Kas lemia žvaigždės gyvenimo trukmę? Kaip miršta žvaigždės

Trumpai panagrinėkime pagrindinius žvaigždžių evoliucijos etapus.

Keisti fizines savybes, vidinė struktūra ir žvaigždės cheminė sudėtis laikui bėgant.

Materijos suskaidymas. .

Daroma prielaida, kad žvaigždės susidaro gravitaciniu būdu suspaudžiant dujų ir dulkių debesies fragmentus. Taigi vadinamieji rutuliukai gali būti žvaigždžių formavimosi vieta.

Rutuliukas yra tankus nepermatomas molekulinių dulkių (dujų ir dulkių) tarpžvaigždinis debesis, stebimas šviesių dujų ir dulkių debesų fone tamsiai apvalaus darinio pavidalu. Daugiausia susideda iš molekulinio vandenilio (H2) ir helio ( Jis ) su kitų dujų molekulių ir kietų tarpžvaigždinių dulkių grūdelių priemaiša. Dujų temperatūra rutulėje (daugiausia molekulinio vandenilio temperatūra) T≈ 10 ÷ 50K, vidutinis tankis n~ 10 5 dalelės/cm 3, o tai yra keliomis eilėmis daugiau nei tankiausiuose įprastuose dujų ir dulkių debesyse, skersmuo D~ 0,1 ÷ 1. Rutuliukų masė M≤ 10 2 × M ⊙ . Kai kuriuose rutuliuose jauno tipo T Jautis.

Debesis yra suspaustas dėl savo gravitacijos dėl gravitacijos nestabilumo, kuris gali atsirasti spontaniškai arba dėl debesies sąveikos su smūgio banga, kurią sukelia viršgarsinio žvaigždžių vėjo srautas iš kito netoliese esančio žvaigždžių formavimosi šaltinio. Yra ir kitų galimų gravitacinio nestabilumo priežasčių.

Teoriniai tyrimai rodo, kad tokiomis sąlygomis, kokios egzistuoja įprastuose molekuliniuose debesyse (T≈ 10 ÷ 30K ir n ~ 10 2 dalelės/cm 3), pradinė gali atsirasti debesų tūriuose, kurių masė M≥ 10 3 × M ⊙ . Tokiame griūvančiame debesyje galimas tolesnis suirimas į mažiau masyvius fragmentus, kurių kiekvienas taip pat bus suspaustas veikiamas savo gravitacijos. Stebėjimai rodo, kad Galaktikoje žvaigždžių formavimosi metu ne viena, o grupė žvaigždžių su skirtingos masės, pavyzdžiui, atvira žvaigždžių spiečius.

Suspaudus į centriniai regionai Debesų tankis didėja, todėl ateina momentas, kai šios debesies dalies medžiaga tampa nepermatoma savo spinduliuotei. Debesų gelmėse atsiranda stabilus tankus kondensatas, kurį astronomai vadina oh.

Medžiagos suskaidymas – tai molekulinio dulkių debesies suskaidymas į smulkesnes dalis, kurios toliau atsiranda.

– scenoje esantis astronominis objektas, iš kurio po kurio laiko (šį kartą saulės masei T~ 10 8 metų) susiformuoja normalus.

Toliau krintant medžiagai iš dujų apvalkalo ant šerdies (akkrecijos), pastarosios masė, taigi ir temperatūra, padidėja tiek, kad dujų ir spinduliavimo slėgis lyginamas su jėgomis. Branduolio glaudinimas sustoja. Darinį supa dujų ir dulkių apvalkalas, nepermatomas optinei spinduliuotei, leidžiantis tik infraraudonąją ir ilgesnio bangos ilgio spinduliuotei. Toks objektas (-kokonas) stebimas kaip galingas radijo ir infraraudonųjų spindulių šaltinis.

Toliau didėjant šerdies masei ir temperatūrai, šviesos slėgis sustabdo kaupimąsi, o apvalkalo liekanos išsibarsto kosminėje erdvėje. Atsiranda jaunas, kurio fizinės savybės priklauso nuo jo masės ir prado cheminė sudėtis.

Pagrindinis besikuriančios žvaigždės energijos šaltinis, matyt, yra gravitacinio suspaudimo metu išsiskirianti energija. Ši prielaida išplaukia iš virialinės teoremos: stacionarioje sistemoje potencialios energijos suma E p visi sistemos nariai ir dviguba kinetinė energija 2 E į iš šių terminų yra lygus nuliui:

E p + 2 E k = 0. (39)

Teorema galioja judančių dalelių sistemoms ribotas plotas erdvė, veikiama jėgų, kurių dydis yra atvirkščiai proporcingas atstumo tarp dalelių kvadratui. Iš to išplaukia, kad šiluminė (kinetinė) energija yra lygi pusei gravitacinės (potencialios) energijos. Žvaigždei susitraukus bendra žvaigždės energija mažėja, o gravitacinė: pusė gravitacinės energijos pokyčio iš žvaigždės palieka spinduliuojant, o dėl antrosios pusės žvaigždės šiluminė energija didėja.

Jaunos mažos masės žvaigždės(iki trijų saulės masių), kurios artėja prie pagrindinės sekos, yra visiškai konvekcinės; konvekcinis procesas apima visas žvaigždės sritis. Iš esmės tai yra protožvaigždės, kurių centre branduolinės reakcijos tik prasideda, o visa spinduliuotė atsiranda daugiausia dėl to. Dar nenustatyta, ar žvaigždė nyksta esant pastoviai efektyviai temperatūrai. Hertzsprung-Russell diagramoje tokios žvaigždės sudaro beveik vertikalią trasą, vadinamą Hayashi takeliu. Suspaudimui lėtėjant, jaunikliai artėja prie pagrindinės sekos.

Žvaigždei susitraukiant, pradeda didėti išsigimusių elektronų dujų slėgis, o pasiekus tam tikrą žvaigždės spindulį suspaudimas sustoja, todėl sustoja. tolesnis augimas centrinė temperatūra, kurią sukelia suspaudimas, o vėliau jos sumažėjimas. Žvaigždėms, kurių Saulės masė mažesnė nei 0,0767, taip neįvyksta: branduolinių reakcijų metu išsiskiriančios energijos niekada neužtenka vidiniam slėgiui subalansuoti ir. Tokie „požvaigždžiai“ išskiria daugiau energijos, nei susidaro branduolinių reakcijų metu, ir yra priskiriami vadinamiesiems; jų likimas yra nuolatinis suspaudimas, kol išsigimusių dujų slėgis jį sustabdo, o tada laipsniškas atšalimas, kai baigiasi visos prasidėjusios branduolinės reakcijos..

Jaunos vidutinės masės žvaigždės (nuo 2 iki 8 kartų didesnės už Saulės masę) kokybiškai vystosi lygiai taip pat, kaip ir jų mažesnės seserys, tik iki pagrindinės sekos jos neturi konvekcinių zonų.

Žvaigždės, kurių masė didesnė nei 8 Saulės masėsjau turi įprastų žvaigždžių savybes, nes perėjo visas tarpines stadijas ir sugebėjo pasiekti tokį branduolinių reakcijų greitį, kad jos kompensuoja spinduliuotės prarastą energiją, kol kaupiasi šerdies masė. Masės nutekėjimas iš šių žvaigždžių yra toks didelis, kad ne tik sustabdo išorinių molekulinio debesies sričių, kurios dar netapo žvaigždės dalimi, griūtis, bet, priešingai, jas atšildo. Taigi gautos žvaigždės masė yra pastebimai mažesnė už protožvaigždinio debesies masę.

Pagrindinė seka

Žvaigždės temperatūra didėja, kol centriniuose regionuose pasiekia reikšmes, kurių pakanka termobranduolinėms reakcijoms, kurios vėliau tampa pagrindiniu žvaigždės energijos šaltiniu. Masyvioms žvaigždėms ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) yra vandenilio „degimas“ anglies cikle; Žvaigždžių, kurių masė yra lygi arba mažesnė už Saulės masę, energija išsiskiria protonų ir protonų reakcijoje. patenka į pusiausvyros stadiją ir užima vietą pagrindinėje Hertzsprung-Russell diagramos sekoje: didelės masės žvaigždė turi labai aukštą šerdies temperatūrą ( T ≥ 3 × 10 7 K ), energijos gamyba yra labai intensyvi, - pagrindinėje sekoje ji užima vietą virš Saulės ankstyvosiose ( O … A , (F )); mažos masės žvaigždė turi palyginti žemą šerdies temperatūrą ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), energijos gamyba nėra tokia intensyvi, - pagrindinėje sekoje ji užima vietą šalia ar žemiau Saulės vėlyvoje (( F), G, K, M).

Pagrindinėje sekoje jis praleidžia iki 90% laiko, kurį gamta skiria savo egzistavimui. Laikas, kurį žvaigždė praleidžia pagrindinėje sekos stadijoje, taip pat priklauso nuo jos masės. Taip, su mase M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O arba B yra pagrindinės sekos stadijoje apie 10 7 metus, o raudonoji nykštukė K 5, kurios masė M ≈ 0,5 × M ⊙ yra pagrindinės sekos stadijoje maždaug 10 11 metų, tai yra laikas, panašus į Galaktikos amžių. Masyvios karštos žvaigždės greitai pereina į kitus evoliucijos etapus. Galima daryti prielaidą, kad raudonieji nykštukai yra pagrindinis Galaktikos populiacijos tipas.

Raudonasis milžinas (supergiantas).

Greitas vandenilio degimas masyvių žvaigždžių centriniuose regionuose lemia helio šerdies atsiradimą. Kai vandenilio masės dalis šerdyje yra keli procentai, anglies reakcija paverčiant vandenilį heliu beveik visiškai sustoja. Šerdis susitraukia, todėl jo temperatūra pakyla. Dėl helio šerdies gravitacinio suspaudimo sukelto šildymo vandenilis „užsidega“ ir prasideda energijos išsiskyrimas ploname sluoksnyje, esančiame tarp šerdies ir išplėstinio žvaigždės apvalkalo. Apvalkalas plečiasi, žvaigždės spindulys didėja, efektyvi temperatūra mažėja, didėja. „palieka“ pagrindinę seką ir pereina į kitą evoliucijos etapą - į raudonojo milžino stadiją arba, jei žvaigždės masė M > 10 × M ⊙ , į raudonojo supergianto stadiją.

Didėjant temperatūrai ir tankiui, helis pradeda „degti“ šerdyje. At T ~ 2 × 10 8 K ir r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 prasideda termobranduolinė reakcija, kuri vadinama trinare reakcija a - procesas: iš trijų a - dalelės (helio branduoliai 4 Jis ) susidaro vienas stabilus anglies 12 C branduolys. Žvaigždės šerdies masėje M< 1,4 × M ⊙ тройной a -procesas veda į sprogstamą energijos išsiskyrimo pobūdį – helio blyksnį, kuris konkrečiai žvaigždei gali pasikartoti kelis kartus.

Milžiniškos arba supermilžinės stadijos masyvių žvaigždžių centriniuose regionuose pakilus temperatūrai nuosekliai susidaro anglies, anglies-deguonies ir deguonies branduoliai. Išdegus angliui, įvyksta reakcijos, dėl kurių susidaro sunkesni cheminiai elementai, galbūt geležies branduoliai. Tolesnė masyvios žvaigždės evoliucija gali sukelti apvalkalo išstūmimą, žvaigždės kaip novos protrūkį arba vėliau susiformuoti objektai, kurie yra paskutinis žvaigždžių evoliucijos etapas: baltoji nykštukė, neutroninė žvaigždė ar juodoji skylė.

Paskutinė evoliucijos stadija – tai visų normalių žvaigždžių evoliucijos stadija po to, kai šios žvaigždės išeikvoja savo termobranduolinį kurą; termobranduolinių reakcijų, kaip žvaigždės energijos šaltinio, nutraukimas; žvaigždės perėjimas, priklausomai nuo jos masės, į baltosios nykštukės arba juodosios skylės stadiją.

Baltosios nykštukės yra paskutinis visų normalių žvaigždžių, kurių masė M, evoliucijos etapas< 3 ÷ 5 × M ⊙ šiems išnaudojus termobranduolinį kurą. Perėjęs raudonojo milžino (arba submilžino) etapą, jis nusimeta savo kiautą ir atskleidžia šerdį, kuri, vėsdama, tampa balta nykštuke. Mažas spindulys (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) ir balta arba baltai mėlyna spalva (T b.k ~ 10 4 K) nustatė šios klasės astronominių objektų pavadinimą. Baltosios nykštukės masė visada mažesnė nei 1,4×M⊙ - įrodyta, kad baltieji nykštukai su didelėmis masėmis negali egzistuoti. Masė, panaši į Saulės masę, o matmenys panašūs į matmenis didžiosios planetos saulės sistema, baltųjų nykštukų vidutinis tankis yra didžiulis: ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3, tai yra, 1 cm 3 baltosios nykštukinės medžiagos tūrio svoris sveria toną! Gravitacijos pagreitis ant paviršiaus g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (palyginti su pagreičiu Žemės paviršiuje – g ≈980 cm/s 2). Esant tokiai gravitacinei apkrovai vidiniams žvaigždės regionams, baltosios nykštukės pusiausvyros būseną palaiko išsigimusių dujų (daugiausia išsigimusių elektronų dujų, nes jonų komponento indėlis yra mažas) slėgis. Prisiminkime, kad dujos, kuriose nėra Maksvelo dalelių greičio pasiskirstymo, vadinamos išsigimusiomis. Tokiose dujose, esant tam tikroms temperatūros ir tankio vertėms, dalelių (elektronų), kurių greitis diapazone nuo v = 0 iki v = v max, skaičius bus toks pat. v max nustatomas pagal dujų tankį ir temperatūrą. Su baltojo nykštuko mase M b.k > 1,4 × M ⊙ didžiausias elektronų greitis dujose lyginamas su šviesos greičiu, išsigimusios dujos tampa reliatyvios ir jų slėgis nebeatlaiko gravitacinio suspaudimo. Nykštuko spindulys linkęs į nulį - jis „sugriūna“ į tašką.

Plona, ​​karšta baltųjų nykštukų atmosfera susideda arba iš vandenilio, o atmosferoje praktiškai nėra jokių kitų elementų; arba iš helio, o vandenilio atmosferoje yra šimtus tūkstančių kartų mažiau nei įprastų žvaigždžių atmosferoje. Pagal spektro tipą baltosios nykštukės priklauso spektrinėms klasėms O, B, A, F. Norint „atskirti“ baltąsias nykštukus nuo įprastų žvaigždžių, prieš žymėjimą (DOVII, DBVII ir kt.) dedama raidė D. pirmoji raidė Angliškas žodis Išsigimęs – išsigimęs). Baltosios nykštukės spinduliuotės šaltinis yra šiluminės energijos rezervas, kuris baltasis nykštukas gavo, būdama pagrindinės žvaigždės šerdis. Daugelis baltųjų nykštukų paveldėjo iš savo tėvų stiprų magnetinį lauką, kurio intensyvumą H ~ 10 8 E. Manoma, kad baltųjų nykštukų skaičius yra apie 10 proc. bendras skaičius Galaktikos žvaigždės.

Fig. 15 parodyta Sirijaus - ryškiausios žvaigždės danguje (α Canis Majoris; m) nuotrauka v = -1 m ,46; A1V klasė). Nuotraukoje matomas diskas yra fotografinio švitinimo ir šviesos difrakcijos ant teleskopo objektyvo pasekmė, tai yra, nuotraukoje nėra išspręstas pats žvaigždės diskas. Iš Sirijaus fotografinio disko sklindantys spinduliai yra iškraipymo pėdsakai bangos frontas šviesos srautas ant teleskopo optikos elementų. Sirijus yra 2,64 atstumu nuo Saulės, šviesa iš Sirijaus Žemę pasiekia per 8,6 metų – taigi, ji yra viena iš arčiausiai Saulės esančių žvaigždžių. Sirijus yra 2,2 karto masyvesnis už Saulę; jo M v = +1 m .43, tai yra, mūsų kaimynas išmeta 23 kartus daugiau energijos nei Saulė.

Nuotraukos išskirtinumas slypi tame, kad kartu su Sirijaus atvaizdu buvo galima gauti ir jo palydovo vaizdą - palydovas „švyti“ ryškiu tašku į kairę nuo Sirijaus. Sirijus – teleskopiškai: pats Sirijus žymimas raide A, o jo palydovas – raide B. Tariamas Sirijaus dydis yra B m v = +8 m .43, tai yra beveik 10 000 kartų silpnesnis už Sirijų A. Sirijaus B masė beveik lygi Saulės masei, spindulys yra apie 0,01 Saulės spindulio, paviršiaus temperatūra yra apie 12000K, bet Sirius B spinduliuoja 400 kartų mažesnė už saulę. Sirius B yra tipiškas baltasis nykštukas. Be to, tai yra pirmasis baltasis nykštukas, kurį, beje, 1862 m. aptiko Alfvenas Clarke'as, vizualiai stebėdamas per teleskopą.

„Sirius A“ ir „Sirius B“ skrieja maždaug tuo pačiu metu su 50 metų periodu; atstumas tarp komponentų A ir B yra tik 20 AU.

Pagal taiklią V.M.Lipunovo pastabą, „jie „bręsta“ masyvių žvaigždžių (kurių masė didesnė nei 10) viduje.×M⊙ )". Žvaigždžių šerdys, kurios išsivysto į neutroninė žvaigždė, turi 1.4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; termobranduolinių reakcijų šaltiniams išdžiūvus, o patronuojantis pliūpsnis išstumia didelę medžiagos dalį, šie branduoliai taps nepriklausomais žvaigždžių pasaulio objektais, pasižyminčiais labai specifinėmis savybėmis. Pirminės žvaigždės šerdies suspaudimas sustoja esant tankiui, panašiam į branduolio tankį (ρ n. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm 3). Esant tokiai masei ir tankiui, gimimo spindulys yra tik 10 ir susideda iš trijų sluoksnių. Išorinį sluoksnį (arba išorinę plutą) sudaro kristalinė gardelė atomų branduoliai geležis ( Fe ) su galimu nedideliu kitų metalų atomų branduolių mišiniu; Išorinės plutos storis yra tik apie 600 m, o spindulys 10 km. Po išorine žieve yra kita vidinė kieta žievė geležis ( , sudarytas iš geležies atomų (≈ ), tačiau šie atomai yra per daug prisodrinti neutronų. Šios žievės storis 2 km. Vidinė žievė

ribojasi su skysto neutronų šerdimi, kurios fizikinius procesus lemia nepaprastos neutroninio skysčio savybės – supertakumas ir, esant laisviesiems elektronams bei protonams, superlaidumas. Gali būti, kad pačiame medžiagos centre gali būti mezonų ir hiperonų. Jie greitai sukasi aplink ašį – nuo ​​vieno iki šimtų apsisukimų per sekundę. Toks sukimasis esant magnetiniam laukui ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Oe) dažnai sukelia stebimą žvaigždės spinduliuotės pulsavimo poveikį įvairiuose diapazonuose elektromagnetines bangas

. Vieną iš šių pulsarų matėme Krabo ūko viduje. Bendras skaičius sukimosi greičio nebepakanka dalelių išmetimui, todėl tai negali būti radijo pulsaras. Tačiau jis vis dar puikus ir užfiksuotas magnetinis laukas

supanti neutroninė žvaigždė negali nukristi, tai yra, materijos akrecija nevyksta. Sukimosi greitis sumažėja tiek, kad dabar niekas netrukdo medžiagai nukristi ant tokios neutroninės žvaigždės. Krisdama plazma juda išilgai magnetinio lauko linijų ir atsitrenkia į kietą paviršių polių srityje, įkaitindama iki dešimčių milijonų laipsnių. Iki tokios aukštos temperatūros įkaitinta medžiaga švyti rentgeno spindulių diapazone. Regionas, kuriame krintanti medžiaga sąveikauja su žvaigždės paviršiumi, yra labai maža – tik apie 100 metrų. Dėl žvaigždės sukimosi ši karštoji vieta periodiškai dingsta iš akių, o stebėtojas tai suvokia kaip pulsavimą. Tokie objektai vadinami rentgeno pulsarais.

Georotatorius. Tokių neutroninių žvaigždžių sukimosi greitis yra mažas ir netrukdo akrecijai. Tačiau magnetosferos matmenys yra tokie, kad plazmą sustabdo magnetinis laukas, kol ją užfiksuoja gravitacija.

Jei tai yra artimos dvejetainės sistemos komponentas, tada materija „siurbiama“ iš normalios žvaigždės (antrasis komponentas) į neutroninę žvaigždę. Masė gali viršyti kritinę (M > 3×M⊙ ), tada pažeidžiamas žvaigždės gravitacinis stabilumas, niekas negali atsispirti gravitaciniam suspaudimui ir „eina“ pagal jos gravitacinį spindulį.

r g = 2 × G × M/c 2, (40)

virsta „juodąja skyle“. Pateiktoje r g formulėje: M – žvaigždės masė, c – šviesos greitis, G – gravitacinė konstanta.

Juodoji skylė yra objektas, kurio gravitacinis laukas yra toks stiprus, kad nei dalelė, nei fotonas, nei joks materialus kūnas negali pasiekti antrojo kosminio greičio ir ištrūkti į kosmosą.

Juodoji skylė yra išskirtinis objektas ta prasme, kad jos srauto pobūdis fiziniai procesai jos viduje dar neprieinama teoriniam aprašymui. Juodųjų skylių egzistavimas išplaukia iš teorinių samprotavimų, jos gali būti centriniuose rutulinių spiečių, kvazarų, milžiniškų galaktikų regionuose, įskaitant mūsų galaktikos centrą.

Kaip ir visi gamtos kūnai, žvaigždės taip pat negali likti nepakitusios. Jie gimsta, vystosi ir galiausiai „miršta“. Žvaigždžių evoliucija trunka milijardus metų, tačiau diskutuojama dėl jų susidarymo laiko. Anksčiau astronomai manė, kad jų „gimimo“ procesas nuo žvaigždžių dulkės trunka milijonus metų, bet ne taip seniai buvo gautos dangaus regiono nuotraukos iš Didžiojo Oriono ūko. Per kelerius metus nedidelis

1947 m. nuotraukose šioje vietoje buvo matyti nedidelė į žvaigždes panašių objektų grupė. 1954 m. kai kurie iš jų jau buvo pailgi, o po penkerių metų šie objektai suskilo į atskirus. Taigi pirmą kartą žvaigždės gimimo procesas vyko tiesiogine prasme astronomų akyse.

Išsamiai pažvelkime į žvaigždžių struktūrą ir evoliuciją, kur prasideda ir baigiasi jų begalinis gyvenimas pagal žmogiškuosius standartus.

Tradiciškai mokslininkai mano, kad žvaigždės susidaro kondensuojantis dujų ir dulkių debesims. Gravitacinių jėgų įtakoje iš susidarančių debesų susidaro tankios struktūros neskaidrus dujų rutulys. Jo vidinis slėgis negali subalansuoti jį suspaudžiančių gravitacinių jėgų. Palaipsniui rutulys susitraukia tiek, kad pakyla žvaigždės vidaus temperatūra, o karštų dujų slėgis rutulio viduje susibalansuoja. išorinės jėgos. Po to suspaudimas sustoja. Šio proceso trukmė priklauso nuo žvaigždės masės ir paprastai svyruoja nuo dviejų iki kelių šimtų milijonų metų.

Žvaigždžių struktūra reiškia labai aukštą jų šerdies temperatūrą, kuri prisideda prie nenutrūkstamų termobranduolinių procesų (jas formuojantis vandenilis virsta heliu). Būtent šie procesai ir sukelia intensyvią žvaigždžių spinduliuotę. Laikas, per kurį jie sunaudoja turimą vandenilio atsargą, priklauso nuo jų masės. Nuo to priklauso ir spinduliavimo trukmė.

Kai vandenilio atsargos išsenka, žvaigždžių evoliucija artėja prie formavimosi stadijos. Nutrūkus energijos išleidimui, gravitacinės jėgos pradeda spausti šerdį. Tuo pačiu metu žvaigždė žymiai padidėja. Šviesumas taip pat didėja, kai procesas tęsiasi, bet tik plonu sluoksniu ties šerdies riba.

Šį procesą lydi susitraukiančios helio šerdies temperatūros padidėjimas ir helio branduolių pavertimas anglies branduoliais.

Prognozuojama, kad mūsų Saulė per aštuonis milijardus metų gali tapti raudonuoju milžinu. Jo spindulys padidės kelias dešimtis kartų, o šviesumas – šimtus kartų, palyginti su dabartiniais lygiais.

Žvaigždės gyvenimo trukmė, kaip jau minėta, priklauso nuo jos masės. Objektai, kurių masė mažesnė už Saulę, savo atsargas „išnaudoja“ labai ekonomiškai, todėl gali šviesti dešimtis milijardų metų.

Žvaigždžių evoliucija baigiasi formavimusi Taip nutinka toms iš jų, kurių masė artima Saulės masei, t.y. neviršija 1,2 jo.

Milžiniškos žvaigždės linkusios greitai išeikvoti savo branduolinio kuro atsargas. Tai lydi didelis masės praradimas, ypač dėl išorinių apvalkalų išsiliejimo. Dėl to lieka tik palaipsniui vėsstanti centrinė dalis, kurioje branduolinės reakcijos visiškai sustojo. Laikui bėgant tokios žvaigždės nustoja skleistis ir tampa nematomos.

Tačiau kartais normali žvaigždžių evoliucija ir struktūra sutrinka. Dažniausiai tai susiję su didžiuliais objektais, kurie išnaudojo visų rūšių termobranduolinį kurą. Tada jie gali būti paversti neutronais arba Ir kuo daugiau mokslininkų sužino apie šiuos objektus, tuo daugiau kyla naujų klausimų.

Žvaigždžių evoliucija astronomijoje yra pokyčių, kuriuos žvaigždė patiria per savo gyvenimą, ty per milijonus ar milijardus metų, kai ji skleis šviesą ir šilumą, seka. Per tokį milžinišką laikotarpį pokyčiai yra gana reikšmingi.

Žvaigždės evoliucija prasideda milžiniškame molekuliniame debesyje, dar vadinamame žvaigždžių lopšiu. Daugumoje „tuščios“ erdvės galaktikoje iš tikrųjų yra nuo 0,1 iki 1 molekulės cm³. Molekulinio debesies tankis yra apie milijoną molekulių cm³. Tokio debesies masė 100 000–10 000 000 kartų viršija Saulės masę dėl savo dydžio: nuo 50 iki 300 šviesmečių.

Kol debesis laisvai sukasi aplink savo gimtosios galaktikos centrą, nieko neįvyksta. Tačiau dėl nevienalytiškumo gravitacinis laukas joje gali atsirasti trikdžių, dėl kurių gali susidaryti vietinė masės koncentracija. Tokie sutrikimai sukelia gravitacinį debesies griūtį. Vienas iš scenarijų, lemiančių tai, yra dviejų debesų susidūrimas. Kitas įvykis, sukeliantis griūtį, gali būti debesies perėjimas per tankią ranką spiralinė galaktika. Taip pat kritinis veiksnys netoliese gali įvykti sprogimas supernova, kurio smūginė banga didžiuliu greičiu susidurs su molekuliniu debesiu. Taip pat gali būti, kad galaktikos susiduria, o tai gali sukelti žvaigždžių formavimosi pliūpsnį, nes susidūrimo metu kiekvienoje galaktikoje suspaudžiami dujų debesys. Apskritai bet koks debesies masę veikiančių jėgų nehomogeniškumas gali paskatinti žvaigždžių formavimosi procesą.
Dėl atsiradusių nehomogeniškumo molekulinių dujų slėgis nebegali užkirsti kelio tolesniam suspaudimui, o veikiamos gravitacinių traukos jėgų dujos ima telktis aplink būsimų žvaigždžių centrus. Pusė išsiskiriančios gravitacinės energijos atitenka debesiui šildyti, o pusė – šviesos spinduliuotei. Debesyse slėgis ir tankis didėja link centro, o centrinės dalies griūtis vyksta greičiau nei periferija. Suspaudimui progresuojant, vidutinis laisvas fotonų kelias mažėja, o debesis tampa vis mažiau skaidrus savo spinduliuotei. Tai lemia greitesnį temperatūros kilimą ir dar greitesnį slėgio kilimą. Galiausiai slėgio gradientas subalansuoja gravitacijos jėgą ir susidaro hidrostatinė šerdis, kurios masė sudaro apie 1% debesies masės. Šis momentas yra nematomas – rutuliukas yra nepermatomas optiniame diapazone. Tolesnė protožvaigždės evoliucija yra medžiagos, kuri ir toliau krenta ant šerdies „paviršiaus“, kuri dėl to didėja, kaupimasis. Galiausiai debesyje laisvai judančios medžiagos masė išsenka ir žvaigždė tampa matoma optiniame diapazone. Šis momentas laikomas protožvaigždinės fazės pabaiga ir jaunos žvaigždės fazės pradžia.

Pagal impulso tvermės dėsnį, mažėjant debesies dydžiui, didėja jo sukimosi greitis, o tam tikru momentu medžiaga nustoja suktis kaip vienas kūnas ir dalijasi į sluoksnius, kurie toliau griūva nepriklausomai vienas nuo kito. Šių sluoksnių skaičius ir masės priklauso nuo pradinės molekulinio debesies masės ir sukimosi greičio. Priklausomai nuo šių parametrų, įvairios sistemos dangaus kūnai: žvaigždžių spiečiai, dvigubos žvaigždės, žvaigždės su planetomis.

Jauna žvaigždė – jaunos žvaigždės fazė.

Žvaigždžių formavimosi procesą galima apibūdinti vieningai, tačiau tolesni žvaigždės evoliucijos etapai beveik visiškai priklauso nuo jos masės ir tik pačioje žvaigždės evoliucijos pabaigoje gali suvaidinti jos cheminė sudėtis.

Jaunos mažos masės žvaigždės

Jaunos mažos masės (iki trijų Saulės masių) žvaigždės, artėjančios prie pagrindinės sekos, yra visiškai konvekcinės – konvekcinis procesas apima visą žvaigždės kūną. Iš esmės tai yra protožvaigždės, kurių centruose branduolinės reakcijos tik prasideda, o visa spinduliuotė daugiausia atsiranda dėl gravitacinio suspaudimo. Kol neatsiranda hidrostatinė pusiausvyra, žvaigždės šviesumas mažėja esant pastoviai efektyviai temperatūrai. Suspaudimui lėtėjant, jauna žvaigždė artėja prie pagrindinės sekos. Šio tipo objektai siejami su T Tauri žvaigždėmis.

Šiuo metu žvaigždžių, kurių masė didesnė nei 0,8 Saulės masės, šerdis tampa skaidrus spinduliuotei, o spinduliuotės energijos perdavimas šerdyje tampa vyraujantis, nes konvekcijai vis labiau trukdo didėjantis žvaigždžių medžiagos tankėjimas. Išoriniuose žvaigždės kūno sluoksniuose vyrauja konvekcinis energijos perdavimas.

Žvaigždei susitraukiant, pradeda didėti išsigimusių elektronų dujų slėgis, o pasiekus tam tikrą žvaigždės spindulį, suspaudimas sustoja, o tai lemia tolesnį temperatūros kilimą žvaigždės šerdyje, kurį sukelia suspaudimą, o vėliau iki jo sumažėjimo. Žvaigždėms, kurių Saulės masė mažesnė nei 0,0767, taip neįvyksta: branduolinių reakcijų metu išsiskiriančios energijos niekada neužtenka, kad subalansuotų vidinį slėgį ir gravitacinį suspaudimą. Tokios „požvaigždės“ išskiria daugiau energijos, nei pagaminama termobranduolinių reakcijų metu, ir yra priskiriamos vadinamosioms rudosioms nykštukėms. Jų likimas yra nuolatinis suspaudimas, kol išsigimusių dujų slėgis jį sustabdo, o tada laipsniškas atšalimas, kai baigiasi visos prasidėjusios termobranduolinės reakcijos.

Jaunos vidutinės masės žvaigždės

Jaunos vidutinės masės žvaigždės (nuo 2 iki 8 saulės masių) kokybiškai vystosi lygiai taip pat, kaip ir jų mažesni broliai ir seserys, išskyrus tai, kad iki pagrindinės sekos jos neturi konvekcinių zonų. Šio tipo objektai siejami su vadinamaisiais. Herbig Ae\Be žvaigždės su netaisyklingais B-F0 spektrinės klasės kintamaisiais. Juose taip pat eksponuojami diskai ir bipoliniai purkštukai. Medžiagų nutekėjimo iš paviršiaus greitis, šviesumas ir efektyvi temperatūra yra žymiai didesni nei T Tauri, todėl jie efektyviai šildo ir išsklaido protožvaigždinio debesies likučius.

Jaunos žvaigždės, kurių masė didesnė nei 8 Saulės masės

Jaunos žvaigždės, kurių masė didesnė nei 8 Saulės masės. Tokios masės žvaigždės jau turi normalių žvaigždžių charakteristikas, nes jos perėjo visas tarpines stadijas ir sugebėjo pasiekti tokį branduolinių reakcijų greitį, kuris kompensavo spinduliuotės prarastą energiją, o masė kaupėsi, kad būtų pasiekta hidrostatinė šerdies pusiausvyra. Šioms žvaigždėms masės ir šviesumo nutekėjimas yra toks didelis, kad jos ne tik sustabdo išorinių molekulinio debesies sričių, kurios dar netapo žvaigždės dalimi, gravitacinį griūtį, bet, priešingai, jas išsklaido. Taigi gautos žvaigždės masė yra pastebimai mažesnė už protožvaigždinio debesies masę. Greičiausiai tai paaiškina, kad mūsų galaktikoje nėra žvaigždžių, kurių masė didesnė nei apie 300 Saulės masių.

Žvaigždės gyvenimo ciklas vidurio

Žvaigždės būna įvairių spalvų ir dydžių. Remiantis naujausiais skaičiavimais, jų spektrinis tipas svyruoja nuo karštos mėlynos iki šaltai raudonos, o masė svyruoja nuo 0,0767 iki maždaug 300 saulės masių. Žvaigždės šviesumas ir spalva priklauso nuo jos paviršiaus temperatūros, kurią savo ruožtu lemia jos masė. Visos naujos žvaigždės „užima savo vietą“ pagrindinėje sekoje pagal savo cheminę sudėtį ir masę.

Mažos, šaltos raudonosios nykštukės pamažu sudegina savo vandenilio atsargas ir išlieka pagrindinėje sekoje dešimtis milijardų metų, o masiniai supermilžinai palieka pagrindinę seką praėjus kelioms dešimtims milijonų (o kai kurios – vos kelis milijonus) metų po susiformavimo.

Vidutinio dydžio žvaigždės, tokios kaip Saulė, pagrindinėje sekoje išlieka vidutiniškai 10 milijardų metų. Manoma, kad Saulė vis dar yra ant jo, nes ji yra savo gyvavimo ciklo viduryje. Kai žvaigždės šerdyje pritrūksta vandenilio, ji palieka pagrindinę seką.

Žvaigždės branda

Po tam tikro laiko – nuo ​​milijono iki dešimčių milijardų metų (priklausomai nuo pradinės masės) – žvaigždė išeikvoja šerdies vandenilio išteklius. Didelėse ir karštose žvaigždėse tai vyksta daug greičiau nei mažose ir vėsesnėse. Dėl vandenilio atsargų išeikvojimo termobranduolinės reakcijos sustoja.

Be slėgio, susidariusio šių reakcijų metu ir subalansavusio vidinę gravitaciją žvaigždės kūne, žvaigždė vėl pradeda trauktis, kaip ir anksčiau susiformavimo metu. Temperatūra ir slėgis vėl pakyla, bet, skirtingai nei protožvaigždės stadijoje, daug daugiau aukšto lygio. Žlugimas tęsiasi tol, kol maždaug 100 milijonų K temperatūroje prasideda termobranduolinės reakcijos, kuriose dalyvauja helis.

Termobranduolinis materijos „deginimas“, atnaujintas naujame lygyje, sukelia siaubingą žvaigždės išsiplėtimą. Žvaigždė „išsipučia“, tampa labai „laisva“, o jos dydis padidėja maždaug 100 kartų. Taip tampa žvaigždė, o helio degimo fazė trunka apie kelis milijonus metų. Beveik visi raudonieji milžinai yra kintamos žvaigždės.

Paskutiniai žvaigždžių evoliucijos etapai

Senos mažos masės žvaigždės

Šiuo metu tiksliai nežinoma, kas nutinka šviesioms žvaigždėms, kai jų šerdyje išsenka vandenilio atsargos. Kadangi Visatos amžius yra 13,7 milijardo metų, o to nepakanka vandenilio kuro atsargoms tokiose žvaigždėse išeikvoti, šiuolaikinės teorijos remiasi kompiuteriniu tokiose žvaigždėse vykstančių procesų modeliavimu.

Kai kurios žvaigždės gali sintetinti helią tik tam tikrose aktyviose zonose, sukeldamos nestabilumą ir stiprius žvaigždžių vėjus. Tokiu atveju planetinis ūkas nesusiformuoja, o žvaigždė tik išgaruoja, tapdama dar mažesnė už rudąją nykštukę.

Žvaigždė, kurios masė mažesnė nei 0,5 saulės, negali paversti helio net po to, kai jos šerdyje sustoja reakcijos, kuriose dalyvauja vandenilis - tokios žvaigždės masė yra per maža, kad suteiktų naują gravitacinio suspaudimo fazę iki tokio laipsnio, kad pakaktų „užsidegti“. helis Tarp šių žvaigždžių yra raudonosios nykštukės, tokios kaip Proxima Centauri, kurių pagrindinė seka yra nuo dešimčių milijardų iki dešimčių trilijonų metų. Nutrūkus termobranduolinėms reakcijoms jų šerdyje, jos, palaipsniui vėsdamos, ir toliau silpnai skleis elektromagnetinio spektro infraraudonųjų ir mikrobangų diapazonus.

Vidutinio dydžio žvaigždės

Kai žvaigždė pasiekia vidutinis dydis(nuo 0,4 iki 3,4 saulės masės) raudonosios milžiniškos fazės, jos šerdyje baigiasi vandenilis ir prasideda anglies sintezės iš helio reakcijos. Šis procesas vyksta aukštesnėje temperatūroje, todėl energijos srautas iš šerdies didėja ir dėl to išoriniai žvaigždės sluoksniai pradeda plėstis. Anglies sintezės pradžia naujas etapasžvaigždės gyvenime ir tęsiasi kurį laiką. Žvaigždei, panašaus dydžio į Saulę, šis procesas gali užtrukti apie milijardą metų.

Dėl skleidžiamos energijos kiekio pokyčių žvaigždė išgyvena nestabilumo periodus, įskaitant dydžio, paviršiaus temperatūros ir energijos išsiskyrimo pokyčius. Energijos išeiga pasislenka žemo dažnio spinduliuotės link. Visa tai lydi didėjantis masės praradimas dėl stipraus žvaigždžių vėjo ir intensyvaus pulsavimo. Šios fazės žvaigždės vadinamos „vėlyvo tipo žvaigždėmis“ (taip pat „išėjusiomis žvaigždėmis“), OH-IR žvaigždėmis arba į Mirą panašiomis žvaigždėmis, atsižvelgiant į jų tikslias charakteristikas. Išmestose dujose yra gana daug sunkiųjų elementų, susidarančių žvaigždės viduje, tokių kaip deguonis ir anglis. Dujos sudaro besiplečiantį apvalkalą ir toldamos nuo žvaigždės atvėsta, todėl gali susidaryti dulkių dalelės ir molekulės. Esant stipriai infraraudonajai spinduliuotei iš šaltinio žvaigždės, tokiuose apvalkaluose susidaro idealios sąlygos aktyvuotis kosminiams maseriams.

Helio termobranduolinės degimo reakcijos yra labai jautrios temperatūrai. Kartais tai sukelia didelį nestabilumą. Atsiranda stiprios pulsacijos, kurios dėl to išoriniams sluoksniams suteikia pakankamą pagreitį, kad jie būtų išmesti ir virstų planetiniu ūku. Tokio ūko centre lieka plikas žvaigždės šerdis, kurioje termobranduolinės reakcijos sustoja, o vėsdamas virsta helio baltąja nykštuke, kurios masė dažniausiai siekia iki 0,5-0,6 Saulės masės ir skersmuo. Žemės skersmens tvarka.

Netrukus po helio pliūpsnio anglis ir deguonis „užsidega“; kiekvienas iš šių įvykių sukelia rimtą žvaigždės kūno pertvarkymą ir greitą jos judėjimą pagal Hertzsprung-Russell diagramą. Žvaigždės atmosferos dydis dar labiau padidėja ir ji pradeda greitai netekti dujų sklaidant žvaigždžių vėjo srautus. Centrinės žvaigždės dalies likimas visiškai priklauso nuo jos pradinės masės – žvaigždės šerdis gali baigti evoliuciją taip:

• (mažos masės žvaigždės)
• kaip neutroninė žvaigždė (pulsaras), jei žvaigždės masė vėlesniuose evoliucijos etapuose viršija Chandrasekhar ribą
• kaip juodoji skylė, jei žvaigždės masė viršija Oppenheimerio – Volkovos ribą

Paskutinėse dviejose situacijose žvaigždės evoliucija baigiasi katastrofišku įvykiu – supernovos sprogimu.

Didžioji dauguma žvaigždžių, įskaitant Saulę, užbaigia savo evoliuciją susitraukdamos tol, kol išsigimusių elektronų slėgis subalansuos gravitaciją. Šioje būsenoje, kai žvaigždės dydis sumažėja šimtą kartų, o tankis tampa milijoną kartų didesnis už vandens tankį, žvaigždė vadinama baltąja nykštuke. Jis netenka energijos šaltinių ir, palaipsniui vėsdamas, tampa nematomas.

Žvaigždėse, masyvesnėse už Saulę, išsigimusių elektronų slėgis negali sustabdyti tolesnio šerdies suspaudimo, o elektronai pradeda „spausti“ į atomo branduolius, kurie protonus paverčia neutronais, tarp kurių nėra elektrostatinės atstūmimo jėgų. Ši materijos neutronizacija lemia tai, kad žvaigždės, kuri dabar iš tikrųjų yra vienas didžiulis atomo branduolys, dydis matuojamas keliais kilometrais, o jos tankis yra 100 milijonų kartų didesnis nei vandens tankis. Toks objektas vadinamas neutronine žvaigžde; jos pusiausvyrą palaiko išsigimusios neutroninės medžiagos slėgis.

Supermasyvios žvaigždės

Žvaigždei, kurios masė didesnė nei penkios Saulės masės, patekus į raudonąją supermilžinę stadiją, jos branduolys, veikiamas gravitacijos, pradeda trauktis. Didėjant suspaudimui, didėja temperatūra ir tankis, ir nauja seka termobranduolinės reakcijos. Tokiose reakcijose sintetinami vis sunkesni elementai: helis, anglis, deguonis, silicis ir geležis, kuri laikinai sulaiko šerdies žlugimą.

Dėl to, formuojantis vis sunkesniems periodinės lentelės elementams, geležis-56 sintetinama iš silicio. Šiame etape tolesnė egzoterminė termobranduolinė sintezė tampa neįmanoma, nes geležies-56 branduolys turi didžiausią masės defektą, o sunkesnių branduolių susidarymas išsiskiriant energijai yra neįmanomas. Todėl, kai žvaigždės geležinis šerdis pasiekia tam tikrą dydį, slėgis joje nebegali atlaikyti viršutinių žvaigždės sluoksnių svorio, o jos medžiagai neutronizavus įvyksta iš karto šerdies kolapsas.

Išstumia stiprios neutrinų srovės ir besisukantis magnetinis laukas daugumažvaigždės sukaupta medžiaga – vadinamieji sėjimo elementai, įskaitant geležį ir lengvesnius elementus. Išsklaidyta medžiaga bombarduojama iš žvaigždės šerdies išbėgančių neutronų, juos sugaudami ir taip sukurdami sunkesnių už geležį elementų rinkinį, įskaitant radioaktyviuosius, iki urano (o gal net ir kalifornio). Taigi supernovų sprogimai paaiškina sunkesnių už geležį elementų buvimą tarpžvaigždinėje medžiagoje, tačiau tai nėra vienintelis galimas jų susidarymo būdas, kurį, pavyzdžiui, demonstruoja technecio žvaigždės.

Sprogimo banga ir neutrinų purkštukai neša materiją iš mirštančios žvaigždės į tarpžvaigždinę erdvę. Vėliau ši supernovos medžiaga, vėsdama ir judėdama erdvėje, gali susidurti su kitu kosminiu „išgelbėjimu“ ir, galbūt, dalyvauti formuojant naujas žvaigždes, planetas ar palydovus.

Supernovos formavimosi metu vykstantys procesai vis dar tiriami ir kol kas aiškumo šiuo klausimu nėra. Taip pat abejotina, kas iš tikrųjų liko iš originalios žvaigždės. Tačiau svarstomos dvi galimybės: neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės.

Neutroninės žvaigždės

Yra žinoma, kad kai kuriose supernovose supermilžino gelmėse esanti stipri gravitacija verčia elektronus sugerti atomo branduolyje, kur jie susilieja su protonais ir sudaro neutronus. Šis procesas vadinamas neutronizacija. Elektromagnetinės jėgos, skiriančios šalia esančius branduolius, išnyksta. Dabar žvaigždės šerdį sudaro tankus atomo branduolių ir atskirų neutronų rutulys.
Tokios žvaigždės, žinomos kaip neutroninės žvaigždės, yra itin mažos – ne didesnės nei didelio miesto dydžio – ir jų tankis yra neįsivaizduojamai didelis. Mažėjant žvaigždės dydžiui (dėl kampinio impulso išsaugojimo) jų orbitos periodas tampa itin trumpas. Kai kurios neutroninės žvaigždės sukasi 600 kartų per sekundę. Kai kuriems iš jų kampas tarp spinduliuotės vektoriaus ir sukimosi ašies gali būti toks, kad Žemė patenka į šios spinduliuotės suformuotą kūgį; šiuo atveju galima įrašyti tam tikrais laiko intervalais pasikartojantį spinduliuotės impulsą, lygus laikotarpiuižvaigždžių cirkuliacija. Tokios neutroninės žvaigždės buvo vadinamos „pulsarais“ ir tapo pirmosiomis atrastomis neutroninėmis žvaigždėmis.

Juodosios skylės

Ne visos žvaigždės, perėjusios supernovos sprogimo fazę, tampa neutroninėmis žvaigždėmis. Jei žvaigždė turi pakankamai didelę masę, tada tokios žvaigždės žlugimas tęsis, o patys neutronai pradės kristi į vidų, kol jos spindulys taps mažesnis nei spindulysŠvarcšildas. Po to žvaigždė tampa juodąja skyle.

Juodųjų skylių egzistavimas buvo prognozuojamas bendroji teorija reliatyvumo. Pagal šią teoriją materija ir informacija negali palikti juodosios skylės jokiomis sąlygomis. Nepaisant to, kvantiniai efektai, tikriausiai venkite to, pavyzdžiui, Hokingo spinduliuotės pavidalu. Liko keletas atvirų klausimų. Visų pirma, iki šiol pagrindinis klausimas liko neatsakytas: „Ar apskritai yra juodųjų skylių? Juk norint tiksliai pasakyti, kad tam tikras objektas yra juodoji skylė, būtina stebėti jo įvykių horizontą. Tai neįmanoma vien tik apibrėžus horizontą, tačiau naudojant itin ilgą bazinę radijo interferometriją galima nustatyti metriką šalia objekto pagal dujų judėjimą ten, taip pat užfiksuoti greitą, milisekundžių skalės kintamumą žvaigždutėms. - masinės juodosios skylės. Šios viename objekte pastebėtos savybės turėtų įtikinamai įrodyti, kad stebimas objektas yra juodoji skylė.

Šiuo metu juodosios skylės yra prieinamos tik netiesioginiams stebėjimams. Taigi, stebint aktyvių galaktikų branduolių šviesumą, galima įvertinti objekto, ant kurio vyksta akrecija, masę. Taip pat objekto masę galima įvertinti pagal galaktikos sukimosi kreivę arba pagal žvaigždžių sukimosi dažnį arti objekto, naudojant virialinę teoremą. Kitas variantas – stebėti aktyvių galaktikų centrinio regiono dujų emisijos linijų profilį, leidžiantį nustatyti jos sukimosi greitį, kuris blazaruose siekia dešimtis tūkstančių kilometrų per sekundę. Daugelio galaktikų centro masė yra per didelė bet kokiam objektui, išskyrus supermasyvųjį. juodoji skylė. Yra objektų, ant kurių akivaizdžiai susikaupia medžiaga, tačiau specifinės smūginės bangos sukeltos spinduliuotės nepastebima. Iš to galime daryti išvadą, kad akrecija nesibaigia kietas paviršiusžvaigždžių, bet tiesiog patenka į labai didelio gravitacinio raudonojo poslinkio regionus, kur, anot šiuolaikinės idėjos ir remiantis duomenimis (2009), joks stacionarus objektas, išskyrus juodąją skylę, yra neįmanomas.

Žvaigždžių evoliucija yra žvaigždžių fizinių savybių, vidinės struktūros ir cheminės sudėties pasikeitimas laikui bėgant. Šiuolaikinė teorijažvaigždžių evoliucija gali paaiškinti bendra pažangažvaigždžių raida patenkinamai suderinama su astronominių stebėjimų duomenimis. Žvaigždės evoliucijos eiga priklauso nuo jos masės ir pradinės cheminės sudėties. Pirmosios kartos žvaigždės susidarė iš materijos, kurios sudėtį nulėmė kosmologinės sąlygos (apie 70 % vandenilio, 30 % helio, nereikšminga deuterio ir ličio priemaiša). Pirmosios kartos žvaigždžių evoliucijos metu sunkūs elementai, kurios buvo išmestos į tarpžvaigždinę erdvę dėl medžiagų nutekėjimo iš žvaigždžių arba žvaigždžių sprogimų metu. Vėlesnių kartų žvaigždės susidarė iš medžiagos, turinčios 3–4% sunkiųjų elementų.

Žvaigždės gimimas – tai objekto, kurio spinduliavimą palaiko jo paties energijos šaltiniai, susidarymas. Žvaigždžių formavimosi procesas tęsiasi nenutrūkstamai ir tęsiasi iki šiol.

Norint paaiškinti megapasaulio struktūrą, svarbiausia gravitacinė sąveika. Dujų ir dulkių ūkuose, veikiant gravitacinėms jėgoms, susidaro nestabilūs nehomogeniškumas, dėl kurio difuzinė medžiaga skyla į kondensaciją. Jei tokie kondensatai išlieka pakankamai ilgai, laikui bėgant jie virsta žvaigždėmis. Svarbu pažymėti, kad gimimo procesas vyksta ne pagal atskirą žvaigždę, o iš žvaigždžių asociacijų. Susiformavo dujų korpusai traukia vienas kitą, bet nebūtinai susijungia į vieną didžiulį kūną. Paprastai jie pradeda suktis vienas kito atžvilgiu, ir išcentrinės jėgosŠis judesys atsveria traukos jėgas, vedančias į tolesnę koncentraciją.

Jaunos žvaigždės yra tos, kurios vis dar yra pradinio gravitacinio suspaudimo stadijoje. Temperatūra tokių žvaigždžių centre dar nėra pakankama termobranduolinėms reakcijoms įvykti. Žvaigždžių švytėjimas atsiranda tik dėl gravitacinės energijos pavertimo šiluma. Gravitacinis suspaudimas yra pirmasis žvaigždžių evoliucijos etapas. Tai veda prie centrinės žvaigždės zonos įkaitinimo iki temperatūros, kurioje prasideda termobranduolinė reakcija (10–15 mln. K) – vandenilio pavertimas heliu.

Milžiniška žvaigždžių skleidžiama energija susidaro dėl žvaigždžių viduje vykstančių branduolinių procesų. Žvaigždės viduje generuojama energija leidžia jai milijonus ir milijardus metų skleisti šviesą ir šilumą. Pirmą kartą prielaidą, kad žvaigždžių energijos šaltinis yra termobranduolinės helio sintezės iš vandenilio reakcijos, 1920 m. iškėlė anglų astrofizikas A. S. Eddingtonas. Žvaigždžių viduje galimos dviejų tipų termobranduolinės reakcijos, kuriose dalyvauja vandenilis, vadinamos vandenilio (protono-protono) ir anglies (anglies-azoto) ciklais. Pirmuoju atveju reakcijai įvykti reikalingas tik vandenilis, taip pat būtinas anglies buvimas, kuris veikia kaip katalizatorius. Pradinė medžiaga Naudojami protonai, iš kurių dėl branduolių sintezės susidaro helio branduoliai.

Kadangi keturiems protonams transformavus į helio branduolį susidaro du neutrinai, Saulės gelmėse kas sekundę susidaro 1,8∙1038 neutrinai. Neutrinai silpnai sąveikauja su medžiaga ir turi didelę prasiskverbimo galią. Praėję per didžiulį saulės medžiagos storį, neutrinai išsaugo visą informaciją, kurią gavo termobranduolinėse reakcijose Saulės gelmėse. Saulės neutrinų, krintančių ant Žemės paviršiaus, srauto tankis yra 6,6∙10 10 neutrinų 1 cm 2 per 1 s. Matuojant į Žemę krintančių neutrinų srautą, galima spręsti apie Saulės viduje vykstančius procesus.

Taigi, daugumos žvaigždžių energijos šaltinis yra vandenilio termobranduolinės reakcijos centrinė zonažvaigždės. Dėl termobranduolinės reakcijos energijos srautas į išorę atsiranda spinduliuotės pavidalu plačiu dažnių (bangos ilgių) diapazonu. Spinduliuotės ir materijos sąveika lemia pastovią pusiausvyros būseną: išorinės spinduliuotės slėgį subalansuoja gravitacijos slėgis. Tolesnis žvaigždės suspaudimas sustoja pakankamas kiekis energijos. Ši būsena yra gana stabili, o žvaigždės dydis išlieka pastovus. Vandenilis yra pagrindinė kosminės medžiagos sudedamoji dalis ir svarbiausia branduolinio kuro rūšis. Žvaigždės vandenilio atsargos trunka milijardus metų. Tai paaiškina, kodėl žvaigždės yra tokios stabilios ilgą laiką. Kol neišdega visas vandenilis centrinėje zonoje, žvaigždės savybės mažai keičiasi.

Vandenilio perdegimo laukas centrinėje žvaigždės zonoje sudaro helio šerdį. Vandenilio reakcijos ir toliau vyksta, bet tik plonu sluoksniu šalia šerdies paviršiaus. Branduolinės reakcijos persikelia į žvaigždės periferiją. Žvaigždės struktūra šiame etape aprašoma modeliais su sluoksniuotu energijos šaltiniu. Perdegusi šerdis pradeda trauktis, o išorinis apvalkalas pradeda plėstis. Korpusas išsipučia iki didžiulių dydžių, išorinė temperatūra tampa žema. Žvaigždė patenka į raudonojo milžino sceną. Nuo šios akimirkos žvaigždės gyvenimas pradeda nykti. Raudonieji milžinai yra skirtingi žemos temperatūros ir didžiuliai dydžiai (nuo 10 iki 1000 R c). Vidutinis tankis juose esanti medžiaga nesiekia 0,001 g/cm 3 . Jų šviesumas šimtus kartų didesnis už Saulės šviesumą, tačiau temperatūra daug žemesnė (apie 3000 - 4000 K).

Manoma, kad mūsų Saulė, pereidama į raudonojo milžino stadiją, gali tiek padidėti, kad užpildo Merkurijaus orbitą. Tiesa, po 8 milijardų metų Saulė taps raudonuoju milžinu.

Raudonajam milžinui būdinga žema išorės temperatūra, bet labai aukšta vidinė temperatūra. Jam didėjant, į termobranduolines reakcijas įtraukiami vis sunkesni branduoliai. 150 milijonų K temperatūroje prasideda helio reakcijos, kurios yra ne tik energijos šaltinis, bet jų metu vyksta sunkesnių cheminių elementų sintezė. Po anglies susidarymo žvaigždės helio šerdyje galimos šios reakcijos:

Reikia pažymėti, kad kito sunkesnio branduolio sintezei reikia vis daugiau didelės energijos. Iki to laiko, kai susidaro magnis, visas žvaigždės šerdyje esantis helis išsenka, o tam, kad būtų įmanomos tolesnės branduolinės reakcijos, žvaigždė turi vėl susitraukti ir pakilti jos temperatūra. Tačiau tai įmanoma ne visoms žvaigždėms, tik didelėms, kurių masė Saulės masę viršija daugiau nei 1,4 karto (vadinamoji Chandrasekhar riba). Mažesnės masės žvaigždėse reakcijos baigiasi magnio susidarymo stadijoje. Žvaigždėse, kurių masė viršija Chandrasekhar ribą, dėl gravitacinio suspaudimo temperatūra pakyla iki 2 milijardų laipsnių, reakcijos tęsiasi, susidaro sunkesni elementai – iki geležies. Elementai, sunkesni už geležį, susidaro sprogstant žvaigždėms.

Dėl didėjančio slėgio, pulsacijų ir kitų procesų raudonasis milžinas nuolat praranda medžiagą, kuri žvaigždžių vėjo pavidalu išmetama į tarpžvaigždinę erdvę. Kai vidiniai termobranduolinės energijos šaltiniai visiškai išsenka, tolesnis likimasžvaigždės masė priklauso nuo jos masės.

Žvaigždė, kurios masė mažesnė nei 1,4 saulės masės, patenka į pastovi būsena su labai dideliu tankiu (šimtai tonų 1 cm 3). Tokios žvaigždės vadinamos baltosiomis nykštukėmis. Raudonąjį milžiną paversdama baltąja nykštuke, rasė gali nusimesti savo išorinius sluoksnius kaip lengvas apvalkalas, atskleisdamas šerdį. Dujų apvalkalas ryškiai šviečia veikiamas galingos žvaigždės spinduliuotės. Taip susidaro planetiniai ūkai. Esant dideliam medžiagos tankiui baltosios nykštukės viduje elektroniniai apvalkalai atomai sunaikinami, o žvaigždės medžiaga yra elektronų-branduolinė plazma, o jos elektroninis komponentas yra išsigimęs elektronų dujos. Baltosios nykštukės yra pusiausvyros būsenoje dėl jėgų lygybės tarp gravitacijos (suspaudimo koeficientas) ir išsigimusių dujų slėgio žvaigždės žarnyne (išsiplėtimo koeficientas). Baltosios nykštukės gali egzistuoti milijardus metų.

Žvaigždės šiluminės atsargos palaipsniui senka, žvaigždė lėtai vėsta, o tai lydi žvaigždės apvalkalo išstūmimas į tarpžvaigždinę erdvę. Žvaigždė pamažu keičia spalvą iš baltos į geltoną, paskui į raudoną, galiausiai nustoja skleisti, tampa mažu negyvu objektu, mirusiu šalta žvaigždė, kurios matmenys yra mažesni už Žemės dydį, o masė yra panaši į Saulės masę. Tokios žvaigždės tankis yra milijardus kartų didesnis tankis vandens. Tokios žvaigždės vadinamos juodosiomis nykštukais. Taip dauguma žvaigždžių baigia savo egzistavimą.

Kai žvaigždės masė yra didesnė nei 1,4 Saulės masės, stacionari žvaigždės būsena yra be vidinių šaltinių energijos tampa neįmanoma, nes slėgis žvaigždės viduje negali subalansuoti gravitacijos jėgos. Prasideda gravitacinis kolapsas – materijos suspaudimas link žvaigždės centro, veikiant gravitacinėms jėgoms.

Jei dalelių atstūmimas ir kitos priežastys sustabdo žlugimą, tada įvyksta galingas sprogimas – supernovos sprogimas, kai į aplinkinę erdvę išmetama nemaža medžiagos dalis ir susidaro dujų ūkai. Pavadinimą pasiūlė F. Zwicky 1934 m. Supernovos sprogimas yra vienas iš tarpinių žvaigždžių evoliucijos etapų prieš joms virsstant baltosiomis nykštukėmis, neutroninėmis žvaigždėmis ar juodosiomis skylėmis. Sprogimo metu išsiskiria 10 43 ─ 10 44 J energija, kurios spinduliuotės galia yra 10 34 W. Tokiu atveju žvaigždės ryškumas per kelias dienas padidėja dešimtimis dydžių. Supernovos šviesumas gali viršyti visos galaktikos, kurioje ji sprogo, šviesumą.

Supernovos sprogimo metu susidaręs dujų ūkas iš dalies susideda iš sprogimo išmestų elementų. viršutiniai sluoksniaižvaigždžių, o iš dalies – iš tarpžvaigždinės materijos, sutankintos ir įkaitintos dėl išsibarsčiusių sprogimo produktų. Garsiausias dujų ūkas yra Tauro žvaigždyne esantis Krabo ūkas – 1054 metų supernovos liekana. Jaunos supernovos liekanos plečiasi 10-20 tūkst. km/s greičiu. Besiplečiančio apvalkalo susidūrimas su nejudančiomis tarpžvaigždinėmis dujomis sukuria smūginę bangą, kurios metu dujos įkaista iki milijonų kelvinų ir tampa rentgeno spinduliuotės šaltiniu. Smūgio bangos sklidimas dujose sukelia greitai įkrautų dalelių atsiradimą ( kosminiai spinduliai), kurie, judėdami tos pačios bangos suspaustame ir sustiprintame tarpžvaigždiniame magnetiniame lauke, skleidžia radijo diapazone.

Astronomai užfiksavo supernovų sprogimus 1054, 1572, 1604 m. 1885 metais Andromedos ūke buvo pastebėta supernova. Jo spindesys pranoko visos galaktikos spindesį ir pasirodė 4 milijardus kartų stipresnis už Saulės spindesį.

Iki 1980 m. buvo atrasta daugiau nei 500 supernovų sprogimų, tačiau mūsų galaktikoje nebuvo pastebėtas nė vienas. Astrofizikai apskaičiavo, kad mūsų galaktikoje supernovos sprogsta 10 milijonų metų prie pat Saulės. Vidutiniškai kas 30 metų metagalaktikoje įvyksta supernovos sprogimas.

Kosminės spinduliuotės dozės Žemėje gali viršyti įprastą lygį 7000 kartų. Tai sukels rimtų gyvų organizmų mutacijų mūsų planetoje. Kai kurie mokslininkai staigią dinozaurų mirtį aiškina taip.

Dalis sprogstančios supernovos masės gali likti supertankaus kūno – neutroninės žvaigždės arba juodosios skylės – pavidalu. Neutroninių žvaigždžių masė yra (1,4 – 3) M s, skersmuo apie 10 km. Neutroninės žvaigždės tankis yra labai didelis, didesnis už atomų branduolių tankį ─ 10 15 g/cm 3 . Didėjant suspaudimui ir slėgiui, tampa įmanoma elektronų absorbcijos reakcija protonais Dėl to visa žvaigždės medžiaga bus sudaryta iš neutronų. Žvaigždės neutronizavimą lydi galingas neutrino spinduliuotės pliūpsnis. Supernovos sprogimo SN1987A metu neutrino sprogimo trukmė buvo 10 s, o visų neutrinų nunešta energija siekė 3∙10 46 J. Neutroninės žvaigždės temperatūra siekia 1 milijardą K. Neutroninės žvaigždės labai greitai atvėsta, jų šviesumas susilpnėja. Bet jie intensyviai skleidžia radijo bangas siauru kūgiu magnetinės ašies kryptimi. Žvaigždės, kurių magnetinė ašis nesutampa su sukimosi ašimi, pasižymi radijo spinduliuote pasikartojančių impulsų pavidalu. Štai kodėl neutroninės žvaigždės vadinamos pulsarais. Pirmieji pulsarai buvo atrasti 1967 m. Spinduliavimo pulsacijų dažnis, nustatomas pagal pulsaro sukimosi greitį, yra nuo 2 iki 200 Hz, kas rodo jų mažumą. Pavyzdžiui, Krabo ūko pulsaro impulsų emisijos periodas yra 0,03 s. Šiuo metu žinoma šimtai neutroninių žvaigždžių. Neutroninė žvaigždė gali pasirodyti dėl vadinamojo „tylaus žlugimo“. Jei baltoji nykštukė patenka į arti esančių žvaigždžių dvejetainę sistemą, tada akrecijos reiškinys įvyksta, kai materija iš kaimyninės žvaigždės teka ant baltosios nykštukės. Baltosios nykštukės masė auga ir tam tikru momentu viršija Chandrasekhar ribą. Baltoji nykštukė virsta neutronine žvaigžde.

Jei galutinė baltosios nykštukės masė viršija 3 saulės mases, tada išsigimusių neutronų būsena yra nestabili ir gravitacinis susitraukimas tęsiasi tol, kol susidaro objektas, vadinamas juodąja skyle. Sąvoką „juodoji skylė“ įvedė J. Wheeleris 1968 m. Tačiau tokių objektų idėja kilo keliais šimtmečiais anksčiau, 1687 m. I. Newtonui atradus visuotinės gravitacijos dėsnį. 1783 metais J. Mitchellas pasiūlė, kad gamtoje turėtų egzistuoti tamsios žvaigždės, kurių gravitacinis laukas yra toks stiprus, kad šviesa iš jų negali ištrūkti. 1798 metais tą pačią mintį išsakė P. Laplasas. 1916 m. fizikas Schwarzschildas, spręsdamas Einšteino lygtis, priėjo prie išvados apie neįprastų savybių objektų, vėliau vadinamų juodosiomis skylėmis, egzistavimo galimybę. Juodoji skylė yra erdvės sritis, kurioje gravitacinis laukas yra toks stiprus, kad antrasis pabėgimo greitisšioje srityje esantiems kūnams turi viršyti šviesos greitį, t.y. Niekas negali išskristi iš juodosios skylės – nei dalelės, nei radiacija. Pagal bendrąją reliatyvumo teoriją būdingą juodosios skylės dydį lemia gravitacinis spindulys: R g =2GM/c 2, kur M – objekto masė, c – šviesos greitis vakuume, G yra gravitacinė konstanta. Žemės gravitacinis spindulys yra 9 mm, Saulės - 3 km. Regiono, už kurio šviesa neišeina, riba vadinama juodosios skylės įvykių horizontu. Besisukančios juodosios skylės turi mažesnį įvykių horizonto spindulį. gravitacinis spindulys. Ypač įdomi galimybė, kad juodoji skylė užfiksuotų kūnus, atvykstančius iš begalybės.

Teorija leidžia egzistuoti juodąsias skyles, kurių masė 3–50 Saulės masių, susidariusių vėlyvuose masyvių žvaigždžių, kurių masė didesnė nei 3 Saulės masės, evoliucijos stadijose, supermasyvias juodąsias skyles galaktikų, sveriančių milijonus, branduoliuose ir milijardai Saulės masių, pirminės (reliktinės) juodosios skylės, susidariusios ankstyvosiose Visatos evoliucijos stadijose. Reliktinės juodosios skylės, sveriančios daugiau nei 10 15 g (masė vidurio kalnasŽemėje) dėl juodųjų skylių kvantinio garavimo mechanizmo, kurį pasiūlė S. W.

Astronomai aptinka juodąsias skyles galingais rentgeno spinduliuotė. Tokio tipo žvaigždžių pavyzdys yra galingas rentgeno šaltinis Cygnus X-1, kurio masė viršija 10 M s. Juodosios skylės dažnai atsiranda rentgeno dvejetuose žvaigždžių sistemos Oi. Tokiose sistemose jau buvo atrasta dešimtys žvaigždžių masės juodųjų skylių (m juodųjų skylių = 4-15 M s). Remiantis gravitacinio lęšio poveikiu, buvo aptiktos kelios pavienės žvaigždžių masės juodosios skylės (m juodųjų skylių = 6-8 M s). Esant sandarumui dviguba žvaigždė Stebimas akrecijos reiškinys - plazmos srautas nuo paprastos žvaigždės paviršiaus, veikiamas gravitacinių jėgų, į juodąją skylę. Į juodąją skylę įtekanti medžiaga turi kampinį impulsą. Todėl plazma aplink juodąją skylę sudaro besisukantį diską. Dujų temperatūra šiame sukančiame diske gali siekti 10 milijonų laipsnių. Esant tokiai temperatūrai, dujos skleidžia rentgeno spindulius. Iš šios spinduliuotės galima nustatyti buvimą ši vieta juodoji skylė.

Ypač įdomios yra supermasyvios juodosios skylės galaktikų branduoliuose. Remiantis mūsų Galaktikos centro rentgeno vaizdo, gauto naudojant CHANDRA palydovą, tyrimu, buvo nustatyta, kad yra supermasyvi juodoji skylė, kurios masė yra 4 milijonai kartų didesnė už Saulės masę. Naujausių tyrimų rezultatais amerikiečių astronomai atrado unikalią itin sunkią juodąją skylę, esančią labai tolimos galaktikos centre, kurios masė 10 milijardų kartų viršija Saulės masę. Kad pasiektų tokį neįsivaizduojamai milžinišką dydį ir tankį, juodoji skylė turėjo susiformuoti per daugelį milijardų metų, nuolat pritraukdama ir sugerdama medžiagą. Mokslininkai jo amžių vertina 12,7 milijardo metų, t.y. ji pradėjo formuotis maždaug po milijardo metų didysis sprogimas. Iki šiol galaktikų branduoliuose buvo aptikta daugiau nei 250 supermasyvių juodųjų skylių (m juodųjų skylių = (10 6 – 10 9) M s).

Su žvaigždžių evoliucija glaudžiai susijęs cheminių elementų kilmės klausimas. Jei vandenilis ir helis yra elementai, kurie išliko nuo ankstyvųjų besiplečiančios Visatos evoliucijos stadijų, tai sunkesni cheminiai elementai galėjo susidaryti tik žvaigždžių gelmėse vykstant termobranduolinėms reakcijoms. Žvaigždžių viduje termobranduolinės reakcijos gali pagaminti iki 30 cheminių elementų (įskaitant geležį).

Pagal fizinę būklę žvaigždes galima suskirstyti į normalias ir išsigimusias. Pirmieji daugiausia susideda iš mažo tankio medžiagų, jų gelmėse vyksta termobranduolinės sintezės reakcijos. Išsigimusios žvaigždės apima baltąsias nykštukes ir neutronines žvaigždes, kurios yra paskutinis žvaigždžių evoliucijos etapas. Sintezės reakcijos juose baigėsi, o pusiausvyrą palaiko kvantinis mechaninis išsigimusių fermionų poveikis: elektronai baltosiose nykštukėse ir neutronai neutroninėse žvaigždėse. Baltosios nykštukės, neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės susijungia bendras vardas„kompaktiški likučiai“.

Evoliucijos pabaigoje, priklausomai nuo masės, žvaigždė arba sprogsta, arba tyliau išmeta materiją, jau prisodrintą sunkiųjų cheminių elementų. Tokiu atveju susidaro likę periodinės lentelės elementai. Iš praturtintas sunkiais elementais tarpžvaigždinė terpė formuojasi kitos žvaigždžių kartos. Pavyzdžiui, Saulė yra antrosios kartos žvaigždė, susidariusi iš materijos, kuri jau buvo žvaigždžių žarnyne ir buvo prisodrinta sunkiųjų elementų. Todėl žvaigždžių amžių galima spręsti pagal jų cheminę sudėtį, nustatytą spektrine analize.

Kiekvienas iš mūsų bent kartą gyvenime pažvelgė į žvaigždėtą dangų. Kažkas žiūrėjo į šį grožį, išgyvendamas romantiškus jausmus, kitas bandė suprasti, iš kur visas šis grožis. Gyvybė erdvėje, skirtingai nei gyvybė mūsų planetoje, teka skirtingu greičiu. Laikas kosminėje erdvėje gyvena pagal savo kategorijas, atstumai ir dydžiai Visatoje yra milžiniški. Retai susimąstome apie tai, kad galaktikų ir žvaigždžių evoliucija nuolat vyksta prieš mūsų akis. Kiekvienas objektas didžiulėje erdvėje yra tam tikrų fizinių procesų rezultatas. Galaktikos, žvaigždės ir net planetos turi pagrindines vystymosi fazes.

Mūsų planeta ir mes visi priklausome nuo mūsų žvaigždės. Kiek ilgai Saulė mus džiugins savo šiluma, įkvėpdama gyvybės Saulės sistemai? Kas mūsų laukia ateityje po milijonų ir milijardų metų? Šiuo atžvilgiu įdomu daugiau sužinoti apie astronominių objektų evoliucijos etapus, iš kur atsiranda žvaigždės ir kaip baigiasi šių nuostabių šviesulių gyvenimas naktiniame danguje.

Žvaigždžių kilmė, gimimas ir evoliucija

Žvaigždžių ir planetų, gyvenančių mūsų Paukščių Tako galaktikoje ir visoje Visatoje, raida didžioji dalis buvo gerai ištirta. Erdvėje fizikos dėsniai yra nepajudinami ir padeda suprasti kosminių objektų kilmę. Šiuo atveju įprasta remtis Didžiojo sprogimo teorija, kuri dabar yra dominuojanti doktrina apie Visatos atsiradimo procesą. Įvykis, sukrėtęs visatą ir paskatinęs visatos susidarymą, pagal kosminius standartus yra žaibiškas. Kosmosui akimirkos praeina nuo žvaigždės gimimo iki jos mirties. Didžiuliai atstumai sukurti Visatos pastovumo iliuziją. Tolumoje įsiliepsnojanti žvaigždė mums šviečia milijardus metų, tuo metu jos gali nebelikti.

Galaktikos ir žvaigždžių evoliucijos teorija yra Didžiojo sprogimo teorijos plėtra. Žvaigždžių gimimo ir žvaigždžių sistemų atsiradimo doktrina išsiskiria tuo, kas vyksta, ir laiko rėmais, kuriuos, skirtingai nei visa Visata, galima stebėti. šiuolaikinėmis priemonėmis mokslas.

Studijuoja gyvavimo ciklasžvaigždės, naudodamiesi artimiausio mums šviesuolio pavyzdžiu. Saulė yra viena iš šimtų trilijonų žvaigždžių mūsų regėjimo lauke. Be to, numato atstumas nuo Žemės iki Saulės (150 mln. km). unikali galimybė tyrinėti objektą nepalikdamas saulės sistemos. Gauta informacija leis detaliai suprasti, kaip susidėlioja kitos žvaigždės, kaip greitai išsenka šie milžiniški šilumos šaltiniai, kokie yra žvaigždės vystymosi etapai ir kuo baigsis šis nuostabus gyvenimas – tylus ir blankus. arba putojantis, sprogus.

Po Didžiojo sprogimo smulkios dalelės susidarė tarpžvaigždiniai debesys, kurie tapo „gimdymo namais“ trilijonams žvaigždžių. Būdinga tai, kad visos žvaigždės gimė tuo pačiu metu dėl suspaudimo ir išsiplėtimo. Suspaudimas kosminių dujų debesyse įvyko veikiant jo paties gravitacijai ir panašiems procesams naujose kaimynystėje esančiose žvaigždėse. Išsiplėtimas atsirado dėl vidinio tarpžvaigždinių dujų slėgio ir magnetinių laukų įtakos dujų debesyje. Tuo pačiu metu debesis laisvai sukosi aplink savo masės centrą.

Po sprogimo susidariusius dujų debesis sudaro 98% atominio ir molekulinio vandenilio bei helio. Tik 2% šio masyvo sudaro dulkės ir kietos mikroskopinės dalelės. Anksčiau buvo manoma, kad bet kurios žvaigždės centre yra geležies šerdis, įkaitinta iki milijono laipsnių temperatūros. Būtent šis aspektas paaiškino milžinišką žvaigždės masę.

Konfrontacijoje fizinės jėgos vyravo suspaudimo jėgos, nes šviesa, atsirandanti dėl energijos išsiskyrimo, neprasiskverbia į dujų debesį. Šviesa kartu su dalimi išsiskiriančios energijos sklinda į išorę, sukurdama minusinę temperatūrą ir žemo slėgio zoną tankaus dujų kaupimosi viduje. Būdamos tokioje būsenoje, kosminės dujos greitai susitraukia, gravitacinių traukos jėgų įtaka lemia tai, kad dalelės pradeda formuoti žvaigždžių medžiagą. Kai dujos kaupiasi tankiai, dėl intensyvaus suspaudimo susidaro dujos žvaigždžių spiečius. Kai dujų debesies dydis yra mažas, dėl suspaudimo susidaro viena žvaigždė.

Trumpai aprašoma, kas vyksta, kad būsimoji žvaigždė pereina du etapus – greitą ir lėtą suspaudimą iki protožvaigždės būsenos. Paprasta ir suprantama kalba, greitas suspaudimas yra žvaigždžių materijos kritimas link protožvaigždės centro. Lėtas suspaudimas vyksta susidariusio protožvaigždės centro fone. Per ateinančius šimtus tūkstančių metų naujasis darinys mažėja, o jo tankis padidėja milijonus kartų. Palaipsniui protožvaigždė tampa nepermatoma dėl didelio tankiožvaigždžių materija, o vykstantis suspaudimas paleidžia vidinių reakcijų mechanizmą. Padidėjęs vidinis slėgis ir temperatūra lemia pačios būsimos žvaigždės svorio centro susidarymą.

Protožvaigždė tokioje būsenoje išlieka milijonus metų, pamažu skleisdama šilumą ir palaipsniui mažėdama, mažėdama. Dėl to išryškėja naujosios žvaigždės kontūrai, o jos materijos tankis tampa panašus į vandens tankį.

Vidutiniškai mūsų žvaigždės tankis yra 1,4 kg/cm3 – beveik tiek pat, kiek vandens tankis sūrioje Negyvojoje jūroje. Centre Saulės tankis yra 100 kg/cm3. Žvaigždžių materijos nėra skysta būsena, bet egzistuoja plazmos pavidalu.

Esant didžiuliam slėgiui ir maždaug 100 milijonų K temperatūrai, prasideda vandenilio ciklo termobranduolinės reakcijos. Suspaudimas sustoja, objekto masė didėja, kai gravitacinė energija virsta termobranduoliniu vandenilio degimu. Nuo šio momento nauja žvaigždė, skleidžianti energiją, pradeda prarasti masę.

Aukščiau aprašyta žvaigždžių formavimo versija yra tik primityvi diagrama, kuri apibūdina pradinis etapasžvaigždės evoliucija ir gimimas. Šiandien tokie procesai mūsų galaktikoje ir visoje Visatoje praktiškai nematomi dėl intensyvaus žvaigždžių medžiagos nykimo. Per visą sąmoningą mūsų Galaktikos stebėjimų istoriją buvo pastebėti tik pavieniai naujų žvaigždžių pasirodymai. Visatos mastu šis skaičius gali būti padidintas šimtus ir tūkstančius kartų.

Didžiąją savo gyvenimo dalį protožvaigždės nuo žmogaus akies yra slepiamos dulkėtu kiautu. Spinduliuotė iš šerdies gali būti stebima tik infraraudonaisiais spinduliais, o tai yra vienintelis būdas pamatyti žvaigždės gimimą. Pavyzdžiui, Oriono ūke 1967 m. astrofizikai atrado infraraudonųjų spindulių diapazoną. nauja žvaigždė, kurio spinduliavimo temperatūra buvo 700 Kelvino laipsnių. Vėliau paaiškėjo, kad protožvaigždžių gimtinė yra kompaktiški šaltiniai, egzistuojantys ne tik mūsų galaktikoje, bet ir kituose tolimuose Visatos kampeliuose. Be to infraraudonoji spinduliuotė Naujų žvaigždžių gimtinės pažymėtos intensyviais radijo signalais.

Studijų procesas ir žvaigždžių evoliucija

Visą žvaigždžių pažinimo procesą galima suskirstyti į kelis etapus. Pačioje pradžioje turėtumėte nustatyti atstumą iki žvaigždės. Informacija apie tai, kiek žvaigždė yra toli nuo mūsų ir kiek laiko iš jos sklinda šviesa, leidžia suprasti, kas su žvaigžde atsitiko per tą laiką. Po to, kai žmogus išmoko išmatuoti atstumą iki tolimų žvaigždžių, tapo aišku, kad žvaigždės yra tokios pat kaip saulės skirtingų dydžių ir su skirtingais likimais. Žinant atstumą iki žvaigždės, šviesos lygį ir skleidžiamos energijos kiekį galima atsekti žvaigždės termobranduolinės sintezės procesą.

Nustačius atstumą iki žvaigždės, spektrine analize galima apskaičiuoti žvaigždės cheminę sudėtį ir sužinoti jos struktūrą bei amžių. Dėl spektrografo atsiradimo mokslininkai turi galimybę ištirti žvaigždžių šviesos prigimtį. Šis prietaisas gali nustatyti ir išmatuoti žvaigždžių materijos dujų sudėtį, kurią turi žvaigždė skirtingi etapai jos egzistavimo.

Studijuoja spektrinė analizė Saulės ir kitų žvaigždžių energiją, mokslininkai padarė išvadą, kad žvaigždžių ir planetų evoliucija bendros šaknys. Visi kosminiai kūnai turi tą patį tipą, panašią cheminę sudėtį ir kilę iš tos pačios medžiagos, kuri atsirado po Didžiojo sprogimo.

Žvaigždžių medžiaga susideda iš tų pačių cheminių elementų (net geležies), kaip ir mūsų planeta. Vienintelis skirtumas yra tam tikrų elementų kiekis ir procesai, vykstantys Saulėje ir žemės skliaute. Tai išskiria žvaigždes nuo kitų Visatos objektų. Žvaigždžių kilmė taip pat turėtų būti nagrinėjama kitų kontekste fizinė disciplina- kvantinė mechanika. Pagal šią teoriją, žvaigždžių materiją apibrėžianti medžiaga susideda iš nuolat besidalijančių atomų ir elementariosios dalelės sukurti savo mikrokosmosą. Šioje šviesoje įdomi žvaigždžių struktūra, sudėtis, struktūra ir evoliucija. Kaip paaiškėjo, didžiąją mūsų žvaigždės ir daugelio kitų žvaigždžių masės dalį sudaro tik du elementai - vandenilis ir helis. Teorinis modelis, aprašantis žvaigždės sandarą, leis suprasti jų sandarą ir pagrindinį skirtumą nuo kitų kosminių objektų.

Pagrindinis bruožas yra tas, kad daugelis Visatoje esančių objektų turi tam tikrą dydį ir formą, o žvaigždė gali keisti dydį besivystant. Karštos dujos yra laisvai tarpusavyje sujungtų atomų derinys. Praėjus milijonams metų po žvaigždės susidarymo, paviršinis žvaigždžių medžiagos sluoksnis pradeda vėsti. Žvaigždė didžiąją dalį savo energijos atiduoda į kosmosą, mažėja arba didėja. Šiluma ir energija perduodama iš žvaigždės vidaus į paviršių, o tai turi įtakos spinduliavimo intensyvumui. Kitaip tariant, ta pati žvaigždė skirtingi laikotarpiai jo egzistavimas atrodo kitaip. Termobranduoliniai procesai, pagrįsti vandenilio ciklo reakcijomis, prisideda prie lengvųjų vandenilio atomų pavertimo sunkesniais elementais - heliu ir anglimi. Astrofizikų ir branduolinės energetikos mokslininkų teigimu, tokia termobranduolinė reakcija yra pati efektyviausia pagal sukuriamos šilumos kiekį.

Kodėl termobranduolinė branduolio sintezė nesibaigia tokio reaktoriaus sprogimu? Reikalas tas, kad jame esančios gravitacinio lauko jėgos gali išlaikyti žvaigždžių medžiagą stabilizuotame tūryje. Iš to galime padaryti nedviprasmišką išvadą: bet kuri žvaigždė yra masyvus kūnas, kuri išlaiko savo dydį dėl pusiausvyros tarp gravitacijos jėgų ir termobranduolinių reakcijų energijos. Rezultatas toks tobulas natūralus modelis yra šilumos šaltinis, galintis veikti ilgą laiką. Manoma, kad pirmosios gyvybės formos Žemėje atsirado prieš 3 milijardus metų. Saulė tais tolimais laikais šildė mūsų planetą taip pat, kaip ir dabar. Vadinasi, mūsų žvaigždė mažai pasikeitė, nepaisant to, kad išskiriamos šilumos ir saulės energijos mastai kolosalūs – kas sekundę daugiau nei 3-4 mln.

Nesunku suskaičiuoti, kiek svorio mūsų žvaigždė numetė per savo gyvavimo metus. Tai bus didžiulė figūra, tačiau dėl didžiulės masės ir didelio tankio tokie nuostoliai Visatos mastu atrodo nereikšmingi.

Žvaigždžių evoliucijos etapai

Žvaigždės likimas priklauso nuo pradinės žvaigždės masės ir jos cheminės sudėties. Nors pagrindinės vandenilio atsargos yra sutelktos šerdyje, žvaigždė išlieka vadinamojoje pagrindinėje sekoje. Kai tik pastebima žvaigždės dydžio didėjimo tendencija, tai reiškia, kad pagrindinis termobranduolinės sintezės šaltinis išdžiūvo. Prasidėjo ilgas galutinis dangaus kūno virsmo kelias.

Visatoje susiformavę šviestuvai iš pradžių skirstomi į tris dažniausiai pasitaikančius tipus:

• normalios žvaigždės (geltonosios nykštukės);
• nykštukinės žvaigždės;
• milžiniškos žvaigždės.

Mažos masės žvaigždės (nykštukės) lėtai degina savo vandenilio atsargas ir gyvena gana ramiai.

Tokių žvaigždžių Visatoje yra dauguma, o mūsų žvaigždė, geltonoji nykštukė, yra viena iš jų. Prasidėjus senatvei geltonasis nykštukas tampa raudonuoju milžinu arba supermilžinu.

Remiantis žvaigždžių atsiradimo teorija, žvaigždžių formavimosi procesas Visatoje nesibaigė. Labiausiai ryškios žvaigždės mūsų galaktikoje yra ne tik didžiausi, palyginti su Saule, bet ir jauniausi. Astrofizikai ir astronomai tokias žvaigždes vadina mėlynosiomis supermilžinėmis. Galų gale jų laukia toks pat likimas, kaip ir trilijonus kitų žvaigždžių. Pirmiausia yra greitas gimimas, puikus ir karštas gyvenimas, po kurio ateina lėto irimo laikotarpis. Saulės dydžio žvaigždės turi ilgą gyvavimo ciklą, būdamos pagrindinėje sekoje (jos vidurinėje dalyje).

Remdamiesi duomenimis apie žvaigždės masę, galime tai daryti evoliucinis kelias plėtra. Aiški šios teorijos iliustracija yra mūsų žvaigždės evoliucija. Niekas netrunka amžinai. Dėl termobranduolinės sintezės vandenilis virsta heliu, todėl jo pirminės atsargos sunaudojamos ir sumažinamos. Kada nors, ne labai greitai, šios atsargos baigsis. Sprendžiant iš to, kad mūsų Saulė ir toliau šviečia daugiau nei 5 milijardus metų, nekeičiant dydžio, brandaus amžiausžvaigždės gali išlikti maždaug tiek pat.

Vandenilio atsargų išeikvojimas lems tai, kad, veikiant gravitacijai, saulės šerdis pradės greitai trauktis. Šerdies tankis taps labai didelis, dėl to termobranduoliniai procesai persikels į sluoksnius, esančius šalia šerdies. Tokia būsena vadinama kolapsu, kurį gali sukelti termobranduolinės reakcijos viršutiniuose žvaigždės sluoksniuose. Dėl to aukšto slėgio suveikia termobranduolinės reakcijos, kuriose dalyvauja helis.

Vandenilio ir helio atsargų šioje žvaigždės dalyje pakaks milijonams metų. Netrukus išeikvojus vandenilio atsargas padidės radiacijos intensyvumas, padidės apvalkalo dydis ir pačios žvaigždės dydis. Dėl to mūsų Saulė taps labai didelė. Jei įsivaizduosite šį paveikslą po dešimčių milijardų metų, tada vietoj akinančio ryškaus disko danguje kabės karštas raudonas milžiniško dydžio diskas. Raudonieji milžinai yra natūrali žvaigždės evoliucijos fazė, jos perėjimo būsena į kintamų žvaigždžių kategoriją.

Dėl šios transformacijos atstumas nuo Žemės iki Saulės sumažės, todėl Žemė pateks į Saulės vainiko įtakos zoną ir pradės joje „kepti“. Temperatūra planetos paviršiuje padidės dešimt kartų, o tai lems atmosferos išnykimą ir vandens išgaravimą. Dėl to planeta pavirs negyva uolėta dykuma.

Paskutiniai žvaigždžių evoliucijos etapai

Įprasta žvaigždė, pasiekusi raudonojo milžino fazę, veikiama gravitacinių procesų tampa balta nykštuke. Jei žvaigždės masė yra maždaug lygi mūsų Saulės masei, visi pagrindiniai procesai joje vyks ramiai, be impulsų ar sprogstamųjų reakcijų. Baltasis nykštukas ilgai mirs, sudegs iki žemės.

Tais atvejais, kai žvaigždės masė iš pradžių buvo didesnė nei 1,4 karto už Saulę, baltoji nykštukė nebus paskutinė stadija. Didelė masė žvaigždės viduje, žvaigždžių medžiagos tankinimo procesai ant atomo, molekulinis lygis. Protonai virsta neutronais, žvaigždės tankis didėja, jos dydis sparčiai mažėja.

Mokslui žinomų neutroninių žvaigždžių skersmuo yra 10-15 km. Tokio mažo dydžio neutroninė žvaigždė turi milžinišką masę. Vienas kubinis centimetrasžvaigždžių medžiaga gali sverti milijardus tonų.

Jei iš pradžių turėjome reikalų su didelės masės žvaigžde, paskutinis etapas evoliucija įgauna kitas formas. Masyvios žvaigždės likimas yra juodoji skylė – objektas, kurio prigimtis neištirta ir nenuspėjamas elgesys. Didžiulė žvaigždės masė prisideda prie gravitacinių jėgų padidėjimo, skatinančių suspaudimo jėgas. Šio proceso pristabdyti neįmanoma. Materijos tankis didėja tol, kol tampa begalinis, sudarydamas vienaskaitos erdvę (Einšteino reliatyvumo teorija). Tokios žvaigždės spindulys ilgainiui taps lygus nuliui, tampa juodąja skyle kosmose. Juodųjų skylių būtų žymiai daugiau, jei didžiąją erdvės dalį užimtų masyvios ir supermasyvios žvaigždės.

Reikėtų pažymėti, kad kai raudonasis milžinas virsta neutronine žvaigžde arba juodąja skyle, Visata gali patirti unikalus reiškinys— naujo kosminio objekto gimimas.

Supernovos gimimas yra pats įspūdingiausias paskutinis etapasžvaigždžių evoliucija. Čia veikia natūralus gamtos dėsnis: nutrūkus vieno kūno egzistavimui, atsiranda nauja gyvybė. Tokio ciklo laikotarpis kaip supernovos gimimas daugiausia susijęs su masyviomis žvaigždėmis. Išnaudotos vandenilio atsargos lemia, kad į termobranduolinės sintezės procesą įtraukiamas helis ir anglis. Dėl šios reakcijos slėgis vėl didėja, o žvaigždės centre susidaro geležinė šerdis. Veikiamas stiprių gravitacinių jėgų masės centras pasislenka į centrinę žvaigždės dalį. Šerdis tampa tokia sunki, kad negali atsispirti savo gravitacijai. Dėl to prasideda greitas šerdies plėtimasis, dėl kurio akimirksniu įvyksta sprogimas. Supernovos gimimas yra sprogimas, smūgio banga monstriška jėga, ryškus blyksnis didžiulėse Visatos platybėse.

Reikėtų pažymėti, kad mūsų Saulė nėra masyvi žvaigždė, todėl panašus likimas jai negresia, ir mūsų planeta neturėtų bijoti tokios baigties. Daugeliu atvejų supernovų sprogimai įvyksta tolimose galaktikose, todėl jie retai aptinkami.

Apibendrinant

Žvaigždžių evoliucija yra procesas, kuris tęsiasi dešimtis milijardų metų. Mūsų idėja apie vykstančius procesus yra tik matematinis ir fizinis modelis, teorija. Žemiškas laikas yra tik akimirka didžiuliame laiko cikle, kuriame gyvena mūsų Visata. Galime tik stebėti, kas nutiko prieš milijardus metų, ir įsivaizduoti, su kuo gali susidurti vėlesnės žemiečių kartos.

Jei turite klausimų, palikite juos komentaruose po straipsniu. Mes arba mūsų lankytojai mielai į juos atsakys