Sadržaj | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 9 | 10 | 11 | 12 |13 | 14 | 15 | 16 |
| 17 | 18 | 19 |>

4         Nestanak masivnih zvezda

Ogromna većina zvezda koju vidimo na noćnom nebu su zvezde slične našem Suncu. One sadrže približno istu količinu materije kao Sunce, u njima se odigravaju isti procesi kao u Suncu. Konačna sudbina svih ovih zvezda određena je onda kada su nastale, njihovom malom masom. One će svoj život okončati kao mali, tamni patuljci koji lutaju kroz skoro potpuno prazan galaktički prostor. Tek poneka od njih imaće tu sreću da još jednom zasija, kao nova, sjajem koji nikada ranije nije imala.

Međutim, na nebu postoje i druge zvezde, plavičaste, blještavo sjajne zvezde čija je masa znatno veća od mase Sunca. Ove zvezde se lako identifikuju dok su još u detinjstvu jer su među najsjajnijim. Najbolji primeri ovih zvezda su Spika (Devica), Aherar (Eridan) i skoro svaka sjajna zvezda u sazvežđu Orion.

Masa zvezda ne određuje samo način na koji će one okončati svoj život, od mase zavisi i koliko dugo će zvezda živeti. Zvezde male mase evoluiraju veoma sporo. Njima je potrebno mnogo vremena da bi postigle pritisak i temperaturi za započinjanje sagorevanja vodonika. A kada sagorevanje počne, one štedljivo troše svoje male zalihe goriva. Većina zvezda male mase u našoj galaksiji nalazi se još u detinjstvu, sve one još uvek troše svoje zalihe vodonika.

Kao oštar kontrast, zvezde velike mase evoluiraju veoma brzo. One vrlo lako postižu dovoljne temperature za paljenje vodonika. Zbog ogromnog pritiska one svoje gorivo troše mnogo brzo. Zvezda velike mase može preživeti svoj celi životni ciklus pre nego što sagorevanje vodonika u zvezdi male mase počne.

Masivne zvezde vro brzo evoluiraju u stadijum crvenog džina, i tada ih mnogo teže razlikovati od njihovih sazrelih rođaka male mase. Svi crveni džinovi imaju isti sjaj i crvenkastu boju. I ove zvezde u fazi crvenog džina u svojim jezgrima sagorevaju vodonik i helijum. Ali masa ovih zvezda je ogromna pa su one u stanju da potpale i mnoge druge termonuklearne reakcije u svojim dubinama.

Jezgro zvezda male mase, bogato ugljenikom i kiseonikom je inertno ali kod zvezda velike mase ogromna težina spoljnih slojeva primorava temperaturu jezgra da nastavi da raste. Kada temperatura dostigne 700 miliona stepeni započinje sagorevanje ugljenika. Ovo, naravno, ne zaustavlja porast temperature i ona se ubrzo penje na milijardu stepeni. Tada se pali i kiseonik. U oba slučaja termonuklearne reakcije se odvijaju dok se gorivo ne potroši, a kada goriva više nema one trenutno prestaju, a jezgro se pod uticajem gravitacije skuplja. Uskoro će temperatura oko jezgra postati dovoljno visoka pa će se ugljenik i vodonik upaliti u tankoj ljusci oko jezgra.

Pepeo sagorevanja kiseonika je silicijum. Dok se tanka ljuska u kojoj gori kiseonik kreće prema spoljašnjim slojevima iza nje ostaje silicijuma u izobilju. A kad se, usled daljeg sabijanja jezgra, temperatura popne na 3 milijarde stepeni pali se i silicijum.

Pepeo koji ostaje posle silicijuma je gvožđe, ali gvožđe ne gori. Ma koliko velika temperatura u jezgru bila ono se neće upaliti. Prema tome, pri kraju svog života masivna zvezda ima inertno jezgro bogato gvožđem, okruženo sa nekoliko tankih slojeva u kojima još uvek besne termonuklearne reakcije.

Treba pomenuti i to da se svaki sledeći proces nuklearnih reakcija odigrava mnogo brže nego prethodni. Na primer, u zvezda koja ima masu 20 puta veću od mase Sunca vodonik gori 10 miliona godina, helijum milion, ugljenik 1000 godina, dok kiseonik i silicijum sagore za godinu dana, odnosno nedelju dana. Gvozdeno zvezdano jezgro formira se za manje od jednog dana!

Sadržaj | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 9 | 10 | 12 |13 | 14 | 15 | 16 |
| 17 | 18 | 19 |>
 

(maj 2003.)

vrh