Trumpai apie žvaigždės gyvenimo etapus. Žvaigždžių evoliucija tiksliojo mokslo ir reliatyvumo teorijos požiūriu

Termobranduolinė sintezė žvaigždžių viduje

Šiuo metu žvaigždžių, kurių masė didesnė nei 0,8 Saulės masės, šerdis tampa permatoma spinduliuotei, o šerdyje vyrauja spinduliuotės energijos perdavimas, o apvalkalas viršuje išlieka konvekcinis. Niekas tiksliai nežino, kaip mažesnės masės žvaigždės patenka į pagrindinę seką, nes laikas, kurį šios žvaigždės praleidžia jaunoje kategorijoje, viršija Visatos amžių. Visos mūsų idėjos apie šių žvaigždžių evoliuciją yra pagrįstos skaitiniais skaičiavimais.

Žvaigždei susitraukiant pradeda didėti išsigimusių elektronų dujų slėgis, o esant tam tikram žvaigždės spinduliui, šis slėgis sustabdo centrinės temperatūros kilimą, o vėliau pradeda ją mažinti. O mažesnėms nei 0,08 žvaigždėms tai tampa lemtinga: branduolinių reakcijų metu išsiskiriančios energijos niekada nepakaks padengti radiacijos išlaidoms. Tokios sub-žvaigždės vadinamos rudosiomis nykštukėmis, o jų likimas yra nuolatinis suspaudimas, kol išsigimusių dujų slėgis jį sustabdo, o vėliau laipsniškas aušinimas sustojus visoms branduolinėms reakcijoms.

Jaunos vidutinės masės žvaigždės

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.

Šio tipo objektai siejami su vadinamaisiais. Ae\Be Herbit žvaigždės su netaisyklingais B-F5 spektrinio tipo kintamaisiais. Jie taip pat turi bipolinius reaktyvinius diskus. Ištekėjimo greitis, šviesumas ir efektyvi temperatūra yra žymiai didesni nei τ Jautis, todėl jie efektyviai šildo ir išsklaido protožvaigždinio debesies likučius.

Jaunos žvaigždės, kurių masė didesnė nei 8 Saulės masės

Tiesą sakant, tai jau normalios žvaigždės. Kol hidrostatinės šerdies masė kaupėsi, žvaigždė sugebėjo peršokti visas tarpines stadijas ir įkaitinti branduolines reakcijas tiek, kad jos kompensavo nuostolius dėl radiacijos. Šioms žvaigždėms masės ir šviesumo nutekėjimas yra toks didelis, kad ne tik sustabdo likusių išorinių regionų griūtį, bet ir stumia juos atgal. Taigi gautos žvaigždės masė yra pastebimai mažesnė už protožvaigždinio debesies masę. Greičiausiai tai paaiškina, kad mūsų galaktikoje nėra daugiau nei 100–200 kartų už Saulės masę viršijančių žvaigždžių.

Žvaigždės gyvenimo ciklas vidurio

Tarp susiformavusių žvaigždžių yra didžiulė spalvų ir dydžių įvairovė. Jų spektrinis tipas svyruoja nuo karštai mėlynos iki šaltai raudonos, o masė – nuo 0,08 iki daugiau nei 200 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. Kalbame ne apie fizinį žvaigždės judėjimą – tik apie jos padėtį nurodytoje diagramoje, priklausomai nuo žvaigždės parametrų. Tai yra, mes iš tikrųjų kalbame tik apie žvaigždės parametrų keitimą.

Kas atsitiks toliau, priklauso nuo žvaigždės masės.

Vėlesni metai ir žvaigždžių mirtis

Senos mažos masės žvaigždės

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

Kai kurios žvaigždės gali sujungti helią tik tam tikruose aktyviuose regionuose, sukeldamos nestabilumą ir stiprius saulės vėjus. Tokiu atveju planetinis ūkas nesusiformuoja, o žvaigždė tik išgaruoja, tapdama dar mažesnė už rudąją nykštukę.

Tačiau žvaigždė, kurios masė mažesnė nei 0,5 saulės, niekada negalės susintetinti helio net po to, kai branduolyje nutrūks reakcijos, kuriose dalyvauja vandenilis. Jų žvaigždžių apvalkalas nėra pakankamai masyvus, kad įveiktų šerdies sukuriamą slėgį. Tarp šių žvaigždžių yra raudonosios nykštukės (pvz., Proxima Centauri), kurios pagrindinėje sekoje buvo šimtus milijardų metų. Nutrūkus termobranduolinėms reakcijoms jų šerdyje, jos, palaipsniui vėsdamos, ir toliau silpnai skleis elektromagnetinio spektro infraraudonųjų ir mikrobangų diapazonus.

Vidutinio dydžio žvaigždės

Kai vidutinio dydžio (nuo 0,4 iki 3,4 Saulės masės) žvaigždė pasiekia raudonojo milžino fazę, jos išoriniai sluoksniai toliau plečiasi, šerdis susitraukia, o reakcijos ima sintetinti anglį iš helio. Sintezija išskiria daug energijos, suteikdama žvaigždei laikiną atgaivą. 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 išeigos pokyčius. Energijos išeiga pasislenka žemo dažnio spinduliuotės link. Visa tai lydi didėjantis masės praradimas dėl stipraus saulės vėjo ir intensyvių pulsacijų. Žvaigždės šioje fazėje vadinamos vėlyvojo tipo žvaigždės, OH -IR žvaigždės arba į Mirą panašios žvaigždės, priklausomai nuo tikslių jų savybių. 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 centrinės žvaigždės, tokiuose apvalkaluose susidaro idealios sąlygos maseriams aktyvuoti.

Helio degimo reakcijos yra labai jautrios temperatūrai. Kartais tai sukelia didelį nestabilumą. Vyksta audringos pulsacijos, kurios galiausiai suteikia pakankamai kinetinės energijos išoriniams sluoksniams, kad jie būtų išstumti ir taptų planetiniu ūku. Ūko centre išlieka žvaigždės šerdis, kuri, vėsdama, virsta helio baltąja nykštuke, kurios masė paprastai yra iki 0,5-0,6 saulės, o skersmuo yra maždaug Žemės skersmens. .

Baltieji nykštukai

Didžioji dauguma žvaigždžių, įskaitant Saulę, baigia 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 tamsus ir nematomas.

Žvaigždėse, masyvesnėse už Saulę, išsigimusių elektronų slėgis negali sulaikyti šerdies suspaudimo, ir jis tęsiasi tol, kol dauguma dalelių paverčiama neutronais, suspaustais taip sandariai, kad žvaigždės dydis matuojamas kilometrais ir yra 100 milijonus kartų tankesnis vanduo. Toks objektas vadinamas neutronine žvaigžde; jos pusiausvyrą palaiko išsigimusios neutroninės medžiagos slėgis.

Supermasyvios žvaigždės

Po to, kai žvaigždės, kurios masė didesnė nei penkios Saulės masės, išoriniai sluoksniai išsibarstė ir suformuoja raudoną supergigantą, dėl gravitacinių jėgų šerdis pradeda spausti. Didėjant suspaudimui, didėja temperatūra ir tankis, prasideda nauja termobranduolinių reakcijų seka. Tokiose reakcijose sintetinami sunkieji elementai, kurie laikinai sulaiko branduolio žlugimą.

Galiausiai, kai susidaro sunkesni ir sunkesni periodinės lentelės elementai, geležis-56 sintetinama iš silicio. Iki šio momento elementų sintezė išskirdavo daug energijos, tačiau didžiausią masės defektą turi geležies -56 branduolys ir sunkesnių branduolių susidarymas yra nepalankus. Todėl, kai žvaigždės geležinis šerdis pasiekia tam tikrą vertę, slėgis joje nebepajėgia atlaikyti kolosalios gravitacijos jėgos, o jos medžiagai neutronizavus įvyksta iš karto šerdies kolapsas.

Kas bus toliau, nėra visiškai aišku. Bet kad ir kas tai būtų, per kelias sekundes jis sukelia neįtikėtinos galios supernovos sprogimą.

Lydintis neutrinų pliūpsnis išprovokuoja smūgio bangą. Stiprios neutrinų srovės ir besisukantis magnetinis laukas išstumia didžiąją dalį žvaigždės sukauptos medžiagos – vadinamųjų sėklinių elementų, įskaitant geležį ir lengvesnius elementus. Sprogstančią medžiagą bombarduoja iš branduolio skleidžiami neutronai, juos užfiksuodami ir taip sukuriant elementų, sunkesnių už geležį, įskaitant radioaktyviuosius, rinkinį iki urano (o gal net ir kalifornio). Taigi supernovos sprogimai paaiškina sunkesnių už geležį elementų buvimą tarpžvaigždinėje medžiagoje.

Sprogimo banga ir neutrinų srovės neša medžiagą iš mirštančios žvaigždės į tarpžvaigždinę erdvę. Vėliau, judant per erdvę, ši supernovos medžiaga gali susidurti su kitomis kosminėmis šiukšlėmis 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 pirminės žvaigždės. Tačiau svarstomos dvi galimybės:

Neutroninės žvaigždės

Yra žinoma, kad kai kuriose supernovose dėl stiprios gravitacijos supermilžino gelmėse elektronai patenka į atomo branduolį, kur susilieja su protonais ir susidaro neutronai. 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 kurie daro 600 apsisukimų per sekundę. Kai šios greitai besisukančios žvaigždės šiaurinį ir pietinį magnetinius polius jungianti ašis nukreipta į Žemę, galima aptikti spinduliuotės impulsą, pasikartojantį žvaigždės orbitos periodo intervalais. Tokios neutroninės žvaigždės buvo vadinamos „pulsarais“ ir tapo pirmosiomis atrastomis neutroninėmis žvaigždėmis.

Juodosios skylės

Ne visos supernovos tampa neutroninėmis žvaigždėmis. Jei žvaigždės masė yra pakankamai didelė, tada žvaigždės žlugimas tęsis ir patys neutronai pradės kristi į vidų, kol jos spindulys taps mažesnis už Schwarzschildo spindulį. Po to žvaigždė tampa juodąja skyle.

Juodųjų skylių egzistavimą numatė bendroji reliatyvumo teorija. Pagal bendrąją reliatyvumo teoriją materija ir informacija negali palikti juodosios skylės jokiomis sąlygomis. Tačiau kvantinė mechanika leidžia išimtis iš šios taisyklės.

Liko keletas atvirų klausimų. Vyriausiasis iš jų: „Ar iš viso yra juodųjų skylių? Juk norint tiksliai pasakyti, kad tam tikras objektas yra juodoji skylė, būtina stebėti jo įvykių horizontą. Visi bandymai tai padaryti baigėsi nesėkmingai. Tačiau vis dar yra vilties, nes kai kurie objektai negali būti paaiškinti be sankaupos ir priaugimo ant objekto be kieto paviršiaus, tačiau tai neįrodo paties juodųjų skylių egzistavimo.

Klausimai taip pat atviri: ar įmanoma, kad žvaigždė, aplenkdama supernovą, subyrėtų tiesiai į juodąją skylę? Ar yra supernovų, kurios vėliau taps juodosiomis skylėmis? Kokią tikslią žvaigždės pradinės masės įtaką objektų formavimuisi jos gyvavimo ciklo pabaigoje?

Žvaigždžių evoliucija yra fiziškumo pasikeitimas. charakteristikos, vidinės struktūros ir chemija žvaigždžių sudėtis laikui bėgant. Svarbiausi E.Z. teorijos uždaviniai. - žvaigždžių susidarymo, jų stebimų charakteristikų pokyčių paaiškinimas, įvairių žvaigždžių grupių genetinio ryšio tyrimas, galutinės jų būsenos analizė.

Kadangi mums žinomoje Visatos dalyje maždaug. 98–99% stebimos medžiagos masės yra žvaigždėse arba perėjo žvaigždžių stadiją, paaiškino E. Z. yavl. viena iš svarbiausių astrofizikos problemų.

Nejudančioje būsenoje esanti žvaigždė yra dujų rutulys, esantis hidrostatinėje būsenoje. ir šiluminė pusiausvyra (t. y. gravitacinių jėgų veikimą subalansuoja vidinis slėgis, o energijos nuostolius dėl spinduliuotės kompensuoja žvaigždės žarnyne išsiskirianti energija, žr.). Žvaigždės „gimimas“ yra hidrostatinės pusiausvyros objekto, kurio spinduliavimą palaiko jo paties, susidarymas. energijos šaltiniai. Žvaigždės „mirtis“ yra negrįžtamas disbalansas, vedantis į žvaigždės sunaikinimą arba jos katastrofą. suspaudimas.

Gravitacinės izoliacijos energija gali vaidinti lemiamą vaidmenį tik tada, kai žvaigždės vidaus temperatūra yra nepakankama, kad branduolinė energija išsiskirtų energijos nuostoliams kompensuoti, o visa žvaigždė ar jos dalis turi susitraukti, kad išlaikytų pusiausvyrą. Šiluminės energijos išleidimas tampa svarbus tik išnaudojus branduolinės energijos atsargas. T.o., E.z. gali būti pavaizduotas kaip nuoseklus žvaigždžių energijos šaltinių pokytis.

Būdingas laikas E.z. per didelis, kad būtų galima tiesiogiai atsekti visą evoliuciją. Todėl pagrindinis E.Z. tyrimo metodas yavl. žvaigždžių modelių, apibūdinančių vidinius pokyčius, sekų konstravimas struktūros ir chemija žvaigždžių sudėtis laikui bėgant. Evoliucija. Tada sekos lyginamos su stebėjimo rezultatais, pavyzdžiui, su (G.-R.D.), kuriame apibendrinami daugybės žvaigždžių stebėjimai skirtinguose evoliucijos etapuose. Ypač svarbus vaidmuo tenka lyginant su G.-R.d. žvaigždžių spiečiams, nes visos spiečiaus žvaigždės turi tą pačią pradinę cheminę medžiagą. kompozicija ir susiformavo beveik vienu metu. Pasak G.-R.d. įvairaus amžiaus klasteriai, buvo galima nustatyti E.Z. kryptį. Evoliucija išsamiai. sekos apskaičiuojamos skaitiniu būdu sprendžiant masės, tankio, temperatūros ir šviesumo pasiskirstymą žvaigždėje apibūdinančią diferencialinių lygčių sistemą, prie kurios pridedami žvaigždžių medžiagos energijos išsiskyrimo ir neskaidrumo dėsniai bei lygtys, apibūdinančios cheminių savybių pokyčius. žvaigždžių kompozicija laikui bėgant.

Žvaigždės evoliucijos eiga daugiausia priklauso nuo jos masės ir pradinės chemijos. kompozicija. Žvaigždės sukimasis ir jos magnetinis laukas gali atlikti tam tikrą, bet ne esminį vaidmenį. srityje, tačiau šių veiksnių vaidmuo E.Z. dar nėra pakankamai ištirtas. Chem. Žvaigždės sudėtis priklauso nuo jos susiformavimo laiko ir nuo jos padėties galaktikoje formavimosi metu. Pirmosios kartos žvaigždės susidarė iš materijos, kurios sudėtį nulėmė kosmologija. sąlygomis. Matyt, jame buvo maždaug 70 % masės vandenilio, 30 % helio ir nereikšminga deuterio ir ličio priemaiša. Pirmosios kartos žvaigždžių evoliucijos metu susidarė sunkieji elementai (po helio), kurie dėl medžiagų nutekėjimo iš žvaigždžių arba žvaigždžių sprogimų metu buvo išmesti į tarpžvaigždinę erdvę. Vėlesnių kartų žvaigždės susidarė iš medžiagos, turinčios iki 3-4% (masės) sunkiųjų elementų.

Tiesiausias požymis, kad žvaigždžių formavimasis galaktikoje vis dar vyksta, yra reiškinys. masyvių ryškių žvaigždžių spektro egzistavimas. O ir B klasės, kurių tarnavimo laikas negali viršyti ~ 10 7 metų. Žvaigždžių formavimosi greitis šiais laikais. epocha yra 5 per metus.

2. Žvaigždžių susidarymas, gravitacinio suspaudimo stadija

Pagal įprastą požiūrį, žvaigždės susidaro dėl gravitacijos jėgų. materijos kondensacija tarpžvaigždinėje terpėje. Reikalingas tarpžvaigždinės terpės padalijimas į dvi fazes – tankius šaltus debesis ir retesnę terpę su aukštesne temperatūra – gali įvykti dėl Rayleigh-Taylor terminio nestabilumo tarpžvaigždiniame magnetiniame lauke. lauke. Dujų-dulkių kompleksai su mase , būdingas dydis (10-100) vnt ir dalelių koncentracija n~10 2 cm -3 . iš tikrųjų stebimi dėl jų skleidžiamų radijo bangų. Tokiems debesims suspausti (griūti) reikia tam tikrų sąlygų: gravitacijos. debesies dalelės turi viršyti dalelių šiluminio judėjimo energijos, viso debesies sukimosi energijos ir magnetinio lauko sumą. debesų energija (Džinsų kriterijus). Jei atsižvelgiama tik į šiluminio judėjimo energiją, tada, atsižvelgiant į vienybės eilės koeficientą, džinsų kriterijus rašomas tokia forma: align="absmiddle" width="205" height="20">, kur yra debesies masė, T- dujų temperatūra K, n- dalelių skaičius 1 cm3. Su tipišku moderniu tarpžvaigždinių debesų temperatūra K gali sugriūti tik debesys, kurių masė ne mažesnė kaip . Džinsų kriterijus nurodo, kad faktiškai stebimo masių spektro žvaigždžių susidarymui dalelių koncentracija griūvančiuose debesyse turi siekti (10 3 -10 6) cm -3, t.y. 10-1000 kartų didesnis nei stebimas tipiškuose debesyse. Tačiau tokias dalelių koncentracijas galima pasiekti jau pradėjusių griūti debesų gelmėse. Iš to išplaukia, kad tai vyksta nuosekliai, keliais etapais. stadijos, masyvių debesų suskaidymas. Šis paveikslėlis natūraliai paaiškina žvaigždžių gimimą grupėmis – klasteriais. Tuo pačiu metu vis dar lieka neaiškūs klausimai, susiję su šilumos balansu debesyje, greičio lauku jame ir mechanizmu, lemiančiu fragmentų masės spektrą.

Sugriuvę žvaigždžių masės objektai vadinami protožvaigždės. Sferiškai simetriškos nesisukančios protožvaigždės žlugimas be magnetinio lauko. laukai apima keletą. etapai. Pradiniu laiko momentu debesis yra vienalytis ir izoterminis. Jis yra skaidrus sau. spinduliuotės, todėl žlugimas ateina su tūriniais energijos nuostoliais, Ch. arr. dėl dulkių šiluminės spinduliuotės pjūvis perduoda savo kinetiką. dujų dalelės energija. Vienalyčiame debesyje slėgio gradiento nėra ir suspaudimas prasideda laisvu kritimu su būdingu laiku, kur G- , - debesų tankis. Prasidėjus suspaudimui atsiranda retėjimo banga, garso greičiu judanti link centro ir nuo to laiko kolapsas vyksta greičiau ten, kur tankis didesnis, protožvaigždė suskirstoma į kompaktišką šerdį ir išplėstą apvalkalą, į kurį pagal dėsnį paskirstoma medžiaga. Kai dalelių koncentracija šerdyje pasiekia ~ 10 11 cm -3, ji tampa nepermatoma dulkių grūdelių IR spinduliuotei. Šerdyje išsiskirianti energija lėtai prasiskverbia į paviršių dėl spinduliuotės šilumos laidumo. Temperatūra pradeda kilti beveik adiabatiškai, dėl to padidėja slėgis, o šerdis tampa hidrostatiška. pusiausvyrą. Apvalkalas toliau krenta ant šerdies ir pasirodo jo periferijoje. Šerdies parametrai šiuo metu silpnai priklauso nuo bendros protožvaigždės masės: K. Didėjant šerdies masei dėl akrecijos, jos temperatūra kinta beveik adiabatiškai, kol pasiekia 2000 K, kai prasideda H 2 molekulių disociacija. . Dėl energijos suvartojimo disociacijai, o ne dėl kinetikos padidėjimo. dalelių energijos, adiabatinio indekso reikšmė tampa mažesnė nei 4/3, slėgio pokyčiai nepajėgia kompensuoti gravitacinių jėgų ir šerdis vėl griūva (žr.). Susiformuoja nauja šerdis su parametrais, apsupta amortizatoriaus priekio, ant kurio kaupiasi pirmosios šerdies likučiai. Panašus branduolio persitvarkymas vyksta su vandeniliu.

Tolesnis šerdies augimas apvalkalo materijos sąskaita tęsiasi tol, kol visa medžiaga nukrenta ant žvaigždės arba išsibarsto veikiama arba, jei šerdis yra pakankamai masyvi (žr.). Protosžvaigždės, turinčios būdingą apvalkalo medžiagos laiką t a >t kn, todėl jų šviesumą lemia griūvančių branduolių energijos išsiskyrimas.

Žvaigždė, susidedanti iš šerdies ir apvalkalo, yra stebima kaip IR šaltinis dėl gaubte esančios spinduliuotės apdorojimo (apvalkalo dulkės, sugeriančios UV spinduliuotės fotonus iš šerdies, spinduliuoja IR diapazone). Kai apvalkalas tampa optiškai plonas, protožvaigždė pradedama stebėti kaip įprastas žvaigždės gamtos objektas. Masyviausios žvaigždės išlaiko savo apvalkalus tol, kol žvaigždės centre neprasideda termobranduolinis vandenilio degimas. Radiacijos slėgis apriboja žvaigždžių masę iki tikriausiai. Net susidarius masyvesnėms žvaigždėms, jos pasirodo nestabilios ir gali prarasti savo galią. masės dalis vandenilio degimo šerdyje stadijoje. Protožvaigždinio apvalkalo griūties ir išsibarstymo stadijos trukmė yra tokios pat eilės, kaip ir pirminio debesies laisvojo kritimo laikas, t.y. 10 5 -10 6 metai. Šerdies apšviestos tamsiosios medžiagos gniužulai iš apvalkalo likučių, kuriuos pagreitina žvaigždžių vėjas, tapatinami su Herbig-Haro objektais (žvaigždžių gumuliukai su emisijos spektru). Mažos masės žvaigždės, kai jos tampa matomos, yra G.-R.D regione, kurį užima T Tauri žvaigždės (nykštukės), masyvesnės yra regione, kur yra Herbig emisijos žvaigždės (netaisyklingos ankstyvosios spektrinės klasės su emisijos linijomis spektruose). ).

Evoliucija. pastovios masės protožvaigždžių branduolių pėdsakai hidrostatinėje stadijoje. suspaudimai parodyti fig. 1. Mažos masės žvaigždėms, tuo momentu, kai susidaro hidrostatinis krūvis. pusiausvyra, sąlygos branduoliuose yra tokios, kad jiems perduodama energija. Skaičiavimai rodo, kad visiškai konvekcinės žvaigždės paviršiaus temperatūra yra beveik pastovi. Žvaigždės spindulys nuolat mažėja, nes ji ir toliau mažėja. Esant pastoviai paviršiaus temperatūrai ir mažėjant spinduliui, žvaigždės šviesumas taip pat turėtų kristi ant G.-R.D. Šis evoliucijos etapas atitinka vertikalias bėgių kelio dalis.

Tęsiant suspaudimą, temperatūra žvaigždės viduje didėja, materija tampa skaidresnė, o žvaigždės su align="absmiddle" width="90" height="17"> turi spinduliuojančias šerdis, tačiau apvalkalai išlieka konvekciniai. Mažiau masyvios žvaigždės lieka visiškai konvekcinės. Jų šviesumą reguliuoja plonas spinduliuojantis sluoksnis fotosferoje. Kuo žvaigždė masyvesnė ir kuo aukštesnė jos efektyvioji temperatūra, tuo didesnė jos spinduliavimo šerdis (žvaigždėse su align="absmiddle" width="74" height="17"> spinduliavimo šerdis pasirodo iš karto). Galiausiai beveik visa žvaigždė (išskyrus paviršiaus konvekcinę zoną žvaigždėms, turinčioms masę) pereina į spinduliuotės pusiausvyros būseną, kurioje visa šerdyje išsiskirianti energija perduodama spinduliuote.

3. Branduolinėmis reakcijomis pagrįsta evoliucija

Esant ~ 10 6 K temperatūrai branduoliuose prasideda pirmosios branduolinės reakcijos – išdega deuteris, litis, boras. Pirminis šių elementų kiekis yra toks mažas, kad jų perdegimas praktiškai neatlaiko suspaudimo. Suspaudimas nutrūksta, kai temperatūra žvaigždės centre pasiekia ~ 10 6 K ir užsidega vandenilis, nes Termobranduolinio vandenilio degimo metu išsiskiriančios energijos pakanka radiacijos nuostoliams kompensuoti (žr.). G.-R.D. susidaro vienalytės žvaigždės, kurių šerdyje dega vandenilis. pradinė pagrindinė seka (IMS). Masyvios žvaigždės pasiekia NGP greičiau nei mažos masės žvaigždės, nes jų energijos praradimo greitis masės vienetui, taigi ir evoliucijos greitis, yra didesnis nei mažos masės žvaigždžių. Nuo pat įstojimo į NGP E.z. vyksta branduolinio degimo pagrindu, kurio pagrindiniai etapai apibendrinti lentelėje. Branduolinis degimas gali įvykti prieš susiformuojant geležies grupės elementams, kurie turi didžiausią surišimo energiją tarp visų branduolių. Evoliucija. žvaigždžių pėdsakai G.-R.D. yra parodytos fig. 2. Centrinių žvaigždžių temperatūros ir tankio verčių raida parodyta fig. 3. K pagrindinėje. energijos šaltinis yavl. vandenilio ciklo reakcija apskritai T- anglies ir azoto (CNO) ciklo reakcijos (žr.). Šalutinis CNO ciklo poveikis yra. nustatant nuklidų 14 N, 12 C, 13 C pusiausvyros koncentracijas - atitinkamai 95%, 4% ir 1% masės. Azoto vyravimą sluoksniuose, kuriuose įvyko vandenilio degimas, patvirtina stebėjimų rezultatai, kurių metu šie sluoksniai atsiranda paviršiuje dėl išorės praradimo. sluoksnių. Žvaigždėse, kurių centre realizuojamas CNO ciklas ( align="absmiddle" width="74" height="17">), atsiranda konvekcinė šerdis. To priežastis – labai stipri energijos išsiskyrimo priklausomybė nuo temperatūros: . Švytinčios energijos srautas ~ T 4(žr.), todėl jis negali perduoti visos išsiskiriančios energijos ir turi įvykti konvekcija, kuri yra efektyvesnė už spindulinį perdavimą. Masyviausiose žvaigždėse daugiau nei 50% žvaigždžių masės dengia konvekcija. Konvekcinės šerdies svarbą evoliucijai lemia tai, kad branduolinis kuras tolygiai išsenka daug didesnėje nei efektyvaus degimo sritis, o žvaigždėse be konvekcinės šerdies jis iš pradžių išdega tik nedidelėje centro apylinkėse. , kur gana aukšta temperatūra. Vandenilio išdegimo laikas svyruoja nuo ~ 10 10 metų iki metų . Visų vėlesnių branduolinio degimo etapų laikas neviršija 10% vandenilio degimo laiko, todėl G.-R.D. susidaro vandenilio degimo stadijos žvaigždės. tankiai apgyvendintas regionas – (GP). Žvaigždėse, kurių temperatūra centre niekada nepasiekia vandenilio degimui būtinų verčių, jos neribotą laiką traukiasi, virsdamos „juodosiomis“ nykštukėmis. Vandenilio perdegimas padidina vid. pagrindinės medžiagos molekulinė masė, taigi palaikyti hidrostatinį. esant pusiausvyrai, slėgis centre turi padidėti, o tai reiškia, kad padidėja temperatūra centre ir temperatūros gradientas visoje žvaigždėje, taigi ir šviesumas. Šviesumo padidėjimas taip pat atsiranda dėl to, kad didėjant temperatūrai mažėja medžiagos neskaidrumas. Šerdis susitraukia palaikyti branduolinės energijos išleidimo sąlygas, kai sumažėja vandenilio kiekis, o apvalkalas plečiasi dėl poreikio perkelti padidėjusį energijos srautą iš branduolio. Dėl G.-R.d. žvaigždė pasislenka į dešinę nuo NGP. Sumažėjus neskaidrumui, miršta konvekciniai branduoliai visose, išskyrus masyviausias žvaigždes. Masyvių žvaigždžių evoliucijos greitis yra didžiausias ir jos pirmosios palieka MS. MS galioja žvaigždėms, turinčioms apytiksliai. 10 milijonų metų, nuo maždaug. 70 milijonų metų, o nuo maždaug. 10 milijardų metų.

Kai vandenilio kiekis šerdyje sumažėja iki 1%, žvaigždžių apvalkalų išsiplėtimas su align="absmiddle" width="66" height="17"> pakeičiamas bendru žvaigždės susitraukimu, būtinu energijos išsiskyrimui palaikyti. . Korpuso suspaudimas sukelia vandenilio kaitinimą sluoksnyje, esančiame šalia helio šerdies iki jo termobranduolinio degimo temperatūros, ir atsiranda sluoksninis energijos išsiskyrimo šaltinis. Žvaigždėse, turinčiose masę, kuriose ji mažiau priklauso nuo temperatūros ir energijos išsiskyrimo sritis nėra taip stipriai sutelkta link centro, bendro suspaudimo stadijos nėra.

E.z. po vandenilio išdegimo priklauso nuo jų masės. Svarbiausias veiksnys, įtakojantis masę turinčių žvaigždžių evoliucijos eigą . elektronų dujų degeneracija esant dideliam tankiui. Dėl didelio tankio kvantinių būsenų, turinčių mažą energiją, skaičius yra ribotas dėl Pauli principo ir elektronai užpildo kvantinius lygius didele energija, žymiai viršydami savo šiluminio judėjimo energiją. Svarbiausia išsigimusių dujų savybė yra jų slėgis p priklauso tik nuo tankio: nereliatyvistiniam degeneracijai ir reliatyvistiniam išsigimimui. Elektronų dujų slėgis yra daug didesnis nei jonų slėgis. Tai yra esminis dalykas E.Z. išvada: kadangi gravitacinė jėga, veikianti reliatyvistiškai išsigimusių dujų tūrio vienetą, priklauso nuo tankio taip pat, kaip ir slėgio gradientas, turi būti ribinė masė (žr.), kad ties align="absmiddle" width="66 " aukštis ="15"> elektronų slėgis negali neutralizuoti gravitacijos ir prasideda suspaudimas. Riboti svorį align="absmiddle" width="139" height="17">. Regiono, kuriame išsigimsta elektronų dujos, riba parodyta Fig. 3. Mažos masės žvaigždėse degeneracija atlieka pastebimą vaidmenį jau helio branduolių formavimosi procese.

Antrasis veiksnys, lemiantis E.z. vėlesniuose etapuose tai yra neutrinų energijos nuostoliai. Žvaigždžių gelmėse T~10 8 K pagrindinis. Gimimo vaidmenį atlieka: fotoneutrino procesas, plazmos virpesių kvantų (plazmonų) skilimas į neutrino-antineutrino poras (), elektronų-pozitronų porų naikinimas () ir (žr.). Svarbiausia neutrinų savybė yra ta, kad žvaigždės medžiaga jiems yra beveik skaidri ir neutrinai laisvai neša energiją nuo žvaigždės.

Helio šerdis, kurioje dar nesusidarė sąlygos heliui degti, yra suspausta. Temperatūra sluoksniuotame šaltinyje, esančiame šalia šerdies, didėja, o vandenilio degimo greitis didėja. Poreikis perkelti padidėjusį energijos srautą veda prie apvalkalo išsiplėtimo, o tam išeikvojama dalis energijos. Kadangi žvaigždės šviesumas nesikeičia, jos paviršiaus temperatūra krenta, o ant G.-R.D. žvaigždė persikelia į regioną, kurį užima raudonieji milžinai. Žvaigždės restruktūrizavimo laikas yra dviem dydžiais trumpesnis nei laikas, per kurį vandenilis išdega šerdyje, todėl tarp MS juostos ir raudonųjų supergigantų regiono yra mažai žvaigždžių. . Sumažėjus apvalkalo temperatūrai, padidėja jo skaidrumas, dėl to atsiranda išorinė išvaizda. konvekcinė zona ir žvaigždės šviesumas didėja.

Energijos pašalinimas iš šerdies dėl išsigimusių elektronų šilumos laidumo ir neutrinų nuostolių žvaigždėse atitolina helio degimo momentą. Temperatūra pradeda pastebimai kilti tik tada, kai šerdis tampa beveik izoterminė. Degimo 4 Jis nustato E.Z. nuo to momento, kai energijos išsiskyrimas viršija energijos nuostolius dėl šilumos laidumo ir neutrininės spinduliuotės. Ta pati sąlyga galioja deginant visų kitų rūšių branduolinį kurą.

Nuostabi žvaigždžių branduolių, pagamintų iš išsigimusių dujų, aušinamų neutrinais, ypatybė yra „konvergencija“ – pėdsakų konvergencija, apibūdinanti tankio ir temperatūros santykį. Tcžvaigždės centre (3 pav.). Energijos išsiskyrimo greitis suspaudžiant šerdį nustatomas pagal medžiagos pridėjimo į ją greitį per sluoksnio šaltinį ir priklauso tik nuo šerdies masės tam tikros rūšies kurui. Šerdyje turi būti išlaikytas energijos įtekėjimo ir ištekėjimo balansas, todėl žvaigždžių šerdyje nusistovi vienodas temperatūros ir tankio pasiskirstymas. Iki to laiko, kai užsidega 4 He, branduolio masė priklauso nuo sunkiųjų elementų kiekio. Degeneruotų dujų branduoliuose 4 He degimas turi terminio sprogimo pobūdį, nes degimo metu išsiskirianti energija eina elektronų šiluminio judėjimo energijos didinimui, tačiau slėgis išlieka beveik nepakitęs kylant temperatūrai, kol elektronų šiluminė energija prilygsta išsigimusių elektronų dujų energijai. Tada degeneracija pašalinama ir šerdis sparčiai plečiasi – įvyksta helio blyksnis. Helio pliūpsnius greičiausiai lydi žvaigždžių medžiagos praradimas. , kur masyvios žvaigždės jau seniai baigė evoliuciją, o raudonieji milžinai turi masę, helio degimo stadijos žvaigždės yra horizontalioje G.-R.D.

Žvaigždžių su align="absmiddle" width="90" height="17"> helio branduoliuose dujos nėra išsigimusios, 4 Jis užsidega tyliai, tačiau šerdys taip pat plečiasi dėl didėjančio Tc. Masyviausiose žvaigždėse 4 He degimas vyksta net tada, kai jos yra aktyvios. mėlynieji supergigantai. Šerdies išsiplėtimas lemia mažėjimą T vandenilio sluoksnio šaltinio srityje, o žvaigždės šviesumas po helio sprogimo mažėja. Kad išlaikytų šiluminę pusiausvyrą, apvalkalas susitraukia, o žvaigždė palieka raudonųjų supergigantų sritį. Kai šerdyje esantis 4 He išsenka, šerdies suspaudimas ir apvalkalo plėtimasis vėl prasideda, žvaigždė vėl tampa raudona supermilžine. Susidaro sluoksniuotas 4 He degimo šaltinis, kuris dominuoja energijos išleidime. Vėl pasirodo išorinis. konvekcinė zona. Išdegus heliui ir vandeniliui, sluoksnio šaltinių storis mažėja. Plonas helio degimo sluoksnis pasirodo termiškai nestabilus, nes esant labai stipriam energijos išsiskyrimo temperatūrai jautrumui (), medžiagos šilumos laidumas yra nepakankamas šiluminiams trikdžiams degimo sluoksnyje užgesinti. Šiluminių protrūkių metu sluoksnyje vyksta konvekcija. Jei jis prasiskverbia į sluoksnius, kuriuose yra daug vandenilio, tada dėl lėto proceso ( s-procesas, žr.) sintetinami elementai, kurių atominė masė nuo 22 Ne iki 209 B.

Radiacijos slėgis dulkėms ir molekulėms, susidariusioms šaltuose, išsiplėtusiuose raudonųjų supergigantų apvalkaluose, sukelia nuolatinį medžiagos praradimą iki metų. Nuolatinis masės praradimas gali būti papildytas nuostoliais, atsirandančiais dėl sluoksnio degimo nestabilumo arba pulsacijų, dėl kurių gali išsiskirti vienas ar daugiau. kriauklės. Kai medžiagos kiekis virš anglies-deguonies šerdies tampa mažesnis už tam tikrą ribą, apvalkalas, siekiant palaikyti temperatūrą degimo sluoksniuose, yra priverstas spausti tol, kol suspaudimas gali palaikyti degimą; žvaigždė G.-R.D. juda beveik horizontaliai į kairę. Šiame etape degimo sluoksnių nestabilumas taip pat gali sukelti apvalkalo išsiplėtimą ir medžiagos praradimą. Kol žvaigždė pakankamai karšta, ji stebima kaip branduolys su vienu ar daugiau. kriauklės. Kai sluoksnių šaltiniai pasislenka žvaigždės paviršiaus link tiek, kad temperatūra juose tampa žemesnė nei reikalinga branduoliniam degimui, žvaigždė atvėsta ir virsta balta nykštuke su , spinduliuojančia dėl joninio komponento šiluminės energijos suvartojimo. jo reikalas. Būdingas baltųjų nykštukų atšalimo laikas ~ 10 9 metai. Pavienių žvaigždžių, virstančių baltosiomis nykštukėmis, masių apatinė riba neaiški, ji vertinama 3–6. C žvaigždėse elektronų dujos išsigimsta anglies-deguonies (C,O-) žvaigždžių branduolių augimo stadijoje. Kaip ir žvaigždžių helio šerdyje, dėl neutrinų energijos nuostolių centre ir anglies degimo momentu C,O šerdyje vyksta sąlygų „konvergencija“. 12 C degimas tokiomis sąlygomis greičiausiai turi sprogimo pobūdį ir lemia visišką žvaigždės sunaikinimą. Visiškas sunaikinimas gali neįvykti, jei . Toks tankis pasiekiamas, kai šerdies augimo greitį lemia palydovinės medžiagos susikaupimas artimoje dvejetainėje sistemoje.

Žvaigždžių gyvenimo ciklas

Tipiška žvaigždė išskiria energiją branduolinėje krosnyje savo šerdyje sulydydama vandenilį į helią. Po to, kai žvaigždė sunaudoja vandenilį centre, jis pradeda perdegti žvaigždės apvalkale, kuris didėja ir išsipučia. Žvaigždės dydis didėja, jos temperatūra mažėja. Dėl šio proceso atsiranda raudonieji milžinai ir supergigantai. Kiekvienos žvaigždės gyvenimo trukmę lemia jos masė. Masyvios žvaigždės savo gyvavimo ciklą baigia sprogimu. Žvaigždės kaip Saulė susitraukia ir tampa tankiomis baltomis nykštukėmis. Virstant iš raudonojo milžino į baltąją nykštukę, žvaigždė gali išmesti savo išorinius sluoksnius kaip lengvas dujinis apvalkalas, atskleisdamas šerdį.

Iš knygos ŽMOGUS IR JO SIELA. Gyvenimas fiziniame kūne ir astraliniame pasaulyje Autorius Ivanovas Yu M

Iš autoriaus knygos Didžioji sovietinė enciklopedija (ZHI). TSB

Iš knygos Keliautojai autorius Dorožkinas Nikolajus

Iš knygos Nekilnojamojo turto ekonomika autorius Burkhanova Natalija

Sudėtingas gyvenimo kelias Mūsų šalies mokslininkų požiūris į Sveną Hediną smarkiai pasikeitė. Priežastys slypi ir paties Hedino charakteryje, ir jo laikmečio politinėse situacijose. Nuo jaunystės mokėjau rusų kalbą ir jaučiu simpatiją Rusijai ir jai

Iš knygos „Finance: Cheat Sheet“. autorius Autorius nežinomas

4. Nekilnojamojo turto objektų gyvavimo ciklas Kadangi nekilnojamojo turto objektai egzistavimo metu patiria ekonominius, fizinius ir teisinius pokyčius, bet koks nekilnojamasis daiktas (išskyrus žemę) pereina šiuos etapus

Iš knygos Viskas apie viską. 5 tomas autorius Likum Arkadijus

47. FINANSŲ POVEIKIS GYVENTOJŲ GYVENIMO LYGIUI Finansinių santykių socialinė-ekonominė esmė yra išnagrinėti klausimą, kieno lėšomis valstybė gauna finansinius išteklius ir kieno interesais šios lėšos naudojamos

Iš knygos Organizational Behavior: Cheat Sheet autorius Autorius nežinomas

Kiek toli iki žvaigždžių? Visatoje yra žvaigždžių, kurios yra taip toli nuo mūsų, kad mes net neturime galimybės sužinoti jų atstumo ar nustatyti jų skaičiaus. Bet kokiu atstumu nuo Žemės yra artimiausia žvaigždė? Atstumas nuo Žemės iki Saulės yra 150 000 000 kilometrų. Nuo šviesos

Iš knygos Marketing: Cheat Sheet autorius Autorius nežinomas

50. ORGANIZACIJOS GYVYBĖS CIKLAS Plačiai paplitusi organizacijos gyvavimo ciklo samprata - ji kinta su tam tikra būsenų seka sąveikaujant su aplinka. Yra tam tikri etapai, kuriuos organizacijos išgyvena ir

Iš knygos Biologija [Visas žinynas ruošiantis vieningam valstybiniam egzaminui] autorius Lerneris Georgijus Isaakovičius

45. PRODUKTO GYVENIMO CIKLAS Produkto gyvavimo ciklas yra pardavimų ir pelno pokytis per jo gyvavimo laikotarpį. Produktas turi pradžios, augimo, brandos etapą ir pabaigą – „mirtį“, išvykimą.1. Etapas „kūrimas ir pateikimas į rinką“. Tai investicijų į rinkodarą laikotarpis

Iš knygos 200 žinomų apsinuodijimų Autorius Antsyshkin Igoris

2.7. Ląstelė yra gyvo daikto genetinis vienetas. Chromosomos, jų sandara (forma ir dydis) ir funkcijos. Chromosomų skaičius ir jų rūšies pastovumas. Somatinių ir lytinių ląstelių ypatumai. Ląstelių gyvenimo ciklas: tarpfazė ir mitozė. Mitozė yra somatinių ląstelių dalijimasis. Mejozė. Fazės

Iš knygos „Trumpas esminių žinių vadovas“. autorius Černiavskis Andrejus Vladimirovičius

4.5.1. Dumblių gyvavimo ciklas Departamentas Žalieji dumbliai apima vienaląsčius kolonijinius ir daugialąsčius augalus. Iš viso yra apie 13 tūkstančių rūšių. Vienaląsčiai organizmai apima Chlamydomonas ir Chlorella. Kolonijas sudaro Volvox ir Pandorina ląstelės. Į daugialąsčius

Iš knygos Populiarus žvaigždžių stebėtojas autorius Šalašnikovas Igoris

ŽVAIGŽDŽIŲ AUKOJIMAI Italų matematikas Cardano buvo filosofas, gydytojas ir astrologas. Iš pradžių jis užsiėmė tik medicina, bet nuo 1534 m. buvo matematikos profesorius Milane ir Bolonijoje; tačiau siekdamas padidinti savo kuklias pajamas profesorius neišėjo

Iš knygos Naujausias filosofinis žodynas autorius Gritsanovas Aleksandras Aleksejevičius

25 artimiausios žvaigždės mV – vizualinis dydis; r - atstumas iki žvaigždės, vnt; L yra žvaigždės šviesumas (spinduliavimo galia), išreikštas saulės šviesumo vienetais (3,86–1026).

Iš knygos Aš tyrinėju pasaulį. Virusai ir ligos autorius Chirkovas S. N.

Žvaigždžių tipai Lyginant su kitomis Visatos žvaigždėmis, Saulė yra nykštukinė žvaigždė ir priklauso normalių žvaigždžių kategorijai, kurių gelmėse vandenilis virsta heliu. Vienaip ar kitaip, žvaigždžių tipai apytiksliai apibūdina vienos gyvavimo ciklą atskirai

Iš autorės knygos

„GYVENIMO PASAULIS“ (Lebenswelt) yra viena iš pagrindinių Husserlio vėlyvosios fenomenologijos sąvokų, suformuluota kaip rezultatas, įveikęs siaurą griežtai fenomenologinio metodo horizontą, sprendžiant pasaulio sąmonės sąsajų problemas. Toks „pasaulio“ įtraukimas

Iš autorės knygos

Viruso gyvavimo ciklas Kiekvienas virusas prasiskverbia į ląstelę savo unikaliu būdu. Įsiskverbęs, jis pirmiausia turi nusivilkti viršutinius drabužius, kad bent iš dalies atskleistų savo nukleino rūgštį ir pradėtų ją kopijuoti. Viruso darbas yra gerai organizuotas.

Jei kur nors Visatoje susikaupia pakankamai medžiagos, ji suspaudžiama į tankų gumulą, kuriame prasideda termobranduolinė reakcija. Taip įsižiebia žvaigždės. Pirmieji suliepsnojo jaunos Visatos tamsoje prieš 13,7 milijardo (13,7 * 10 9) metų, o mūsų Saulė – tik prieš maždaug 4,5 milijardo metų. Žvaigždės gyvavimo trukmė ir procesai, vykstantys šio laikotarpio pabaigoje, priklauso nuo žvaigždės masės.

Nors termobranduolinė vandenilio pavertimo heliu reakcija tęsiasi žvaigždėje, ji yra pagrindinėje sekoje. Laikas, kurį žvaigždė praleidžia prie pagrindinės sekos, priklauso nuo jos masės: didžiausios ir sunkiausios greitai pasiekia raudonojo milžino stadiją, o paskui išeina iš pagrindinės sekos dėl supernovos sprogimo ar baltosios nykštukės susidarymo.

Milžinų likimas

Didžiausios ir masyviausios žvaigždės greitai perdega ir sprogsta kaip supernovos. Po supernovos sprogimo lieka neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė, o aplink jas kolosalios sprogimo energijos išstumiama medžiaga, kuri vėliau tampa medžiaga naujoms žvaigždėms. Iš mūsų artimiausių žvaigždžių kaimynų toks likimas laukia, pavyzdžiui, Betelgeuse, bet neįmanoma suskaičiuoti, kada ji sprogs.

Ūkas, susidaręs dėl medžiagos išstūmimo supernovos sprogimo metu. Ūko centre yra neutroninė žvaigždė.

Neutroninė žvaigždė yra baisus fizinis reiškinys. Sprogstančios žvaigždės šerdis yra suspausta – panašiai kaip dujos vidaus degimo variklyje, tik labai didelės ir efektyvios: šimtų tūkstančių kilometrų skersmens rutulys virsta nuo 10 iki 20 kilometrų skersmens kamuoliuku. Suspaudimo jėga tokia stipri, kad elektronai krenta ant atomo branduolių, sudarydami neutronus – iš čia ir kilo pavadinimas.

NASA Neutronų žvaigždė (menininko vizija)

Medžiagos tankis tokio suspaudimo metu padidėja maždaug 15 dydžių, o temperatūra pakyla iki neįtikėtinų 10 12 K neutroninės žvaigždės centre ir 1 000 000 K periferijoje. Dalis šios energijos išspinduliuojama fotonų spinduliuotės pavidalu, o dalį nuneša neutrinai, susidarę neutroninės žvaigždės šerdyje. Tačiau net ir dėl labai efektyvaus neutrinų aušinimo neutroninė žvaigždė vėsta labai lėtai: visiškai išeikvoti savo energiją prireikia 10 16 ar net 10 22 metų. Sunku pasakyti, kas liks atvėsusios neutroninės žvaigždės vietoje, o stebėti – neįmanoma: pasaulis tam per jaunas. Yra prielaida, kad vietoje atvėsusios žvaigždės vėl susidarys juodoji skylė.

Juodosios skylės atsiranda dėl gravitacinio labai masyvių objektų griūties, tokių kaip supernovos sprogimai. Galbūt po trilijonų metų atvėsusios neutroninės žvaigždės pavirs juodosiomis skylėmis.

Vidutinio dydžio žvaigždžių likimas

Kitos, mažiau masyvios žvaigždės pagrindinėje sekoje išlieka ilgiau nei didžiausios, tačiau iš jos išėjusios miršta daug greičiau nei jų neutronų giminaičiai. Daugiau nei 99% Visatos žvaigždžių niekada nesprogs ir nepavirs nei juodosiomis skylėmis, nei neutroninėmis žvaigždėmis – jų branduoliai per maži tokioms kosminėms dramoms. Vietoj to, vidutinės masės žvaigždės savo gyvenimo pabaigoje tampa raudonosiomis milžinėmis, kurios, priklausomai nuo masės, tampa baltosiomis nykštukėmis, sprogsta ir visiškai išsisklaido arba tampa neutroninėmis žvaigždėmis.

Baltosios nykštukės dabar sudaro nuo 3 iki 10% Visatos žvaigždžių populiacijos. Jų temperatūra labai aukšta – daugiau nei 20 000 K, daugiau nei tris kartus aukštesnė už Saulės paviršiaus temperatūrą – bet vis tiek mažesnė nei neutroninių žvaigždžių, o dėl žemesnės temperatūros ir didesnio ploto baltosios nykštukės greičiau atvėsta – per 10 val. 14 - 10 15 metų. Tai reiškia, kad per ateinančius 10 trilijonų metų – kai visata bus tūkstantį kartų senesnė nei dabar – visatoje atsiras naujo tipo objektas: juodoji nykštukė, baltosios nykštukės atvėsimo produktas.

Kosmose juodųjų nykštukų dar nėra. Net seniausios iki šiol vėstančios žvaigždės prarado daugiausiai 0,2% savo energijos; baltai nykštukui, kurio temperatūra yra 20 000 K, tai reiškia atšalimą iki 19 960 K.

Mažiesiems

Mokslas dar mažiau žino apie tai, kas nutinka, kai atšąla mažiausios žvaigždės, pavyzdžiui, mūsų artimiausia kaimynė, raudonoji nykštukė Proxima Centauri, nei apie supernovas ir juodąsias nykštukus. Termobranduolinė sintezė jų šerdyje vyksta lėtai, o pagrindinėje sekoje jie išlieka ilgiau nei kiti – pagal kai kuriuos skaičiavimus iki 10–12 metų, o po to, tikėtina, toliau gyvens kaip baltosios nykštukės, tai yra. blizgėti dar 10 14 - 10 15 metų, kol virsta juodąja nykštuke.

Žinoma, kad žvaigždės energiją gauna iš termobranduolinės sintezės reakcijų, ir kiekviena žvaigždė anksčiau ar vėliau pasiekia tašką, kai baigiasi jos termobranduolinis kuras. Kuo didesnė žvaigždės masė, tuo greičiau ji sudegina viską, ką gali, ir patenka į galutinį savo egzistavimo etapą. Kiti įvykiai gali vykti pagal skirtingus scenarijus, kurie pirmiausia priklauso nuo masių.
Kol žvaigždės centre esantis vandenilis „perdega“, joje išsiskiria helio šerdis, kuri suspaudžia ir išskiria energiją. Vėliau jame gali prasidėti helio ir vėlesnių elementų degimo reakcijos (žr. toliau). Išoriniai sluoksniai daug kartų plečiasi dėl padidėjusio slėgio, atsirandančio iš įkaitusios šerdies, žvaigždė tampa raudona milžine.
Priklausomai nuo žvaigždės masės, joje gali vykti įvairios reakcijos. Tai lemia, kokią sudėtį žvaigždė turės iki tol, kol sintezė išnyks.

Baltieji nykštukai

Žvaigždžių, kurių masė iki maždaug 10 MC, šerdis sveria mažiau nei 1,5 MC. Pasibaigus termobranduolinėms reakcijoms, spinduliuotės slėgis nutrūksta, o šerdis pradeda trauktis veikiama gravitacijos. Jis susitraukia tol, kol pradeda trukdyti išsigimusių elektronų dujų slėgis, kurį sukelia Pauli principas. Išoriniai sluoksniai išsilieja ir išsisklaido, sudarydami planetinį ūką. Pirmąjį tokį ūką 1764 m. atrado prancūzų astronomas Charlesas Messier ir suskirstė į katalogą M27 numeriu.
Tai, kas atsiranda iš šerdies, vadinama baltąja nykštuke. Baltųjų nykštukų tankis didesnis nei 10 7 g/cm 3, o paviršiaus temperatūra – 10 4 K. Šviesumas yra 2-4 eilėmis mažesnis už Saulės šviesumą. Jame nevyksta termobranduolinė sintezė, visa jos skleidžiama energija buvo sukaupta anksčiau.
Baltoji nykštukė vis dar turi galimybę būti aktyvi, jei ji yra dvinarės žvaigždės dalis ir traukia ant savęs kompaniono masę (pavyzdžiui, kompanionas tapo raudonuoju milžinu ir savo mase užpildė visą Roche skiltį). Šiuo atveju vandenilio sintezė CNO cikle gali prasidėti naudojant anglies, esančios baltojoje nykštukėje, pagalba, baigiant išorinio vandenilio sluoksnio („naujos“ žvaigždės) išsiskyrimu. Arba baltosios nykštukės masė gali išaugti tokia didelė, kad jos anglies-deguonies komponentas užsiliepsnoja sprogstamojo degimo bangoje, kylančioje iš centro. Dėl to susidaro sunkūs elementai, išsiskiriantys dideliam energijos kiekiui:

12 C + 16 O → 28 Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV

Žvaigždės šviesumas stipriai didėja 2 savaites, po to dar 2 savaites sparčiai mažėja, o po to per 50 dienų toliau mažėja maždaug 2 kartus. Pagrindinė energija (apie 90 %) iš nikelio izotopo skilimo grandinės išspinduliuojama gama spindulių pavidalu. Šis reiškinys vadinamas 1 tipo supernova.
Baltųjų nykštukų, kurių masė būtų 1,5 ar daugiau saulės masės, nėra. Tai paaiškinama tuo, kad baltosios nykštukės egzistavimui būtina subalansuoti gravitacinį suspaudimą su elektronų dujų slėgiu, tačiau tai atsitinka, kai masė ne didesnė kaip 1,4 M C, šis apribojimas vadinamas Chandrasekhar riba. Vertė gali būti gauta kaip slėgio jėgų lygybės gravitacinio suspaudimo jėgoms sąlyga, darant prielaidą, kad elektronų momentus lemia jų užimamo tūrio neapibrėžties santykis ir jie juda greičiu, artimu šviesos greičiui. .

Neutroninės žvaigždės

Masyvesnių (> 10 M C) žvaigždžių atveju viskas vyksta šiek tiek kitaip Aukšta temperatūra šerdyje suaktyvina energijos sugerties reakcijas, tokias kaip protonų, neutronų ir alfa dalelių išmušimas iš branduolių, taip pat el. didelės energijos elektronų gaudymas, kompensuojantis dviejų branduolių masių skirtumą. Antroji reakcija sukuria neutronų perteklių branduolyje. Abi reakcijos lemia jos aušinimą ir bendrą žvaigždės suspaudimą. Kai baigiasi branduolių sintezės energija, suspaudimas virsta beveik laisvu apvalkalo kritimu ant griūvančios šerdies. Tuo pačiu metu staigiai pagreitėja termobranduolinės sintezės greitis išoriniuose krintančiose sluoksniuose, todėl per kelias minutes išsiskiria didžiulis energijos kiekis (palyginama su energija, kurią šviesos žvaigždės skleidžia per visą savo egzistavimą).
Dėl didelės masės griūvanti šerdis įveikia elektronų dujų slėgį ir toliau susitraukia. Tokiu atveju vyksta reakcijos p + e - → n + ν e, po kurių branduolyje beveik nelieka elektronų, trukdančių suspausti. Suspaudimas įvyksta 10–30 km dydžiui, atitinkančiam tankį, kurį nustato neutroninių išsigimusių dujų slėgis. Ant šerdies krentanti medžiaga gauna smūginę bangą, atsispindinčią nuo neutronų šerdies, ir dalį jos suspaudimo metu išsiskiriančios energijos, dėl kurios išorinis apvalkalas greitai išsviedžia į šonus. Gautas objektas vadinamas neutronine žvaigžde. Didžiąją dalį (90%) energijos, išsiskiriančios dėl gravitacinio suspaudimo, neutrinai išneša per pirmąsias sekundes po žlugimo. Minėtas procesas vadinamas 2 tipo supernovos sprogimu. Sprogimo energija tokia, kad kai kurie iš jų (retai) matomi plika akimi net ir dienos metu. Pirmąją supernovą Kinijos astronomai užfiksavo 185 m. Šiuo metu per metus užfiksuojama keli šimtai protrūkių.
Gautos neutroninės žvaigždės tankis yra ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . Kampinio impulso išsaugojimas žvaigždės suspaudimo metu lemia labai trumpus orbitos periodus, paprastai nuo 1 iki 1000 ms. Paprastoms žvaigždėms tokie laikotarpiai neįmanomi, nes Jų gravitacija negalės atremti tokio sukimosi išcentrinių jėgų. Neutroninė žvaigždė turi labai didelį magnetinį lauką, kurio paviršiuje siekia 10 12 -10 13 Gauso, o tai sukelia stiprią elektromagnetinę spinduliuotę. Magnetinė ašis, kuri nesutampa su sukimosi ašimi, lemia tai, kad neutroninė žvaigždė siunčia periodinius (su sukimosi periodu) spinduliuotės impulsus tam tikra kryptimi. Tokia žvaigždė vadinama pulsaru. Šis faktas padėjo jiems atlikti eksperimentinį atradimą ir yra naudojamas aptikimui. Aptikti neutroninę žvaigždę naudojant optinius metodus yra daug sunkiau dėl mažo jos šviesumo. Orbitos periodas palaipsniui mažėja dėl energijos perėjimo į spinduliuotę.
Išorinį neutroninės žvaigždės sluoksnį sudaro kristalinė medžiaga, daugiausia geležis ir jos kaimyniniai elementai. Didžiąją likusios masės dalį sudaro pionai ir hiperonai, kuriuos galima rasti pačiame centre. Žvaigždės tankis didėja link centro ir gali pasiekti reikšmingai didesnes nei branduolinės medžiagos tankis. Materijos elgsena esant tokiam tankiui yra menkai suprantama. Yra teorijų apie laisvuosius kvarkus, įskaitant ne tik pirmąją kartą, esant tokiam ekstremaliam hadroninės medžiagos tankiui. Galimos superlaidžios ir superskysčios neutroninės medžiagos būsenos.
Yra 2 neutroninės žvaigždės aušinimo mechanizmai. Vienas iš jų – fotonų emisija, kaip ir visur kitur. Antrasis mechanizmas yra neutrinas. Jis vyrauja tol, kol šerdies temperatūra yra aukštesnė nei 10 8 K. Paprastai tai atitinka aukštesnę nei 10 6 K paviršiaus temperatūrą ir trunka 10 5 −10 6 metus. Yra keli neutrinų išmetimo būdai:

Juodosios skylės

Jei pirminės žvaigždės masė viršijo 30 Saulės masių, tada supernovos sprogimo metu susidariusi šerdis bus sunkesnė nei 3 M C. Esant tokiai masei, neutroninių dujų slėgis nebegali sulaikyti gravitacijos, o šerdis nesustoja ties neutroninės žvaigždės stadija, o toliau griūva (tačiau eksperimentiškai aptiktos neutroninės žvaigždės turi ne daugiau kaip 2 Saulės mases, ne trys). Šį kartą niekas nesutrukdys žlugti, susidaro juodoji skylė. Šis objektas turi grynai reliatyvistinį pobūdį ir negali būti paaiškintas be bendrojo reliatyvumo. Nepaisant to, kad materija, remiantis teorija, sugriuvo į tašką - singuliarumą, juodosios skylės spindulys nėra nulis, vadinamas Schwarzschild spinduliu:

R Ш = 2GM/s 2.

Spindulys žymi juodosios skylės gravitacinio lauko, kuris neįveikiamas net fotonams, ribą, vadinamą įvykių horizontu. Pavyzdžiui, Saulės Schwarzschildo spindulys yra tik 3 km. Už įvykių horizonto juodosios skylės gravitacinis laukas yra toks pat kaip įprasto jos masės objekto. Juodoji skylė gali būti stebima tik dėl netiesioginio poveikio, nes ji pati neišskiria jokios pastebimos energijos.
Nors niekas negali išvengti įvykių horizonto, juodoji skylė vis tiek gali sukurti spinduliuotę. Kvantiniame fiziniame vakuume nuolat gimsta ir nyksta virtualios dalelių-antidalelių poros. Stipriausias juodosios skylės gravitacinis laukas gali su jais sąveikauti, kol jie išnyks ir nesugers antidalelės. Jei bendra virtualios antidalelės energija buvo neigiama, juodoji skylė praranda masę, o likusi dalelė tampa tikra ir gauna energijos, kurios pakaktų nuskristi iš juodosios skylės lauko. Ši spinduliuotė vadinama Hokingo spinduliuote ir turi juodo kūno spektrą. Tam galima priskirti tam tikrą temperatūrą:

Šio proceso poveikis daugumos juodųjų skylių masei yra nereikšmingas, palyginti su energija, kurią jos gauna net iš kosminės mikrobangų foninės spinduliuotės. Išimtis – reliktinės mikroskopinės juodosios skylės, kurios galėjo susidaryti ankstyvosiose Visatos evoliucijos stadijose. Maži dydžiai pagreitina garavimo procesą ir sulėtina masės didėjimo procesą. Paskutiniai tokių juodųjų skylių išgaravimo etapai turėtų baigtis sprogimu. Aprašymą atitinkančių sprogimų niekada nebuvo užfiksuota.
Į juodąją skylę patenkanti medžiaga įkaista ir tampa rentgeno spindulių šaltiniu, o tai yra netiesioginis juodosios skylės buvimo ženklas. Kai medžiaga su dideliu kampiniu impulsu patenka į juodąją skylę, aplink ją susidaro besisukantis akrecinis diskas, kuriame dalelės praranda energiją ir kampinį impulsą prieš patenkant į juodąją skylę. Supermasyvios juodosios skylės atveju išilgai disko ašies atsiranda dvi skirtingos kryptys, kuriose skleidžiamos spinduliuotės slėgis ir elektromagnetiniai efektai pagreitina iš disko išstumtas daleles. Tai sukuria galingus medžiagos srautus abiem kryptimis, kuriuos taip pat galima registruoti. Remiantis viena teorija, taip susidėlioja aktyvūs galaktikos branduoliai ir kvazarai.
Besisukanti juodoji skylė yra sudėtingesnis objektas. Sukdamasis jis „užfiksuoja“ tam tikrą erdvės sritį už įvykių horizonto („Lense-Thirring Effect“). Ši sritis vadinama ergosfera, jos riba – statiškumo riba. Statinė riba yra elipsoidas, kuris sutampa su įvykių horizontu dviejuose juodosios skylės sukimosi poliuose.
Besisukančios juodosios skylės turi papildomą energijos praradimo mechanizmą, perduodant energiją dalelėms, įstrigusioms ergosferoje. Šį energijos praradimą lydi kampinio impulso praradimas ir sulėtėja sukimasis.

Nuorodos

S.B.Popovas, M.E.Prokhorovas „Pavienių neutroninių žvaigždžių astrofizika: radijo tyliosios neutroninės žvaigždės ir magnetarai“ SAI MSU, 2002 m.
William J. Kaufman „Kosminės reliatyvumo ribos“ 1977 m
Kiti interneto šaltiniai

gruodžio 20 d 10 g.