje se pripisuje postojanju cirkumstelarnog diska. Zapravo, zbog

rotacije zvezde, cirkumstelarna materija prelazi preko diska pre nego što stigne do zvezde.

Prirast akrecije materije je reda veličine od 10-7 do 10-8 masa Sunca godišnje iz čega

proizilazi da ja temperatura u unutrašnjim delovima diska 1500K. Toj pojavi akrecije

pripisuju se i emisione linije i odstupanje u ultraljubičastom delu spektra, izazvani padom

materije na zvezdu. Poluprečnik takvog diska je za nekoliko redova veličina veći od

današnjeg sunčevog sistema. To nas dovodi u iskušenje da posmatramo diskove oko zvezda

T Tauri kao protoplanetarne: trećina tih diskova ima veću masu nego sunčev sistem.

Bipolarni flotovi otkriveni su 1986. godine. Reč je o izbacivanjima koja su vidljiva počev od

linija molekula CO. Ona su simetrična u odnosu na centralni izvor i udaljavaju se od njega

brzinom reda nekoliko desetina Km/s. Odgovarajući iznosi gubitka mase su reda veličine 10-

5 do 10-7 masa Sunca godišnje za protozvezde1 i 10-8 do 10-9 masa Sunca godišnje za

zvezde tipa T Tauri. Većina zvezda T Tauri nema disk. Te zvezde, otkrivene 1980-ih

zahvaljujući svojoj emisiji u X oblasti, nisu imale jake emisione linije, ni infracrvena ili

ultraljubičasta odstupanja i nazvane su zvezde T Tauri sa slabim linijama, dok su one sa

diskom dobile naziv klasične T Tauri zvezde. Zvezde T Tauri sa slabim linijama imaju

spektar normalnih zvezda bez cirkumstelarne materije. To je ukazalo na sledeći evolucioni niz: protozvezda sa omotačem → zvezda T Tauri sa diskom → zvezda T Tauri bez diska.

Fizički razlog nestajanja diska do danas nije poznat. Ako zvezda pripada dvojnom sistemu

(što je slučaj 70% zvezda T Tauri), njen pratilac može da destabilizuje disk i ubrza njegov

raspad. Druga mogućnost je formranje planetarnih tela – nedavno otkriće planeta oko

zvezda tipa bliskom sunčevom daje uverljivost ovoj hipotezi.

OsloboĎene tih diskova, te zvezda nastavljaju da

evoluiraju, ali mnogo mirnije. Njihova magnetna

aktivnost i emisija X zraka opadaju. One se i dalje

sporo sabijaju i pri tom se zagrevaju. Nuklearne

reakcije deuterijuma,jednog od najnepostojanijih

jezgara u prirodi, počinju kada temperatura preĎe

106 K , ali bez znatnog oslobaĎanja energije. Kao i u

slučaju drugih tipova evolucije zvezda, masivnije

zvezde brže evoluiraju. One stižu nanulti glavni niz kad

njihova centralna temperatura postane dovoljna da da

izazove sagorevanje vodonika. U jednom dobro

poznatom jatu zvezda malih masa, poput Plejada čija

je starost procenjena na 70 miliona godina, većina

zvezda (osim onih najmanje mase) dospele su u taj

stadijum. U starijem jatu, poput Hijada (700 miliona

godina), sve zvezde su stigle na početak glavnog niza.

Vreme potrebno za prelazak iz faze protozvezde na

nulti glavni niz varira od 106godina za zvezde od nekoliko sunčevih masa do 108 za manje masivne zvezde.

7. Evolucija zvezda male i srednje mase

Luminoznost zvezda malih (M < 2Ms) i srednjih (M ≈ 2-9 Ms) masa raste vrlo sporo na

glavnom nizu, u meri u kojoj se vodonik fuzioniše u helijum i raste srednja molekulska

težina μ*. Tako se luminoznost Sunca uveća za oko 10% svakih milijardu godina. Ove

zvezde postaju heterogene pošto je njihovo jezgro sačinjeno od težih materijala nego

omotač. Ova diferencijacija ne dopušta analitički opis njihove strukture posle glavnog niza,

što znači da se njihova potonja evolucija može proučavati samo pomoću numeričkih

metoda.

7.1 Crveni džinovi

Sažimanje helijumovog jezgra oslobaĎa gravitacionu energiju. Ona zagreva gornje slojeve

koji sadrže još mnogo vodonika. U tankom sloju koji okružuje jezgro temperatura

premašuje 20 000 000K i vodonik počinje da gori po CNO ciklusu, što oslobaĎa još više

energije. Da bi se apsorbovao taj povećani prinos energije, zvezda u početku počinje da se

Slika 5: pet mladih zvezda u

Orionovoj maglini. Četiri zvezde su obavijene gasom i

prašinom koji mogu biti protoplanetarni. Svemirski

teleskop Habl, NASA

širi. Njena luminoznost ostaje gotovo konstantna dok joj se poluprečnik povećava, što

izaziva pad njene površinske temperature – na H-R dijagramu se tada zvezda pomera

udesno i njena boja teži ka crvenoj.

Kada temperatura bude 3000-4000K, zvezda se oslobaĎa viška energije konvekcijom koja

nastaje usled povećane neprozračnosti omotača. Zvezda

nastavlja da se širi i njena luminoznost se uvećava (više stotina puta u slučaju malih zvezda) što je dovodi na granu crvenog džina.

Konvektivni omotač se produbljuje i prodire u unutrašnje zone čiji je sastav izmenjen usled

sagorevanja vodonika, što ima za posledicu izbacivanje te materije na površinu. Ova pojava konvektivnog mešanja obogaćuje omotač

helijumom i drugim proizvodima CNO ciklusa. Posmatrenje zastupljenosti izotopa ugljenika i

kiseonika (6C12, 6C13,8O16,8O17,8O18) u atmosferi crveih džinova omogućuje poboljšanje

modela njihove unutrašnje strukture i nukleosinteze. Struktura crvenog džina je drugačija

od sunčeve strukture. Vrlo gusto i inertno helijumsko jezgro zauzima mali deo u središtu

zvezde, dok se ogromni omotač, čija je gustina manja od gustine zemljine atmosfere,

prostire na oko sto miliona kilometara (u slučaju Sunca gotovo bi zahvatio i Zemlju).Na toj udaljenosti gravitacija slabije utiče na omotač i on se lako može ocepiti.

Crveni džinovi pokazuju znatan gubitak mase, reda 10-3 do 10-4

sunčevih masa godišnje, u obliku zvezdanih vetrova čije poreklo se još uvek slabo razume.

7.2 Sagorevanje helijuma

Dok se zvezda penje na grani crvenih džinova, njeno helijumsko jezgro nastavlja da se

sažima. Njegova masa se povećava jer se na njegovoj površini gomilaju ostaci sagorevanja sloja vodonika.

Kad središna temperatura dostigne 100 000 000K, helijum se zapali. U zvezdama čija je

masa manja od dve mase Sunca gustina je tada 107 kg/m3 i elektronski gas se degeneriše.

Paljenje helijuma u takvim uslovima ja eksplozivno i energija iznenada osloboĎena tim

bljeskom helijuma malo proširuje jezgro – gustina opada i nestaje degenerisanost

elektrona. Helijum dalje normalno sagoreva, isto kao i u masivnijim zvezdama u kojima se

pali u nedegenerisanim uslovima. U oba slučaja jezgro ponovo dolazi u ravnotežno stanje

koje obezbeĎuje nuklearna energija. Zvezda čija se luminoznost tada jako smanjuje pomera se na H-R dijagramu ka početku grane crvenih džinova.

Zvezde male mase obrazuju helijumsko jezgro mase oko 0,45 masa Sunca, čije sagorevanje

proizvodi gotovo konstantan prinos energije tokom 100 000 000 godina1. Ako je njihova

metaličnost uporediva sa sunčevom, njihova efektivna temperatura održava se na 3000-

4000K tokom te faze, dok zvezde manje metaličnosti sagorevaju helijum na horizontalnoj grani pri efektivnim temperaturama od 5000K do 12000K.

*μ – srednja molekulska masa

μ predstavlja masu po slobodnoj čestici: μ=ρ/nmp

7.3 Asimptotski džinovi

Na kraju faze sagorevanja helijuma u središtu, jezgro zvezde se uglavnom sastoji od

ugljenika i kiseonika. Pošto je lišeno nuklearne energije, ono se ponovo skuplja, oslobaĎajući gravitacionu energiju – periferni sloj helijuma

se pali i omotač se ponovo širi. Na H-R dijagramu zvezda počinje da se penje duž grane

crvenih džinova putanjom koja je paralelna sa prethodnom (asimptotski crveni džinovi). Omotač zvezda čija je masa veća od četiri

mase Sunca ponovo prodire u zone u kojima se odvija sagorevanje vodonika: to je drugo

konvektivno mešanje, koje još više obogaćuje omotač helijumom i drugim proizvodima CNO ciklusa.

Struktura zvezde postaje složena, a inertno ugljenično i kiseonično jezgro degeneriše se u

sporim kontrakcijama, okruženo jednim slojem helijuma koji gori, slojem vodonika (koji

takoĎe gori) i jednim ogromnim konvektivnim omotačem. Tako zvezda dospeva u poslednju

fazu svog života koju je teško pratiti čak i pomoću numeričkih metoda, jer slojevi vodonika i

helijuma neprestano gore. Zapravo, sloj helijuma se naglo pali, a osloboĎena energija

potiskuje sloj vodonika naviše gde se on hladi i gasi. Kada helijum sagori, sloj vodonika

ponovo pada i zagreva se do temperature koja je dovoljna da ga ponovo zapali. Tada se sloj

helijuma sabija i zagreva do trenutka kad se ponovo naglo zapali i tako ponovo

otpočinje ciklus toplotnog pulsiranja.

Tokom te faze, konvektivna kretanja delimično mešaju slojeve helijuma i vodonika, a zatim i

sloj vodonika sa omotačem. Zahvaljujući tom trećem konvektivnom mešanju površina

zvezde biva još jednom obogaćena proizvodima sagorevanja helijuma i naročito ugljenikom.

Postojanje brojnih ugljeničnih zvezda (crvenih džinova bogatih ugljenikom) govori u prilog

ovome, mada su detalji i dalje slabo poznati.

Poslednja faza života zvezde odlikuje se intenzivnim gubitkom mase u vidu zvezdanog

vetra. Zvezda gubi veliki deo svog omotača tokom 10 000 000 godina, obogaćujući

galaksiju ugljenikom i drugim proizvodima sagorevanja helijuma. Ona tako razotkriva svoje

unutrašnje vrele slojeve i pomera se ulevo na H-R dijagramu. Iznad 30 000K njeno

ultravioletno zračenje jonizuje odbačeni omotač. Ta pojava je uzrok dobro poznatih

spektakularnih planetarnih maglina, poput one u Liri ili Vodoliji. Ti zvezdani omotači se

raspršuju u prostor posle 100 000 godina. Na kraju te faze ostaje samo jezgro uglavnom od

ugljenika i kiseonika, sfera veličine Zemlje ( R ~ 10000 Km) i mase od 0,5-1 mase Sunca

koju održava pritisak njenih degenerisanih elektrona. Taj kompaktni ostatak nazvan je beli patuljak.

7.4 Beli patuljci

Beli patuljci su ostaci zvezda čija je početna masa bila manja od 10 sunčevih masa, a

krajnja masa ispod 1,4 mase Sunca (Čandrasekarova granica). Prvi beli patuljak otkriven je

1862. godine. Nazvan je Sirijus B, a sjaj mu je 10000 puta manji od sjaja njegovog para,

Sirijusa A*. Uprkos tome, njegova površinska temperatura je veoma visoka – 30000K.

Poluprečnik Sirijusa B je reda veličine poluprečnika Zemlje, dakle, njegova gustina mora biti

vrlo velika – 1011 Kg/m3. Struktura tih neobičnih zvezda objašnjena je tek 1920-ih, nakon

pojave kvantne mehanike i teorije relativnosti.

Usled velikih gustina belih patuljaka, elektroni se gotovo dodiruju. Po kvantnoj mehanici,

dve čestice čiji je spin ½, poput elektrona, ne mogu imati istovetne brzine i položaje jer je

kvantifikovan njihov fazni prostor – Paulijev princip isključenja. Zato elektronski gas, koji je

tada degenerisan ima mnogo veći pritisak nego jedan idealan gas iste gustine i, što je još

važnije, taj pritisak je nezavisan od temperature. U tim uslovima ne može doći ni do kakve nuklearne reakcije, te sjaj potiče od energije koju je zvezda uskladištila u ranijim fazama.

U hemijskom sastavu belih patuljaka preovladavaju ugljenik i kiseonik, plodovi etapa

nukleosinteze koji prethode planetarnoj maglini. Zbog ogromnog pritiska, jezgra se grupišu

u kristalne strukture. S povećanjem mase beli patuljci postaju sve kompaktniji. Tako jedan

beli patuljak sa pola sunčeve mase ima poluprečnik 10000 Km, a neki sa blizu 1,4 masa Sunca

ima poluprečnik 3000 Km. Temperatura na površini belog patuljka može dostići 105 K, dok

njegova centralna temperatura iznosi 107 K. MeĎutim, zvezda koja je ostala bez izvora

energije može samo polako da se hladi, i tek nakon više milijardi godina dočekaće svoju

konačnu sudbinu, zajedničku svim zvezdama male mase – postaće crni patuljak, hladan i taman kristal u vasionskom prostranstvu.

8. Evolucija masivnih zvezda

Na glavnom nizu, masivne zvezde (10-100Ms ) imaju luminoznost od 104 do 106 L i

efektivnu temperaturu od 104 do 105 K i veliko konvektivno jezgro koje sadrži 30 do 80%

ukupne mase zvezde1.

U odnosu na manje masivne zvezde, ove zvezde se odlikuju snažnim zvezdanim vetrovima i znatnim gubitkom mase, što je značajno za njihovu

evoluciju. One takoĎe uspevaju da zapale sva svoja goriva redom

(ugljenik,neon,kiseonik,silicijum) u uslovima nedegenerisanosti i na taj način proizvode sve

posredne elemente, od ugljenika do gvožĎa, pre nego što okončaju svoj život u eksploziji

supernove.

8.1 Gubitak mase

Zvezde spektralnog tipa O, najtoplije i najsjajnije poznate zvezde1, pokazuju znatan gubitak

mase – oko 10-5 sunčevih masa godišnje. Taj gubitak povećava se sa luminoznošću zvezde i

ispoljava se u obliku jakog zvezdanog vetra čija brzina može da dostigne više hiljada Km/s.

Tokom približno 10 000 hiljada godina, koliko traje njen život na glavnom nizu, jedna

zvezda O tipa može na taj način da izgubi veliki deo svoje mase, čak više od polovine u

slučaju najmasivnijih O zvezda. Poreklo ove pojave treba tražiti u pritisku zračenja. Gustina

fotona, kao i njihov pritisak, brzo rastu sa porastom temperature*. U omotačima masivnih

zvezda pritisak, koji je rezultat toga što joni iz date sredine apsorbuju fotone, uspeva da

nadvlada gravitaciono privlačenje i da odbaci omotač u svemir. To se lakše dogaĎa kada je

broj jona veliki, naročito onda kada zvezda ima veliku metaličnost.

Pritisak zračenja je značajan u zvezdama masivnijim i toplijim od Sunca.

Gubitak mase najmasivnijih zvezda znatno utiče na njihovu putanju na H-R dijagramu.

Posmatranja pokazuju da je gornji deo dijagrama gusto naseljen sa leve strane (strana

plavih superdžinova), ali ne i sa desne (strana crvenih superdžinova). U slučaju masivnih i

sjajnih zvezda, razlog tome je činjenica da gubitak mase na kraju razotkriva njihove

unutrašnje vruće slojeve. Na nivou najveće luminoznosti (L ~ 106 Ls) nailazimo na jednu

klasu nestabilnih zvezda, poznatu pod imenom plave sjajne promenljive zvezde, koje imaju

izuzetno velike gubitke mase, i do 10-3 sunčevih masa godišnje. Najneobičniji primer je η

Carinae, verovatno najsjajnija zvezda naše galaksije sa L ~ 4x106 Ls. Procenjeno je da je za 105 godina odbacila 10% svoje mase.

1 U unutrašnjosti zvezda materija je u ravnoteži sa zračenjem.Fotoni imaju raspodelu koja je karakteristična za crno telo, a njihova srednja eneergija ε i njihova gustina n povećavaju se sa temperaturom: ε ~ kT ; n ~ T3 Njima takođe odgovara pritisak: Pzr = αT4 /3 , α = 7,56 x 10-22 J cm-3 K-4

9. Supernove

Supernove su eksplozije masivnih zvezda, retki dogaĎaji koji oslobaĎaju ogromnu količinu

energije tokom više meseci i koji su posmatrani još u antičko doba. Počev od 1930. godine,

sistematsko posmatranje stotina supernovih u udaljenim galaksijama, posebno ono koje je

vršio F. Cviki, omogućilo je bolje razumevanje njihovog svojstva, kao i mehanizma njihove

eksplozije. Godine 1987. pojava jedne supernove u Velikom Magelanovom oblaku u velikoj

meri je potvrdila teorije o eksploziji masivnih zvezda, ali i pokazala mnogo neslućene strane

fenomena – supernova.

9.1 Vrste supernova

Po spektralnim osobinama supernove su razvrstane u dve glavne kategorije: tip I (SNI) i tip

II (SNII). Spektri SNII imaju apsorpcione linije karakteristične za vodonik, što nije slučaj

kod SNI, tipa I supernove. Inače, klasa SNI je i sama podeljena na: SNIa (koju odlikuje jaka

linija Si), SNIb (bez Si, ali sa jakim linijama He) i SNIc (s linijama Ca, Fe i drugih posredno

nastalih elemenata). Ove spektralne osobine pokazuju se tokom prvih nedelja nakon

eksplozije. Nekoliko meseci kasnije dolazi do prelaza ovih apsorpcionih linija (nastalih u

neprozračnoj atmosferi) u emisione linije (nastalih u sredini koja je uglavnom prozračna za

zračenje), tada npr. SNIa pokazuju emisione linije elemenata u oblasti gvožĎa (Fe, Co, itd.).

Taj prelaz apsorpcionih u emisione linije karakterističan je za atmosferu koja se širi i sve

više razreĎuje. Spektralni profil tih linija nam omogućava da merimo brzinu širenja (Vexp ~ 5000 – 10000 Km/s za SNII i ~ 15000 – 20000 Km/s za SNIa).

Supernove odlikuje i njihova kriva sjaja (varijacija luminozne emisije sa vremenom).

Supernove tipa SNIa imaju vrlo tipične krive sjaja, sa brzim rastom posle eksplozije, istu

maksimalnu luminoznost (1036 J/s, 10 milijardi puta veća od maksimalne luminoznosti

Sunca) i pravilan i brz prvi period preiod opadanja (na polovinu za dve nedelje1), praćen periodom sporijeg opadanja (na polovinu svakih 11 nedelja1). Maksimum

luminoznosti drugih dipova supernova je 5 do 10 puta manji1 od maksimuma SNIa, dok im

se krive sjaja znatno razlikuju. Tokom meseci nakon eksplozije supernova SNIa izrači

ukupno ~ 1042 J , što je samo 1 procenat od ukupne energije. Ostalih 99% se oslobaĎa u

obliku kinetičke energije, s tim što jedan deo energije odnose i neutrini. Procenti se mogu primeniti i na SNII tip supernove, kod koje je ukupna energija ~ 1046J.

9.2 Gravitacione supernove

Gravitacionim supernovama se naziva većina supernovih, dok se one tipa SNIa nazivaju termonuklearnim supernovama.

Kod gravitacionih supernova, mehanizam eksplozije stupa u pogon kad se njeno jezgro,

sfera poluprečnika ~4000 km1 i mase ~ 1-2 mase Sunca, pretvori u gvožĎe. Uprkos njenoj

velikoj gustini (~1011kg/m3), degenerisani gas ultrarelativističkih elektrona ne može da

podnese težinu jezgra koje implodira u deliću sekunde. Unutrašnji deo sfere, koji sadrži ~

0,8 mase Sunca, urušava se u komadu, dok ostatak sledi sa mali zakašnjenjem. Kad

gustina dostigne 1013 kg/m3, jezgra atoma zahvataju elektrone, pri čemu se sa protonima

transformišu u neutrone, što vodi postepenoj neutralizaciji jezgra. Urušavanje se zaustavlja

nakon nekoliko milisekundi, kad poluprečnika dostigne ~ 30Km, a njegova gustina

1017 kg/m3. Usled izvenredno velikog pritiska degenerisanog nuklearnog gasa jezgro se

ponovo širi i počinje da vibrira. Tako nastaje udarni talas koji se prostire ka spoljašnjosti, ali

on nailazi na svom putu nailazi na spoljjašnje slojeve gvožĎa koji se urušavaju ogromnom

brzinom (~70000 km/s). Pokazuje se da udarni talas dospeva do zvezdanog omotača sa

energijom koja je dovoljna da ga odbaci u svemir, pod uslovom da gvozdeno jezgro u

početku nije imalo preveliku masu (MFe <1,2 Ms). U masivnijim zvezdama, koje imaju veće

gvozdeno jezgro, dolazi do urušavanja jezgra i omotača i obrazovanje crne rupe, jer čak ni

pritisak degenerisanog nuklearnog gasa ne može da održi na okupu masu vecu od dve mase

Sunca.

Eksploziju masivnijih zvezda izaziva drugačiji mehanizam. Zarobljeni tokom nekoliko

sekundi u krajnje gustom jezgru, neutrini, koji ne tako visokim temperaturama nastaju u

izobilju, na kraju prolaze kroz jezgro. Oko 1058 neutrina odnosi tako gotovo svu energiju

urušavanja (~1046 J) i prolazi kroz zonu u kojoj udarni talas troši energiju na podizanje

gvožĎa koje brzo pada ka centru. Dovoljno je da se samo ~1% energije neutrina prenese u

materiji u toj oblasti da bi tako osvežen udarni talas dospeo do dna omotača i da bi došlo do

eksplozije. Izgleda da je mehanizam ovakve eksplozije uz pomoć neutrina jedini kadar da

izazove eksploziju zvezda masivnijih od 15 masa Sunca.

Udarni talas pogaĎa dno zvezdanog omotača desetak sekundi nakon napuštanja jezgra,

podiže ga i baca u svemir. Sledeći slojevi koji sačinjavaju jezgro naglo se zagrevaju do

temperatura od više milijardi. Tokom tih nekoliko sekundi, eksplozivna

nukleosinteza menja hemijski sastav slojeva proizvodeći manje stabilna jezgra od onih

koje je zvezda ranije sintetisala.

MeĎu tim jezgrima posebno treba istaći prisustvo 28Ni56, radiaktivnog jezgra nastalog u silicijumovom sloju, na dnu zvezdanog omotača.

Udarni talas stiže do površine zvezde za nekoliko sati ili nekoliko dana nakon urušavanja

jezgra (u zavisnosti od veličine omotača, koja zavisi od prethodnog gubitka mase).

Površinski slojevi zagrevaju se do stotinak hiljada stepeni i tada eksplozija postaje vidljiva

za spoljnji svet usled snažnog bljeska X i UV zraka koji su sjajni kao deset hiljada sunaca.

Dalja evolucija luminoznosti supernove zavisiće od odnosa njenog širenja (koje povećava

emisionu površinu, 4R2) i njenog hlaĎenja (koje smanjuje snagu izračenu po jedinici

površine, σT4). Na kraju preovladava hlaĎenje, ali neminovno smanjivanje luminoznosti

može kasniti usle uplitanja tzv. »spore« energije – reč je o radioaktivnosti nestabilnih

jezgara nastalih u eksploziji poput 27Co56 koji je nastao brzim raspadanjem 28Ni56. Raspadanje

samog 27Co56 u 26Fe56 tokom preioda od oko 11 nedelja polako oslobaĎa energiju koja zagreva

ostatke supernov, što potpuno objašnjava pravilno opadanje krivih sjaja kod SNII tokom više meseci nakon eksplozije.

Mehanizam eksplozije je kod SNIb i SNIc u suštini isti kao i za prethodni,SNII, - reč je o

urušavanju gvozdenog jezgra masivne zvezde.Raznovrsnost njihovih spektara i krivih sjaja

pripisuje se različitim svojstvima njihovih omotača. Zvezde koje svoj život završavaju

eksplozijom supernove tipa II sačuvale su svoj prošireni omotač od vodonika, dok su ga one

sa tipom SNIb i SNIc izgubile, čime se objašnjava prisustvo teških elemenata u njihovim

spektrima. Taj gubitak omotača je izazvan ili jakim zvezdanim vertom (Volf-Rajeove

zvezde) ili privlačnim dejstvom druge komponente u paru (u slučaju tesno dvojnih sistema zvezda).

Eksplozije masivnih vezda ostavljaju na mestu urušenog gvozdenog omotača jedan izuzetno

kompaktan ostatak: neutronsku zvezdu ili crnu rupu, u zavisnosti od svoje mase. (Tabela 1.)

Početna masa Končan objekat na kraju

(u masama Sunca) života zvezde

<0,01 Planeta

0,01 - 0,084 Braon patuljak

0,084 - 0,25 Beli patuljak ugl. od He

0,25 - 8-10 Beli patuljak ugl. od C i O

8-10 - 12 Beli patuljak ugl. od O,Ne,Mg

12 - 40 Supernova, neutronska zvezda

>40 Supernova, crna rupa

Tabela 1: Zvezde gube veliki deo svoje mase i završavaju svoj život. U zavisnosti od početne mase i gubitka mase, dati su objekti na kraju života zvezde

9.3 Termonuklearne supernove

Za razliku od grvitacionih supernovih, mehanizam termonuklearnih supernovih umnogome

zavisi od prethodne istorije tesno dvojnog sistema čiji je deo. Masivnije zvezda jednog

takvog sistema prva stiže do kraja života i preobražava se u belog patuljka mase približno

mase Sunca, ako je početna masa te zvezda bila manja od 10 sunčevih masa. Druga zvezda

u sistemu preobražava se u crvenog džina i njen prošireni omotač počiva da biva odvlačen

gravitacionim poljem belog patuljka. Sloj vodonika sa njene površine počinje da gori, mirno

ili eksplozivno, u zavisnosti od toga da li je njegovo prikupljanje bilo bilo sporo ili brzo.

Eksplozija nove se povremeno može desiti na površini belog patuljka, što je prilično burna

pojava, mada hiljadama puta manje intenzivna i nogo češća nego supernova. U svim

slučajevima ostaci od sagorevanja vodonika nagomilavaju se na površini belog patuljka čija se masa postepno povećava.

Kad masa belog patuljka premaši 1,4 mase Sunca, pritisak degenerisanog gasa

ultrarelativističkih elektrona ne može više da nosi težinu zvezde. Ona se naglo urušava, a

njena temperatura raste do nekoliko stotina miliona kelvina. Na 500 miliona K počinje fuzija

jezgara ugljenika, olakšana velikom gustinom. Energija osloboĎena tim sagorevanjem

zagreva sredinu, ali ovaj gas, za razliku od idealnog, ne reaguje širenjem (što bi ga

ohladilo) jer njegov pritisak ne zavisi od temperature. Naprotiv, temperatura sve brže raste

i rasplamsavaju se nuklearne reakcije – termonuklearno gorivo u degenerisanoj sredini brzo

postaje eksplozivno. Temperatura skače na 10 milijardi kelvina i unutrašnjost belog patuljka

gori proizvodeći jezgra atomskog broja nešto nižeg od gvožĎa. Prema modelima, polovina

Čandrasekarove mase se pretvara u nikal. Manje teška jezgra kalcijuma i silicijuma nastaju

u spoljnjim slojevima koje zagreva front paljenja koji stiže od površine za manje od jedne

sekunde. OsloboĎena termonuklearna energija potpuno razara belog ptuljka.

* Kad nivo akrecije pređe određenu granicu, temperatura na površini belog patuljka naglo raste i za jedan sat može dostići 108K, što omogućuje započinjanje reakcija CNO ciklusa. Taj fenomen naziva se nova.

9.4 Neutronske zvezde

Uslovi koji vladaju u unutrašnjosti neutronske zvezde tako su egzotični da dotiču same

granice današnjeg poznavanja fizike čvrstog stanja, pa čak i fizike čestica. Spolja se nalazi

kora od 26Fe58 (proizvoda nukleosinteze u ranijim fazama evolucije), debljine oko 1 Km, u

njoj dominiraju degenerisani elektroni. Ka unutrašnjosti raste gustina, a fizički uslovi

postaju sve abnormalniji. Neutronske zvezde imaju prečnik od 10 – 20 Km1, a gustina im

iznosi 1017 Kg/m3. Njihova površinska temperatura iznosi 10 000 000K1, a druga kosmička

brzina ~ 2/3 brzine svetlosti. Od nastanka neutronske zvezde, protoni iz jezgara su se

neutralizovali u reakciji p+ + e- -> n . Pošto se neutronizovani deo povećava sa blizinom

sredine zvezde, jezgra su se transformisala u oblike vrlo bogate neutronima, čije bi

postojanje na zemlji bilo potpuno nezamislivo (npr. 36Kr118, umesto36Kr84). Oko 1 Km ispod

kore nalazi se okean slobodnih neutrona koji su, izmeĎu ostalog, i superfluidni – kretanje

čestica ne trepi više nikakvo trenje, pa nema nikakvog gubitka energije. U dubljim zonama

hemijski sastav materije je slabo poznat. Ona možda sadrže veoma teške elementarne

čestice poput bariona (Λ,Σ,Ω, itd) ili kvarkove. Slično belim patuljcima, i neutronske zvezde se hlade, ali mnogo sporije i gotovo su večne.

Pulsari

Pulsari su krajnje pravilni izvori radio pulsacija - njihovi periodi se danas odreĎuju sa 6 ili 7

cifara. Poznato je preko 400 pulsara, a najpoznatiji pulsar se nalazi u centru Krab magline i

njegov period je 33 ms. Egzistencija pulsara je najbolji dokaz da neutronske zvezde zaista

postoje. Njih karakterišu dva parametra: rotacija i magnetno polje. Njihov period rotacije

je reda milisekunde (brža rotacija dovela bi do raspada) do jednog minuta, a njihovo magnetno polje procenjeno je na 1012G.

Usled toga nastaju vrlo jaka električna polja (~1018V) koja izbijaju naelektrisane čestica

(elektrone i jone) sa površine zvezde. Te čestice, ubrzane i voĎene magnetnim poljem,

emituju čitav raspon zračenja, od radio talasa, preko vidljive oblasti, do fotona vrlo velike

energije (1 TeV).

Slika 6

Pošto osa rotacije i magnetna osa stoje meĎusobno pod odreĎenim uglom, moguće je

opaziti ih samo ako se nalazimo u pravcu snopa (slika 6).

Slika 7: ostaci Vela supernove. Zvezda je

eksplodirala pre 120 vekova i za sobomostavila pulsar, rotacije 11 puta u sekundi. Opservatorija Royal,Edinburg,1979.

9.5 Crne rupe

Na današnjem nivou saznanja, postoji granica mase za neutronsku zvezdu – od 1,4 Msdo 3

Ms (Landau-Openhajmer-Volkofova masa). Preko te gornje granice nijedna sila ne može se

suprotstaviti gravitaciji i zvezda će se nužno urušiti u sebe – ona postaje crna rupa, nazvana

tako jer njenoj gravitaciji čak ni svetlost ne može da pobegne. Pojam crne rupe postojao je,

u nešto drugačijem obliku, već u XVIII veku. Dž. Mičel i, nezavisno od njega, P. S. Laplas

uveli su pojam »tamnih zvezda«, čija bi brzina oslobaĎanja bila veća od brzine svetlosti. Iz

ugla moderne relativističke teorije, na mestu urušene zvezde ne ostaje ništa više od jedne tačke, matematički rečeno,singulariteta, gde je zakrivljenost prostor-vremena* beskonačna.

Kako je K. Švercvald 1915. godine pokazao, brzina oslobaĎanja dostiže brzinu svetlosti (299

792 458 m/s) na konačnoj udaljenosti od centra, koju je nazvana horizont i čiji je

poluprečnik tzv. Švarcvaldov radijus jednak Rš=2GM/(Rc2). Taj radijus za Sunce iznosi 3

Km. On nije mnogo manji od radijusa neutronske zvezde, ali je situacija suštinski drugačija

jer je Švarcvaldov radijus samo virtuelni poluprečnik iz čije unutrašnjosti ništa ne može da

izaĎe, a telo koje se naĎe u blizini crne rupe biće trenutno usisano. U teoriji crnih rupa ima

još izvesnih pojmovnih teškoća. Oblik crne rupe (tj. oblik horizonta) zavisi od samo tri

parametra: mase,impulsa i električnog polja (ukoliko je objekat imao magnetno polje pre

nego što se urušio). Sve druge osobine materije (atomske,nuklearne, itd.) izgubile su se bez traga u trenutku kada je nastala crna rupa.

Horizont dogadjaja može imati svoj početak u prošlosti, ali nema svoj kraj u budućnosti.

Dolazi se do zaključka da horizont dogadjaja može ostati isti ili se povećati s vremenom, ali

ne smanjiti. Isto tako, kada bi se dve crne rupe spojile Svarcsildov radijus novonastale rupe

bi bio veći od zbira radijusa prvobitnih crnih rupa.

Teorija ostavlja mogućnost nastanka galaktičkih i supergalaktičkih crnih rupa. One bi mogle

nastati za 1027 godina, a horizont dogadjaja bi bio 2-3 svetlosna sata2 (za galaktičke crne rupe) ili jedna svetlosna nedelja (za supergalaktičke crne rupe).

Slika 8: Urušavanje zvezde i nastanak crne rupe.

Daleko od crnih rupa atomi su hladni ( tek koji stepen iznad apsolutne nule ) i njihove spore

vibracije proizvode radio talase velikih tlasnih dužina. Blizu rupa, gde usisavanje mlaza

atoma dovodi do njihovog sudaranja, zračenje dolazi od brzih oscilacija ugrejanih atoma.

Blizu crnih rupa gde ta temperatura dostiže nekoliko miliona kelvina, proizvodi se

rendgensko ili X - zračenje. Takav izvor nalazi se u Labudu X - 1, udaljen od nas 14 000

svetlosnih godina, I predložen je 1972. godine kao kandidat za crnu rupu. X-zračenje iz

Labuda X-1, pokazuje analiza, očigledno je različito od X - zračenja drugih nebeskih tela.

Bitan progres u istraživanju crnih rupa doneo je svemirski teleskop Habl. U nizu galaksija

opažen je porast broja zvezda prema galaktičkom središtu, kao i burna aktivnost u tim

središtima ( uključujući i središte naše galaksije ), ukazuju na crne rupe u središtima

galaksija. To je slučaj i s nama najbližom spiralnom galaksijom, 2 miliona svetlosnih godina

udaljenom, M31 i galaksijom M32, u sazvežĎu Andromeda. Ali najspektakularnije je

nedavno Hablovo merenje spiralne strukture vrtloga užarenog gasa u središtu eliptične

galaksije M87 u sazvežĎu Device, udaljene 50 miliona svetlosnih godina. Pretpostavlja se da

se crna rupa nalazi u središtu galaksije M87.

U okviru Evropskog kosmičkog programa, Horizont 2000, postoji plan za postavljanje

detektora gravitacionih talasa crnih rupa. On se zove LISA, i sastoji se iz 6 laserskih ureĎaja

koji će 2017. godine biti postavljeni u orbitu oko Sunca i to po 2 u temenima

jednakostraničnog trougla stranice 5 miliona kilometara. Oni će zajedno raditi kao

jedinstven ureĎaj, kao prva gravitaciona opservatorija. Ova opservatorija će ne bi trebalo

samo da potvrdi postojanje masivnih crnih rupa nego i da da i njihov raspored na nebu.

Pred čovečanstvom će se prvi put ukazati slika gravitacionog neba, označavajući raĎanje

nove nauke, gravitacione astronomije, što bi trebalo da pokaže tačnost mnogih hipoteza u vezi sa evolucijom zvezda.

*Teorija relativnosti kombinuje vreme i

prostor i kaže da bi oni mogli biti isprepletani ili izobličeni od strane materije i

energije

10. Dvojni sistemi

Dvojni sistemi značajni su iz dva razloga: s jedne strane, veliki broj zvezda, oko 50%, čini

dvojne sisteme, a sa druge, kad su zvezde dovoljno blizu da utiču jedna na drugu (tesno

dvojni sistemi), one predstavljaju izuzetnu laboratoriju za proveru teorija evolucije zvezda u

njihovim različitim fazama, uključujući i kompatkne ostatke karakteristične za poslednje faze.

Uprkos svojoj prividnoj jednostavnosti, dvojni sistemi često su veoma složeni. Oni se

sastoje od jedne sjajnije, primarne zvezde i jedne sekundarne zvezde (pratioca). U većini

slučajeva, mase tih zvezda se znatno razlikuju, što podrazumeva da one različito evoluiraju.

Po Keplerovom zakonu poznato je da će dve tačkaste mase M1 i M2 kružiti oko zajedničkog

centra gravitacije. Lagranž je rešio problem ekvipotencijalnih površi, tj. površi na kojima je

gravitaciono privlačenje sistema M1 i M2 konstantno. Ograničena površina, čiji presek ima

oblik 8, poznata je pod imenom Rošova površ. Kad je poluprečnik jedne zvezde u sistemu

istog reda veličine kao i uzajamno rastojanje para, njena površina poprima oblik jajeta koji

je takoĎe ekvipotencijalan. U graničnom slučaju, kad se jedna zvezda tokom svoje evolucije

toliko uveća, da prepuni svoju Rošovu površ, počeća prelaz njene materije na pratioca kroz

presečnu tačku »osmice« (Lagranžova tačka). Usled centrifugalne sile, prelaz materije nije radijalan, već spiralan, preko akrecionog diska.

10.1 Prenos mase i evolucija

Zahvaljujući mogućnosti razmene mase, evolucija zvezda jednog tesno dvojnog sistema razlikuje se od evolucije izolovanih zvezda.

Moguća su tako dva modela evolucije: konzervativan, u kojem je očuvana ukupna masa

sistema (M1+M2) i nekonzervativan, u kojem bar jedna zvezda znatno gubi masu, npr. usld

zvezdanog vetra (dovoljno je da brzina zvezdanog vetra premaši brzinu oslobaĎanja u

dvojnom sistemu) ili usled eksplozije supernove. Očigledno, postoji veliki broj mogućih slučajeva evolucije zvezda tesnog dvojnog sistema.

Primer konzervativnog modela evolucije: Tesno dvojni sistem čine zvezda mase M1=25 Ms i

M2=10 Ms. Masivnija, primarna zvezda brže evoluirai postaje crveni superdžin. Taj višak

materije prelazi na pratioca, čija se masa postepeno povećava do M2=28 Ms.U isti mah,

M1 se smanjuje, njen zvezdani vetar, nedovoljno brz da bi pobegao iz Rošove površi,

ogoljuje njeno jezgro i ona eksplodira kao supernova, ostavljajući za sobom neutronsku

zvezdu. Pratilac nastavlja da evoluira, te i sam postaje crveni superdžin. Tada njegova

materija prepuni njegovu Rošovu površi višak se vraća pratiocu, dakle, u obrnutom meru.

Jako trenje u unutrašnjim delovima akrecionog diskapovećava temperaturu do velikih

vrednosti (otud emisija X zraka) u blizini neutronske zvezde. Detaljan model pokazuje da se

period obillaska produžuje, u ovom primeru sa 10 dana (početna hipoteza) na 31 dan. To objašnjava dvojne zvezde velike mase koje emituju X zrake i imaju duge periode.

Primer nekonzervativnog modela evolucije: Tesno dvojni sistem čine vrlo masivna primarna

zvezda (M1=57 Ms) i pratilac čija je masa deset puta manja (M2=5,7 Ms). Vetar masivnije

zvezde vrlo je ja i brz (brzina mu je mnogo veća od brzine oslobaĎanja u dvojnom sistemu).

Primarna zvezda brzo evoluira i gubi veoma veliki deo svoje mase, a istovremeno se povećava. U trenutku kad ispuni Rošovu površ već je izgubila gotovo 20 Ms.

Zatim se gubitak mase nastavlja, ali i dalje izvan sistema, u tom slučaju količina materije u

akrecionom disku je zanemarljiva. Dve zvezde evoluiraju svaka za sebe do onog trenutka

kad i pratilac ispuni svoju Rošovu površ, tada je masa primarne zvezde već opala do 10 Ms.

Akrecija materije, iako se ne dešava na kompaktnom objektu, proizvodi temperaturu koja je

dovoljna da se pojave X zraci. Usled znatnog gubitka mase primarne zvezde, period obilaska

se jako skraćuje sa 30 dana (početna hipoteza) na pola dana, a zatim se polako produžava

dok ne dostigne 1,7 dana. Na taj način se objašnjavaju masivne dvojne zvezda koje su izvori X zraka i imaju kratak period.

Do danas je potvrĎeno postojanje dvojnih pulasra, što omogućuje spajanje dve neutronske zvezde u crnu rupu, pod uslovom da zbir njihovih masa prelazi 3 Ms.

Slika 9: Prepunjenost Rošove površi i prenos

materije u dvojnom sistemu.

11. Zaključak

Astrofizika nam danas nudi prilično zadovoljavajuću sliku strukture i evolucije zvezda, mada

su nastanak i smrt zvezda prošarani još mnogim nedoumicama. Primena fizičkih zakona na

unutrašnjost zvezda pokazuje da je zvezda zapravo i termonuklearni i gravitacioni reaktor.

Njeno fizičko stanje uslovljeno je, pre svega, masom, koja odreĎuje pritisak i unutrašnju

temperaturu, kao i proizvodnju energije.

Posle glavnog niza, zvezde početne mase M < 10 Ms postaju crveni džinovi, sagorevaju

helijum, gubeći više od polovine svoje mase u zvezdanim vetrovima i završavaju svoj život

kao beli patuljci. Na evoluciju masivnih zvezda znatno utiče gubitak mase, počev od glavnog

niza – najmasivnije meĎu nima ogoljuju svoje jezgro. Zvezde početne mase M > 10

Ms uspevaju da zapale sva svoja goriva u nedegenerisanim uslovima, sve dok se njihovo

jezgro ne pretvori u gvožĎe i njihov život je relativno kratak. Veličina tog gvozdenog jezgra

igra presudnu ulogu u eksploziji supernove. SNIa su beli patuljci koji su povećali masu

akrecijom materije svog pratioca. Druge supernove dobijaju energiju iz rasparčavanja

gvozdenog jezgra, na čijem mestu ostaje kompaktan ostatak (neutronska zvezda ili crna

rupa). Bitno je i to da zvezde obogaćuju vasionu elementima nephodnim za postojanje

oblika zivota koje mi danas poznajemo i koji ne bi opstali bez veoma bitne zvezdane

energije.

Napredak posmatranja i istraživanja je nesumnjivo značajan i svakog dana nam donosi

potpuniju viziju zvezdanog sveta. Ipak, i dalje nerešena fundamentalna pitanja se tiču

samog srca opšte fizike, tj. interakcije izmeĎu materije i energije.

»Veličina i starost kosmosa nadmašuju sposobnosti običnog ljudskog razmišljanja.

Izgubljen, negde izmeĎu bezmernosti i večnosti nalazi se i naš sićušni planetni dom.

Posmatrano iz kosmičke perspektive, većina ljudskih preduzetništva izgleda beznačajno, čak

tričavo.Ali, naša vrsta je mlada,radoznala i hrabra, a uz to i silno obećava. Tokom poslednjih

nekoliko hiljada godina došli smo do najneverovatnijih i najneočekivanijih otkrića o kosmosu

i našem mestu u njemu,preduzeli smo istraživanja na koja je uzbudljivo i samo pomisliti.

Ona nas podsećaju na to da se čovek razvio da bi se čudio,da razumevanje donosi radost,da

je znanje preduslov opstanka. Uveren sam da će naša budućnost zavisiti od toga u kojoj

ćemo meri upoznati kosmos u kome plovimo poput zrnca prašine na jutarnjem nebu«. Do tada, naši pogledi ostaju upereni ka nebu i zvezdama.