Žvaigždžių evoliucija priklausomai nuo pradinės masės. Kaip vystosi žvaigždės?

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

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

„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

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.

Visiškai natūralu, kad žvaigždės nėra gyvos būtybės, bet jos taip pat išgyvena evoliucijos etapus, panašius į gimimą, gyvenimą ir mirtį. Kaip ir žmogus, žvaigždė per savo gyvenimą išgyvena radikalius pokyčius. Tačiau reikia pažymėti, kad jie aiškiai gyvena ilgiau - milijonus ir net milijardus žemiškų metų.

Kaip gimsta žvaigždės? Iš pradžių, tiksliau po Didžiojo sprogimo, materija Visatoje pasiskirstė netolygiai. Žvaigždės pradėjo formuotis ūkuose – milžiniškuose tarpžvaigždinių dulkių ir dujų, daugiausia vandenilio, debesyse. Šią medžiagą veikia gravitacija, o dalis ūko suspaudžiama. Tada susidaro apvalūs ir tankūs dujų ir dulkių debesys – Bok rutuliukai. Tokiam rutuliui ir toliau kondensuojantis, jo masė didėja dėl medžiagos pritraukimo iš ūko. Vidinėje rutulio dalyje gravitacinė jėga yra stipriausia, ji pradeda kaisti ir suktis. Tai jau protožvaigždė. Vandenilio atomai pradeda bombarduoti vienas kitą ir taip generuoti daug energijos. Ilgainiui centrinės dalies temperatūra pasiekia apie penkiolika milijonų laipsnių Celsijaus ir susidaro naujos žvaigždės šerdis. Naujagimis užsidega, pradeda degti ir švytėti. Kiek tai tęsis, priklauso nuo naujosios žvaigždės masės. Ką aš tau sakiau paskutiniame mūsų susitikime. Kuo didesnė masė, tuo trumpesnis žvaigždės gyvenimas.
Beje, nuo masės priklauso, ar protožvaigždė gali tapti žvaigžde. Remiantis skaičiavimais, kad šis susitraukiantis dangaus kūnas virstų žvaigžde, jo masė turi sudaryti ne mažiau kaip 8% Saulės masės. Mažesnis rutulys, kondensuojantis, palaipsniui atvės ir virsta pereinamuoju objektu, kažkuo tarp žvaigždės ir planetos. Tokie objektai vadinami rudaisiais nykštukais.

Pavyzdžiui, Jupiterio planeta yra per maža, kad taptų žvaigžde. Jei Jupiteris būtų masyvesnis, galbūt jo gelmėse prasidėtų termobranduolinės reakcijos, o mūsų Saulės sistema būtų dviguba žvaigždžių sistema. Bet visa tai dainų tekstai...

Taigi, pagrindinis žvaigždės gyvenimo etapas. Didžiąją savo egzistavimo dalį žvaigždė yra pusiausvyros būsenoje. Gravitacijos jėga linkusi žvaigždę suspausti, o energija, išsiskirianti dėl žvaigždėje vykstančių termobranduolinių reakcijų, priverčia žvaigždę plėstis. Šios dvi jėgos sukuria stabilią pusiausvyros padėtį – tokią stabilią, kad žvaigždė taip gyvena milijonus ir milijardus metų. Šis žvaigždės gyvenimo etapas užtikrina jos vietą pagrindinėje sekoje. -

Milijonus metų spindėjusi didelė žvaigždė, tai yra bent šešis kartus sunkesnė už Saulę, pradeda degti. Kai šerdyje pritrūksta vandenilio, žvaigždė plečiasi ir atvėsta, tapdama raudona supermilžine. Tada šis supermilžinas susitrauks, kol galiausiai sprogs siaubingu ir dramatišku, nuostabiu sprogimu, vadinamu supernova. Čia reikia pastebėti, kad labai masyvūs mėlynieji supergigantai apeina virsmo raudonuoju supermilžinu stadiją ir daug greičiau sprogsta į supernovą.
Jei likusi supernovos šerdis yra maža, tada jos katastrofiškas suspaudimas (gravitacinis kolapsas) prasideda į labai tankią neutroninę žvaigždę, o jei ji bus pakankamai didelė, ji dar labiau susitrauks, sudarydama juodąją skylę.

Įprastos žvaigždės mirtis yra šiek tiek kitokia. Tokia žvaigždė gyvena ilgiau ir miršta ramesne mirtimi. Pavyzdžiui, saulė degs dar penkis milijardus metų, kol jos šerdyje nebeliks vandenilio. Tada jo išoriniai sluoksniai pradės plėstis ir vėsti; susidaro raudonasis milžinas. Tokios formos žvaigždė gali egzistuoti apie 100 milijonų metų ant helio, susidariusio per savo gyvavimo laiką jos šerdyje. Tačiau helis taip pat perdega. Be viso to, išoriniai sluoksniai bus nunešti – jie suformuos planetinį ūką, o iš šerdies susitrauks tanki balta nykštukė. Nors baltoji nykštukė yra gana karšta, ji ilgainiui atvės ir taps mirusia žvaigžde, vadinama juodąja nykštuke.

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“ iš žvaigždžių dulkių procesas užtruko milijonus metų, tačiau 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 rutulio viduje esančių karštų dujų slėgis subalansuoja išorines jėgas. 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 temperatūrą jų šerdyje, o tai prisideda prie nuolatinių 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.

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 sukuria 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, kurie, skirtingai nei visa Visata, gali būti stebimi šiuolaikinėmis mokslo priemonėmis.

Tyrinėdami žvaigždžių gyvavimo ciklą, galite pasinaudoti artimiausios mums žvaigždės pavyzdžiu. Saulė yra viena iš šimtų trilijonų žvaigždžių mūsų regėjimo lauke. Be to, atstumas nuo Žemės iki Saulės (150 mln. km) suteikia unikalią galimybę tyrinėti objektą nepaliekant 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 mažytės dalelės suformavo tarpžvaigždinius debesis, kurie tapo trilijonų žvaigždžių „gimdymo namais“. 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.

Fizinių jėgų priešpriešoje 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 dujų sankaupa yra tanki, dėl intensyvaus suspaudimo susidaro 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 žvaigždžių materijos tankio, o vykstantis suspaudimas įjungia 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 medžiaga nėra skystos būsenos, 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 formavimosi versija yra tik primityvi diagrama, nusakanti pradinį žvaigždės evoliucijos ir gimimo etapą. 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, 1967 metais Oriono ūke astrofizikai infraraudonųjų spindulių diapazone aptiko naują žvaigždę, kurios spinduliavimo temperatūra siekė 700 Kelvino laipsnių. Vėliau paaiškėjo, kad protožvaigždžių gimtinė yra kompaktiški šaltiniai, egzistuojantys ne tik mūsų galaktikoje, bet ir kituose tolimuose Visatos kampeliuose. Be infraraudonųjų spindulių, naujų žvaigždžių gimimo vietas žymi intensyvūs radijo signalai.

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, paaiškėjo, kad žvaigždės yra tos pačios saulės, tik skirtingų dydžių ir skirtingų likimų. 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 žvaigždė turi įvairiais savo egzistavimo etapais.

Ištyrę Saulės ir kitų žvaigždžių energijos spektrinę analizę, mokslininkai padarė išvadą, kad žvaigždžių ir planetų evoliucija turi bendras šaknis. Visi kosminiai kūnai turi tą patį tipą, panašią cheminę sudėtį ir kilę iš tos pačios materijos, atsiradusios dėl 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 kitos fizinės disciplinos – kvantinės mechanikos – kontekste. Pagal šią teoriją, žvaigždžių materiją lemianti materija susideda iš nuolat besiskiriančių atomų ir elementariųjų dalelių, kurios sukuria 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 žvaigždžių sandarą, leis suprasti jų struktūrą ir pagrindinį skirtumą nuo kitų kosminių objektų.

Pagrindinis bruožas yra tai, kad daugelis Visatoje esančių objektų turi tam tikrą dydį ir formą, o žvaigždė gali keisti dydį, kai vystosi. 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 skirtingais savo egzistavimo laikotarpiais atrodo skirtingai. 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, kuris išlaiko savo dydį dėl pusiausvyros tarp gravitacijos jėgų ir termobranduolinių reakcijų energijos. Šio idealaus natūralaus modelio rezultatas – 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 visus 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 susidarę 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. Ryškiausios žvaigždės mūsų galaktikoje yra ne tik didžiausios, palyginti su Saule, bet ir jauniausios. Astrofizikai ir astronomai tokias žvaigždes vadina mėlynaisiais supermilžinais. Galiausiai 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).

Naudodami duomenis apie žvaigždės masę galime daryti prielaidą, kad ji vystosi evoliuciniu keliu. 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, labai greitai, šios atsargos baigsis. Sprendžiant iš to, kad mūsų Saulė ir toliau šviečia daugiau nei 5 milijardus metų, nesikeičiant savo dydžiui, brandus žvaigždės amžius vis dar gali trukti 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 didelio 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. Kai žvaigždės viduje yra didelė masė, žvaigždžių medžiagos tankinimo procesai prasideda atominiu ir molekuliniu lygiu. 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 centimetras žvaigždžių medžiagos gali sverti milijardus tonų.

Jei iš pradžių turėjome reikalų su didelės masės žvaigžde, paskutinis evoliucijos etapas 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 nuliu ir virsta juodąja skyle kosmose. Juodųjų skylių būtų žymiai daugiau, jei didžiąją erdvės dalį užimtų masyvios ir supermasyvios žvaigždės.

Pažymėtina, kad raudonajam milžinui transformuojant į neutroninę žvaigždę arba juodąją skylę, Visata gali patirti unikalų reiškinį – naujo kosminio objekto gimimą.

Supernovos gimimas yra įspūdingiausias paskutinis žvaigždžių evoliucijos etapas. 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 – tai sprogimas, siaubingos jėgos smūginė banga, ryškus blyksnis didžiulėse Visatos platybėse.

Reikia pažymėti, kad mūsų Saulė nėra masyvi žvaigždė, todėl panašus likimas jai negresia, o 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 vyko prieš milijardus metų, ir įsivaizduoti, su kuo gali susidurti ateities žemiečių kartos.

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