Krentanti evoliucijos žvaigždė. Žvaigždės gyvenimo ciklas - aprašymas, diagrama ir įdomūs faktai

Nors žmogaus laiko skalėje žvaigždės atrodo amžinos, jos, kaip ir viskas gamtoje, gimsta, gyvena ir miršta. Pagal visuotinai priimtą dujų ir dulkių debesų hipotezę, žvaigždė gimsta dėl gravitacinio tarpžvaigždinio dujų ir dulkių debesies suspaudimo. Toks debesis tirštėjant pirmiausia susidaro protožvaigždė, temperatūra jos centre nuolat kyla, kol pasiekia ribą, reikalingą dalelių šiluminio judėjimo greičiui viršyti ribą, po kurios protonai gali įveikti makroskopines abipusio elektrostatinio atstūmimo jėgas ( cm. Kulono dėsnis) ir įsilieti į termobranduolinės sintezės reakciją ( cm. Branduolio skilimas ir sintezė).

Dėl daugiapakopės termobranduolinės sintezės reakcijos iš keturių protonų galiausiai susidaro helio branduolys (2 protonai + 2 neutronai) ir išsiskiria visas įvairių elementariųjų dalelių fontanas. Galutinėje būsenoje bendra susidariusių dalelių masė yra mažiau keturių pradinių protonų masės, o tai reiškia, kad reakcijos metu išsiskiria laisva energija ( cm. Reliatyvumo teorija). Dėl šios priežasties naujagimio žvaigždės vidinė šerdis greitai įkaista iki itin aukštų temperatūrų, o jos energijos perteklius ima taškytis link mažiau karšto paviršiaus – ir išeina. Tuo pačiu metu pradeda didėti slėgis žvaigždės centre ( cm. Idealiųjų dujų būsenos lygtis). Taigi, termobranduolinės reakcijos procese „degindama“ vandenilį, žvaigždė neleidžia gravitacinės traukos jėgoms susispausti iki itin tankios būsenos, o tai atsveria gravitacinį žlugimą nuolat atnaujinamu vidiniu šiluminiu slėgiu, dėl kurio susidaro stabilus. energijos pusiausvyra. Teigiama, kad žvaigždės, aktyviai deginančios vandenilį, yra savo gyvavimo ciklo arba evoliucijos „pirminėje fazėje“ cm. Hertzsprung-Russell diagrama). Vieno cheminio elemento transformacija į kitą žvaigždės viduje vadinamas branduolių sintezė arba nukleosintezė.

Visų pirma, Saulė buvo aktyvioje vandenilio deginimo stadijoje aktyvios nukleosintezės procese maždaug 5 milijardus metų, o vandenilio atsargų šerdyje, kad ji tęstųsi, mūsų šviesuoliui turėtų pakakti dar 5,5 milijardo metų. Kuo žvaigždė masyvesnė, tuo ji turi didesnę vandenilio kuro atsargą, tačiau, kad atremtų gravitacinio žlugimo jėgas, ji turi deginti vandenilį tokiu intensyvumu, kuris viršija vandenilio atsargų augimo greitį, didėjant žvaigždės masei. Taigi, kuo žvaigždė masyvesnė, tuo trumpesnis jos gyvavimo laikas, nulemtas vandenilio atsargų išeikvojimo, o didžiausios žvaigždės tiesiogine prasme išdega per „kažkias“ dešimtis milijonų metų. Kita vertus, mažiausios žvaigždės patogiai gyvena šimtus milijardų metų. Taigi šiuo mastu mūsų Saulė priklauso „stipriai vidurinei klasei“.

Tačiau anksčiau ar vėliau bet kuri žvaigždė sunaudos visą vandenilį, tinkamą deginti savo termobranduolinėje krosnyje. Kas toliau? Tai taip pat priklauso nuo žvaigždės masės. Saulė (ir visos žvaigždės, neviršijančios savo masės daugiau nei aštuonis kartus) mano gyvenimą baigia labai banaliai. Vandenilio atsargoms žvaigždės žarnyne senkant, gravitacinio suspaudimo jėgos, kurios kantriai laukė šios valandos nuo pat žvaigždės gimimo akimirkos, pradeda įgyti persvarą – ir jų įtakoje. žvaigždė pradeda trauktis ir tapti tankesnė. Šis procesas turi dvejopą poveikį: temperatūra sluoksniuose aplink žvaigždės šerdį pakyla iki tokio lygio, kai ten esantis vandenilis galiausiai termobranduoliniu būdu susilieja, kad susidarytų helis. Tuo pačiu metu temperatūra pačioje šerdyje, kurią dabar sudaro beveik vien helis, pakyla tiek, kad pats helis – tam tikri blėstančios pirminės nukleosintezės reakcijos „pelenai“ – patenka į naują termobranduolinės sintezės reakciją: nuo trijų. helio branduolių, susidaro vienas anglies branduolys. Šis antrinės termobranduolinės sintezės reakcijos procesas, kurį skatina pirminės reakcijos produktai, yra vienas iš pagrindinių žvaigždžių gyvavimo ciklo momentų.

Antrinio helio degimo metu žvaigždės šerdyje išsiskiria tiek energijos, kad žvaigždė tiesiogine to žodžio prasme pradeda pūsti. Visų pirma, Saulės apvalkalas šiuo gyvenimo etapu išsiplės už Veneros orbitos. Šiuo atveju bendra žvaigždės spinduliuotės energija išlieka maždaug tame pačiame lygyje kaip ir pagrindinėje jos gyvavimo fazėje, tačiau kadangi ši energija dabar išspinduliuojama per daug didesnį paviršiaus plotą, išorinis žvaigždės sluoksnis atvėsta iki raudona spektro dalis. Žvaigždė virsta raudonasis milžinas.

Saulės klasės žvaigždėms, išeikvojus antrinę nukleosintezės reakciją skatinantį kurą, vėl prasideda gravitacinio kolapso etapas – šį kartą paskutinis. Temperatūra šerdies viduje nebegali pakilti iki tokio lygio, kuris būtinas kitam termobranduolinės reakcijos lygiui pradėti. Todėl žvaigždė traukiasi tol, kol gravitacinės traukos jėgas subalansuos kitas jėgos barjeras. Jo vaidmenį atlieka išsigimęs elektronų dujų slėgis(cm. Chandrasekhar riba). Elektronai, kurie iki šio etapo žvaigždės evoliucijoje atliko bedarbių statistų vaidmenį, nedalyvaujantys branduolių sintezės reakcijose ir sintezės procese laisvai judantys tarp branduolių, tam tikrame suspaudimo etape netenka „gyvosios erdvės“. ir pradeda „priešintis“ tolimesniam gravitaciniam žvaigždės suspaudimui. Žvaigždės būklė stabilizuojasi ir ji virsta išsigimusia baltasis nykštukas, kuri skleis likutinę šilumą į erdvę, kol visiškai atvės.

Žvaigždės, masyvesnės už Saulę, susiduria su daug įspūdingesne pabaiga. Sudegus heliui, jų masės suspaudimo metu pasirodo, kad pakanka įkaitinti šerdį ir apvalkalą iki temperatūros, reikalingos tolimesnėms nukleosintezės reakcijoms – anglies, tada silicio, magnio – ir pan., augant branduolinėms masėms. Be to, prasidėjus kiekvienai naujai reakcijai žvaigždės šerdyje, ankstesnė tęsiasi jos apvalkale. Tiesą sakant, visi cheminiai elementai, įskaitant geležį, sudarantys Visatą, susidarė būtent dėl ​​nukleosintezės mirštančių tokio tipo žvaigždžių gelmėse. Tačiau geležis yra riba; jis negali būti naudojamas kaip kuras branduolių sintezei ar skilimo reakcijoms esant bet kokiai temperatūrai ar slėgiui, nes ir jo skilimui, ir papildomų nukleonų pridėjimui reikia išorinės energijos antplūdžio. Dėl to didžiulė žvaigždė palaipsniui kaupia savyje geležies šerdį, kuri negali pasitarnauti kaip kuras tolimesnėms branduolinėms reakcijoms.

Kai temperatūra ir slėgis branduolio viduje pasiekia tam tikrą lygį, elektronai pradeda sąveikauti su geležies branduolių protonais, todėl susidaro neutronai. Ir per labai trumpą laiką – kai kurie teoretikai mano, kad tai užtrunka kelias sekundes – per ankstesnę žvaigždės evoliuciją laisvi elektronai tiesiogine prasme ištirpsta geležies branduolių protonuose, visa žvaigždės šerdies medžiaga virsta kieta neutronų krūva ir pradeda greitai gniuždyti gravitacinio kolapso metu, nes priešingas išsigimusių elektronų dujų slėgis nukrenta iki nulio. Išorinis žvaigždės apvalkalas, iš kurio išmušta visa atrama, griūva link centro. Sugriuvusio išorinio apvalkalo susidūrimo su neutronų šerdimi energija yra tokia didelė, kad ji atšoka didžiuliu greičiu ir išsisklaido iš šerdies į visas puses – ir žvaigždė tiesiogine prasme sprogsta akinamu blyksniu. supernova žvaigždės. Per kelias sekundes supernovos sprogimas į kosmosą gali išleisti daugiau energijos nei visos galaktikos žvaigždės kartu sudėjus per tą patį laiką.

Po supernovos sprogimo ir maždaug 10-30 Saulės masių masės žvaigždžių apvalkalo išsiplėtimo, vykstantis gravitacinis griūtis lemia neutroninės žvaigždės susidarymą, kurios medžiaga suspaudžiama tol, kol pradeda jaustis. išsigimusių neutronų slėgis - kitaip tariant, dabar neutronai (kaip ir elektronai anksčiau) pradeda priešintis tolesniam suspaudimui, todėl sau gyvenamoji erdvė. Paprastai tai atsitinka, kai žvaigždė pasiekia maždaug 15 km skersmens dydį. Rezultatas – greitai besisukanti neutroninė žvaigždė, skleidžianti elektromagnetinius impulsus savo sukimosi dažniu; tokios žvaigždės vadinamos pulsarai. Galiausiai, jei žvaigždės branduolio masė viršija 30 Saulės masių, niekas negali sustabdyti tolesnės gravitacinės žlugimo, o supernovos sprogimas baigiasi

Žvaigždės, kaip ir žmonės, gali būti naujagimiai, jaunos, senos. Kiekvieną akimirką vienos žvaigždės miršta, o kitos susidaro. Paprastai jauniausi iš jų yra panašūs į Saulę. Jie yra formavimosi stadijoje ir iš tikrųjų yra protožvaigždės. Astronomai jas vadina T-Tauro žvaigždėmis pagal jų prototipą. Pagal savo savybes, pavyzdžiui, šviesumą, protožvaigždės yra kintamos, nes jų egzistavimas dar neįžengė į stabilią fazę. Daugelį jų supa daug medžiagos. Galingos vėjo srovės sklinda iš T tipo žvaigždžių.

Protosžvaigždės: jų gyvavimo ciklo pradžia

Jei materija nukrenta ant protožvaigždės paviršiaus, ji greitai sudega ir virsta šiluma. Dėl to protožvaigždžių temperatūra nuolat kyla. Kai ji pakyla taip aukštai, kad žvaigždės centre suveikia branduolinės reakcijos, protožvaigždė įgyja paprastos statusą. Prasidėjus branduolinėms reakcijoms, žvaigždė turi nuolatinį energijos šaltinį, kuris palaiko jos gyvybę ilgą laiką. Kiek ilgas žvaigždės gyvavimo ciklas visatoje priklausys nuo pradinio jos dydžio. Tačiau manoma, kad Saulės skersmens žvaigždės turi pakankamai energijos patogiai egzistuoti maždaug 10 milijardų metų. Nepaisant to, pasitaiko ir taip, kad net masyvesnės žvaigždės gyvena vos kelis milijonus metų. Taip yra dėl to, kad jie kurą sudegina daug greičiau.

Normalaus dydžio žvaigždės

Kiekviena iš žvaigždžių yra karštų dujų gumulas. Jų gelmėse nuolat vyksta branduolinės energijos gamybos procesas. Tačiau ne visos žvaigždės yra panašios į saulę. Vienas iš pagrindinių skirtumų yra spalva. Žvaigždės yra ne tik geltonos, bet ir melsvos bei rausvos spalvos.

Ryškumas ir šviesumas

Jie taip pat skiriasi tokiomis savybėmis kaip blizgesys ir ryškumas. Kiek ryški bus žvaigždė, stebima nuo Žemės paviršiaus, priklauso ne tik nuo jos šviesumo, bet ir nuo atstumo nuo mūsų planetos. Atsižvelgiant į jų atstumą nuo Žemės, žvaigždės gali turėti visiškai skirtingą ryškumą. Šis indikatorius svyruoja nuo vienos dešimties tūkstantosios saulės spindesio iki šviesumo, prilygstančiam daugiau nei milijonui Saulės.

Dauguma žvaigždžių yra apatinėje šio spektro dalyje, nes yra neryškios. Daugeliu atžvilgių Saulė yra vidutinė, tipiška žvaigždė. Tačiau, palyginti su kitais, jis turi daug didesnį ryškumą. Net plika akimi galima stebėti daugybę neryškių žvaigždžių. Žvaigždžių ryškumas skiriasi dėl jų masės. Spalvą, blizgesį ir ryškumo pokyčius laikui bėgant lemia medžiagos kiekis.

Bandoma paaiškinti žvaigždžių gyvavimo ciklą

Žmonės jau seniai bandė atsekti žvaigždžių gyvenimą, tačiau pirmieji mokslininkų bandymai buvo gana nedrąsūs. Pirmasis žingsnis buvo Lane'o dėsnio taikymas Helmholtzo-Kelvino gravitacinio susitraukimo hipotezei. Tai atnešė naują supratimą į astronomiją: teoriškai žvaigždės temperatūra turėtų didėti (jos indikatorius yra atvirkščiai proporcingas žvaigždės spinduliui), kol tankio padidėjimas sulėtins suspaudimo procesus. Tada energijos sąnaudos bus didesnės nei pajamos. Šiuo metu žvaigždė pradės greitai atvėsti.

Hipotezės apie žvaigždžių gyvenimą

Vieną iš pirminių hipotezių apie žvaigždės gyvavimo ciklą pasiūlė astronomas Normanas Lockyeris. Jis tikėjo, kad žvaigždės kyla iš meteorinės medžiagos. Be to, jo hipotezės nuostatos buvo pagrįstos ne tik teorinėmis astronomijos išvadomis, bet ir žvaigždžių spektrinės analizės duomenimis. Lockyeris buvo įsitikinęs, kad cheminiai elementai, dalyvaujantys dangaus kūnų evoliucijoje, susideda iš elementariųjų dalelių – „protoelementų“. Skirtingai nuo šiuolaikinių neutronų, protonų ir elektronų, jie turi ne bendrą, o individualų charakterį. Pavyzdžiui, pasak Lockyer, vandenilis skyla į vadinamąjį „protovandenilį“; geležis tampa „proto-geležimi“. Kiti astronomai taip pat bandė apibūdinti žvaigždės gyvavimo ciklą, pavyzdžiui, Jamesas Hopwoodas, Yakovas Zeldovičius, Fredas Hoyle'as.

Milžiniškos žvaigždės ir nykštukinės žvaigždės

Didesnės žvaigždės yra karščiausios ir ryškiausios. Paprastai jie yra balti arba melsvi. Nepaisant to, kad jie yra milžiniško dydžio, jų viduje esantis kuras sudega taip greitai, kad jų atimama vos per kelis milijonus metų.

Mažos žvaigždės, priešingai nei milžiniškos, paprastai nėra tokios ryškios. Jie yra raudonos spalvos ir gyvena pakankamai ilgai – milijardus metų. Tačiau tarp ryškių žvaigždžių danguje yra ir raudonų bei oranžinių. Pavyzdys yra žvaigždė Aldebaranas - vadinamoji „jaučio akis“, esanti Tauro žvaigždyne; o taip pat Skorpiono žvaigždyne. Kodėl šios šaunios žvaigždės gali konkuruoti ryškumu su karštomis žvaigždėmis, tokiomis kaip Sirijus?

Taip yra dėl to, kad jie kažkada labai išsiplėtė ir savo skersmeniu pradėjo viršyti didžiules raudonas žvaigždes (supergiantus). Didžiulis plotas leidžia šioms žvaigždėms išmesti daugiau energijos nei Saulė. Taip yra nepaisant to, kad jų temperatūra yra daug žemesnė. Pavyzdžiui, Betelgeuse, esančios Oriono žvaigždyne, skersmuo yra kelis šimtus kartų didesnis už Saulės skersmenį. O paprastų raudonųjų žvaigždžių skersmuo dažniausiai nesiekia nė dešimtadalio Saulės dydžio. Tokios žvaigždės vadinamos nykštukais. Kiekvienas dangaus kūnas gali pereiti tokio tipo žvaigždžių gyvavimo ciklus – ta pati žvaigždė skirtingais savo gyvenimo tarpsniais gali būti ir raudonoji milžinė, ir nykštukė.

Paprastai tokie šviestuvai kaip Saulė palaiko savo egzistavimą dėl viduje esančio vandenilio. Žvaigždės branduolio viduje jis virsta heliu. Saulė turi didžiulį kuro kiekį, bet net ir jis nėra begalinis – per pastaruosius penkis milijardus metų buvo išnaudota pusė kuro.

Žvaigždžių gyvenimas. Žvaigždžių gyvenimo ciklas

Kai vandenilio atsargos žvaigždės viduje išsenka, įvyksta dideli pokyčiai. Likęs vandenilis pradeda degti ne jo šerdyje, o paviršiuje. Tuo pačiu metu žvaigždės gyvenimo trukmė vis trumpėja. Šiuo laikotarpiu žvaigždžių ciklas, bent jau dauguma jų, patenka į raudonojo milžino stadiją. Žvaigždės dydis tampa didesnis, o jos temperatūra, priešingai, mažėja. Taip atsiranda dauguma raudonųjų milžinų ir supergigantų. Šis procesas yra bendros žvaigždėse vykstančių pokyčių sekos, kurią mokslininkai vadina žvaigždžių evoliucija, dalis. Žvaigždės gyvavimo ciklas apima visas jo stadijas: galiausiai visos žvaigždės sensta ir miršta, o jų egzistavimo trukmę tiesiogiai lemia kuro kiekis. Didžiosios žvaigždės baigia savo gyvenimą didžiuliu įspūdingu sprogimu. Kuklesnės, atvirkščiai, miršta, pamažu susitraukdamos iki baltųjų nykštukų dydžio. Tada jie tiesiog išnyksta.

Kiek gyvena vidutinė žvaigždė? Žvaigždės gyvavimo ciklas gali trukti nuo mažiau nei 1,5 milijono metų iki 1 milijardo metų ar daugiau. Visa tai, kaip minėta, priklauso nuo jo sudėties ir dydžio. Tokios žvaigždės kaip Saulė gyvena nuo 10 iki 16 milijardų metų. Labai ryškios žvaigždės, kaip ir Sirijus, turi palyginti trumpą gyvenimą – vos kelis šimtus milijonų metų. Žvaigždės gyvavimo ciklo diagramą sudaro šie etapai. Tai molekulinis debesis – gravitacinis debesies griūtis – supernovos gimimas – protožvaigždės evoliucija – protožvaigždinės fazės pabaiga. Tada sekite etapus: jaunos žvaigždės stadijos pradžia – gyvenimo vidurys – branda – raudonojo milžino stadija – planetinis ūkas – baltojo nykštuko stadija. Paskutinės dvi fazės būdingos mažoms žvaigždėms.

Planetinių ūkų prigimtis

Taigi, trumpai apžvelgėme žvaigždės gyvavimo ciklą. Tačiau tai, kas iš didžiulio raudonojo milžino virsta baltąja nykštuke, kartais žvaigždės numeta išorinius sluoksnius, o tada išryškėja žvaigždės šerdis. Dujų apvalkalas pradeda švytėti veikiamas žvaigždės skleidžiamos energijos. Šis etapas gavo savo pavadinimą dėl to, kad šviečiantys dujų burbuliukai šiame apvalkale dažnai atrodo kaip diskai aplink planetas. Tačiau iš tikrųjų jie neturi nieko bendra su planetomis. Vaikų žvaigždžių gyvavimo ciklas gali apimti ne visas mokslines detales. Galima apibūdinti tik pagrindines dangaus kūnų evoliucijos fazes.

Žvaigždžių spiečiai

Astronomai mėgsta tyrinėti Egzistuoja hipotezė, kad visi šviesuoliai gimsta grupėmis, o ne pavieniui. Kadangi žvaigždžių, priklausančių tam pačiam spiečiui, savybės yra panašios, skirtumai tarp jų yra teisingi, o ne dėl atstumo iki Žemės. Kad ir kokie pokyčiai įvyktų šiose žvaigždėse, jie atsiranda tuo pačiu metu ir vienodomis sąlygomis. Ypač daug žinių galima gauti tiriant jų savybių priklausomybę nuo masės. Juk spiečių žvaigždžių amžius ir atstumas nuo Žemės yra maždaug vienodi, todėl skiriasi tik šiuo rodikliu. Klasteriai bus įdomūs ne tik profesionaliems astronomams – kiekvienas mėgėjas mielai nusifotografuos ir pasigrožės išskirtinai gražiu jų vaizdu planetariume.

Žvaigždžių ir ištisų galaktikų gimimas įvyksta visam laikui, kaip ir jų mirtis. Vienos žvaigždės išnykimas kompensuoja kitos atsiradimą, todėl mums atrodo, kad danguje nuolatos yra tie patys šviesuliai.

Žvaigždės gimsta dėl tarpžvaigždinio debesies suspaudimo, kuriam įtakos turi stiprus dujų slėgio kritimas. Priklausomai nuo suslėgtų dujų masės, kinta gimstančių žvaigždžių skaičius: jei maža – gimsta viena žvaigždė, jei didelė – galimas ištiso spiečiaus susidarymas.

Žvaigždės atsiradimo etapai

Čia reikia išskirti du pagrindinius etapus – greitą protožvaigždės suspaudimą ir lėtą. Pirmuoju atveju skiriamasis bruožas yra gravitacija: protožvaigždės materija beveik laisvai krinta link savo centro. Šiame etape dujų temperatūra išlieka nepakitusi, jos trukmė apie 100 tūkstančių metų, o per šį laiką protožvaigždės dydis labai ženkliai sumažėja.

Ir jei pirmajame etape šilumos perteklius nuolat pasišalino, tada protožvaigždė tampa tankesnė. Šilumos šalinimas nebevyksta tokiu dideliu greičiu, kad dujos ir toliau greitai suspaudžiamos ir įkaista. Lėtas protožvaigždės susitraukimas trunka dar ilgiau – daugiau nei dešimt milijonų metų. Pasiekus itin aukštą temperatūrą (daugiau nei milijoną laipsnių), termobranduolinės reakcijos daro savo, todėl suspaudimas nutrūksta. Po to iš protožvaigždės susidaro nauja žvaigždė.

Žvaigždės gyvenimo ciklas

Žvaigždės yra kaip gyvi organizmai: jos gimsta, pasiekia savo vystymosi viršūnę ir tada miršta. Dideli pokyčiai prasideda, kai centrinėje žvaigždės dalyje baigiasi vandenilis. Ji pradeda degti jau kiaute, palaipsniui didindama jo dydį, o žvaigždė gali virsti raudonuoju milžinu ar net supermilžinu.

Visos žvaigždės turi visiškai skirtingus gyvavimo ciklus, viskas priklauso nuo jų masės. Tie, kurie sveria daugiau, gyvena ilgiau ir galiausiai sprogsta. Mūsų saulė nėra masyvi žvaigždė, todėl tokio tipo dangaus kūnai susiduria su kitokiu galu: jie palaipsniui išnyksta ir tampa tankia struktūra, vadinama baltąja nykštuke.

Raudonasis milžinas

Žvaigždės, kurios išnaudojo vandenilio atsargas, gali įgyti milžiniškus dydžius. Tokie šviesuliai vadinami raudonaisiais milžinais. Jų skiriamasis bruožas, be dydžio, yra išplėsta atmosfera ir labai žema paviršiaus temperatūra. Tyrimai parodė, kad ne visos žvaigždės praeina šį vystymosi etapą. Tik tos žvaigždės, kurios turi didelę masę, tampa raudonaisiais milžinais.

Ryškiausi atstovai yra Arcturus ir Antare, kurių matomi sluoksniai yra gana žemos temperatūros, o išsikrovęs apvalkalas turi nemažą mastą. Kūnų viduje vyksta helio užsidegimo procesas, kuriam būdingas staigių šviesos svyravimų nebuvimas.

Baltasis nykštukas

Mažos dydžio ir masės žvaigždės virsta baltais nykštukais. Jų tankis yra labai didelis (apie milijoną kartų didesnis už vandens tankį), todėl žvaigždės medžiaga pereina į būseną, vadinamą „išsigimusiomis dujomis“. Baltosios nykštukės viduje nepastebima jokių termobranduolinių reakcijų, o šviesą jai suteikia tik atšalimo faktas. Šios būsenos žvaigždės dydis yra labai mažas. Pavyzdžiui, daugelis baltųjų nykštukų savo dydžiu yra panašaus į Žemę.

Žvaigždė-- dangaus kūnas, kuriame vyksta, įvyko arba įvyks termobranduolinės reakcijos. Žvaigždės yra didžiuliai šviečiantys dujų (plazmos) rutuliai. Susidaro iš dujų ir dulkių aplinkos (vandenilio ir helio) dėl gravitacinio suspaudimo. Medžiagos temperatūra žvaigždžių viduje matuojama milijonais kelvinų, o jų paviršiuje – tūkstančiais kelvinų. Daugumos žvaigždžių energija išsiskiria dėl termobranduolinių reakcijų, vandenilį paverčiančių heliu, vykstančių aukštoje temperatūroje vidaus regionuose. Žvaigždės dažnai vadinamos pagrindiniais Visatos kūnais, nes juose gamtoje yra didžioji dalis šviečiančios medžiagos. Žvaigždės yra didžiuliai, sferiniai objektai, pagaminti iš helio ir vandenilio, taip pat iš kitų dujų. Žvaigždės energija yra jos šerdyje, kur helis kas sekundę sąveikauja su vandeniliu. Kaip ir viskas, kas mūsų visatoje yra organiška, žvaigždės kyla, vystosi, keičiasi ir išnyksta – šis procesas trunka milijardus metų ir vadinamas „Žvaigždžių evoliucijos“ procesu.

1. Žvaigždžių evoliucija

Žvaigždžių evoliucija– pokyčių seka, kurią žvaigždė patiria per savo gyvenimą, ty per šimtus tūkstančių, milijonus ar milijardus metų, kai ji išspinduliuoja šviesą ir šilumą. Žvaigždė savo gyvenimą pradeda kaip šaltas, išretėjęs tarpžvaigždinių dujų debesis (retėjusi dujinė terpė, užpildanti visą erdvę tarp žvaigždžių), susispaudžianti veikiama savo gravitacijos ir palaipsniui įgaunanti rutulio formą. Suspaudus, gravitacinė energija (universali pagrindinė sąveika tarp visų materialių kūnų) virsta šiluma, o objekto temperatūra pakyla. Kai temperatūra centre pasiekia 15-20 milijonų K, prasideda termobranduolinės reakcijos ir sustoja suspaudimas. Objektas tampa visaverte žvaigžde. Pirmasis žvaigždės gyvenimo etapas panašus į saulės – joje vyrauja vandenilio ciklo reakcijos. Šioje būsenoje jis išlieka didžiąją savo gyvenimo dalį, būdamas pagrindinėje Hertzsprung-Russell diagramos sekoje (1 pav.) (parodantis ryšį tarp absoliutaus dydžio, šviesumo, spektrinio tipo ir žvaigždės paviršiaus temperatūros, 1910 m.), kol jo kuro atsargos baigiasi jo šerdyje. Kai visas žvaigždės centre esantis vandenilis virsta heliu, susidaro helio šerdis, o jos periferijoje tęsiasi termobranduolinis vandenilio degimas. Šiuo laikotarpiu žvaigždės struktūra pradeda keistis. Jos šviesumas didėja, išoriniai sluoksniai plečiasi, o paviršiaus temperatūra mažėja – žvaigždė tampa raudona milžine, kuri Hertzsprung-Russell diagramoje suformuoja šaką. Šioje šakoje žvaigždė praleidžia žymiai mažiau laiko nei pagrindinėje sekoje. Kai sukaupta helio šerdies masė tampa reikšminga, ji negali išlaikyti savo svorio ir pradeda trauktis; jei žvaigždė yra pakankamai masyvi, kylanti temperatūra gali sukelti tolesnį termobranduolinį helio virsmą sunkesniais elementais (helis į anglį, anglis į deguonį, deguonis į silicį ir galiausiai silicis į geležį).

2. Termobranduolinė sintezė žvaigždžių viduje

Iki 1939 m. buvo nustatyta, kad žvaigždžių energijos šaltinis yra termobranduolinė sintezė, vykstanti žvaigždžių žarnyne. Dauguma žvaigždžių skleidžia spinduliuotę, nes keturi protonai jų šerdyje per keletą tarpinių žingsnių susijungia į vieną alfa dalelę. Ši transformacija gali vykti dviem pagrindiniais būdais, vadinamais protono-protono, arba p-p, ciklu ir anglies-azoto, arba CN, ciklu. Mažos masės žvaigždėse energijos išsiskyrimą daugiausia užtikrina pirmasis ciklas, sunkiosiose – antrasis. Branduolinio kuro tiekimas žvaigždėje yra ribotas ir nuolat išleidžiamas radiacijai. Termobranduolinės sintezės procesas, kuris išskiria energiją ir keičia žvaigždės medžiagos sudėtį, kartu su gravitacija, kuri linkusi žvaigždę suspausti ir taip pat išskiria energiją, taip pat spinduliuotė nuo paviršiaus, kuri išneša išsiskyrusią energiją. pagrindinės žvaigždžių evoliucijos varomosios jėgos. Žvaigždės evoliucija prasideda milžiniškame molekuliniame debesyje, dar vadinamame žvaigždžių lopšiu. Daugumoje „tuščios“ erdvės galaktikoje iš tikrųjų yra nuo 0,1 iki 1 molekulės cm?. Molekulinio debesies tankis yra apie milijoną molekulių cm?. Tokio debesies masė 100 000–10 000 000 kartų viršija Saulės masę dėl savo dydžio: nuo 50 iki 300 šviesmečių skersmens. Kol debesis laisvai sukasi aplink savo gimtosios galaktikos centrą, nieko neįvyksta. Tačiau dėl gravitacinio lauko nehomogeniškumo jame gali atsirasti trikdžių, dėl kurių gali susidaryti vietinė masės koncentracija. Tokie trikdžiai sukelia gravitacinį debesies griūtį. Vienas iš scenarijų, lemiančių tai, yra dviejų debesų susidūrimas. Kitas įvykis, sukeliantis griūtį, gali būti debesies prasiskverbimas per tankią spiralinės galaktikos ranką. Taip pat svarbus veiksnys gali būti netoliese esančios supernovos sprogimas, kurio smūgio 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 inicijuoti žvaigždžių formavimosi procesą. Dėl atsiradusių nehomogeniškumo molekulinių dujų slėgis nebegali užkirsti kelio tolesniam suspaudimui, o veikiamos gravitacinių traukos jėgų dujos ima telktis aplink būsimos žvaigždės centrą. Pusė išsiskiriančios gravitacinės energijos eina 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. Dėl to slėgio gradientas subalansuoja gravitacijos jėgą ir susidaro hidrostatinė šerdis, kurios masė sudaro apie 1% debesies masės. Ši akimirka yra nematoma. Tolesnė protožvaigždės evoliucija yra medžiagos, kuri ir toliau krenta ant šerdies „paviršiaus“, kuri dėl to didėja, kaupimasis. Laisvai judančios medžiagos masė debesyje išsenka, o žvaigždė tampa matoma optiniame diapazone. Šis momentas laikomas protožvaigždinės fazės pabaiga ir jaunos žvaigždės fazės pradžia. Žvaigždžių formavimosi procesą galima apibūdinti vieningai, tačiau tolesni žvaigždės vystymosi etapai beveik visiškai priklauso nuo jos masės ir tik pačioje žvaigždžių evoliucijos pabaigoje gali suvaidinti cheminė sudėtis.

3. Žvaigždės gyvenimo vidurio ciklas

Žvaigždės būna įvairių spalvų ir dydžių. Jų spektrinė klasė svyruoja nuo karštos mėlynos iki šaltai raudonos, o masė svyruoja nuo 0,0767 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. Tiesą sakant, žvaigždės judėjimas pagal diagramą atitinka tik žvaigždės parametrų pasikeitimą. Mažos, šaltos raudonosios nykštukės lėtai sudegina savo vandenilio atsargas ir išlieka pagrindinėje sekoje šimtus milijardų metų, o didžiuliai supermilžinai paliks pagrindinę seką per kelis milijonus metų nuo 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. 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 šių reakcijų sukuriamo slėgio, kad būtų subalansuota pačios žvaigždės gravitacinė trauka, žvaigždė vėl pradeda trauktis, kaip ir anksčiau susiformavimo metu. Temperatūra ir slėgis vėl pakyla, bet, skirtingai nei protožvaigždės stadijoje, į aukštesnį lygį. Žlugimas tęsiasi tol, kol maždaug 100 milijonų K temperatūroje prasideda termobranduolinės reakcijos, kuriose dalyvauja helis. Termobranduolinis medžiagos degimas, atnaujintas naujame lygyje, sukelia siaubingą žvaigždės išsiplėtimą. Žvaigždė „pameta“ ir jos dydis padidėja maždaug 100 kartų. Taigi žvaigždė tampa raudona milžine, o helio degimo fazė trunka apie kelis milijonus metų. Beveik visi raudonieji milžinai yra kintamos žvaigždės. Kas nutiks toliau, priklauso nuo žvaigždės masės.

4. 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 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. Žvaigždės, kurių masė mažesnė nei 0,5 saulės, negali paversti helio net po to, kai šerdyje nutrūksta reakcijos, kuriose dalyvauja vandenilis - jų masė yra per maža, kad būtų sukurta nauja gravitacinio suspaudimo fazė tokiu mastu, kuris inicijuotų helio „užsidegimą“. Šios žvaigždės yra raudonosios nykštukės, tokios kaip Proxima Centauri, kurių pagrindinės sekos gyvavimo laikas 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 vidutinio dydžio (nuo 0,4 iki 3,4 Saulės masės) žvaigždė pasiekia raudonojo milžino fazę, jos šerdyje baigiasi vandenilis ir prasideda anglies sintezės iš helio reakcijos. Šis procesas vyksta aukštesnėje temperatūroje, todėl didėja energijos srautas iš šerdies, o tai lemia tai, kad išoriniai žvaigždės sluoksniai pradeda plėstis. Anglies sintezės pradžia žymi naują žvaigždės gyvenimo etapą 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 išeigos pokyčius. Energijos išeiga pasislenka žemo dažnio spinduliuotės link. Visa tai lydi didėjantis masės praradimas dėl stipraus žvaigždžių vėjo ir intensyvių pulsacijų. Šios fazės žvaigždės, atsižvelgiant į tikslias jų savybes, vadinamos vėlyvojo tipo žvaigždėmis, OH-IR žvaigždėmis arba į Mirą panašiomis žvaigždėmis. Išmestose dujose gana daug žvaigždės viduje susidarančių sunkiųjų elementų, 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. Atsiranda stiprios pulsacijos, kurios galiausiai suteikia pakankamą pagreitį išoriniams sluoksniams, kad jie būtų išmesti ir virstų planetiniu ūku. Ūko centre lieka plikas žvaigždės šerdis, kurioje termobranduolinės reakcijos sustoja, o vėsdamas virsta helio baltąja nykštuke, kurios masė paprastai siekia iki 0,5-0,6 saulės, o skersmuo ant jo. Žemės skersmens tvarka.

Baltieji nykštukai

Netrukus po helio pliūpsnio anglis ir deguonis „užsidega“; kiekvienas iš šių įvykių sukelia rimtą žvaigždės pertvarkymą ir greitą jos judėjimą pagal Hertzsprung-Russell diagramą. Žvaigždės atmosferos dydis dar labiau padidėja ir ji pradeda intensyviai netekti dujų sklaidydama žvaigždžių vėjo srautus. Centrinės žvaigždės dalies likimas visiškai priklauso nuo jos pradinės masės: žvaigždės šerdis gali baigti evoliuciją kaip baltoji nykštukė (mažos masės žvaigždės); jei jo masė vėlesnėse evoliucijos stadijose viršija Čandrasekharo ribą – kaip neutroninės žvaigždės (pulsaro); jei masė viršija Oppenheimerio ribą – Volkovas – kaip juodoji skylė. Paskutiniais dviem atvejais žvaigždžių evoliucijos pabaigą lydi katastrofiški įvykiai – supernovų sprogimai. 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 sustabdyti tolesnio šerdies suspaudimo, o elektronai pradeda „spausti“ į atomų branduolius, dėl kurių protonai virsta neutronais, tarp kurių nėra elektrostatinės atstūmimo. pajėgos. Toks materijos neutronizavimas lemia tai, kad žvaigždės, kuri iš tikrųjų dabar yra vienas didžiulis atomo branduolys, dydis matuojamas keliais kilometrais, o tankis yra 100 milijonų kartų didesnis nei vandens tankis. Toks objektas vadinamas neutronine žvaigžde.

Supermasyvios žvaigždės

Žvaigždei, kurios masė didesnė nei penkis kartus už saulę, patekus į raudonąją supermilžinę stadiją, jos branduolys, veikiamas gravitacijos, pradeda trauktis. Didėjant suspaudimui, didėja temperatūra ir tankis, prasideda nauja termobranduolinių reakcijų seka. Tokiose reakcijose sintetinami vis sunkesni elementai: helis, anglis, deguonis, silicis ir geležis, kuri laikinai sulaiko šerdies žlugimą. Galiausiai, kai susidaro sunkesni ir sunkesni periodinės lentelės elementai, geležis-56 sintetinama iš silicio. Šiame etape tolesnė 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 nebepajėgia atlaikyti išorinių žvaigždės sluoksnių gravitacijos ir iš karto įvyksta šerdies kolapsas neutronizavus jos medžiagą. Kas bus toliau, dar nėra visiškai aišku, bet bet kuriuo atveju per kelias sekundes vykstantys procesai priveda prie neįtikėtinos jėgos supernovos sprogimo. Lydintis neutrinų pliūpsnis išprovokuoja smūgio bangą. Stiprūs neutrinų srautai 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 supernovų sprogimai paaiškina sunkesnių už geležį elementų buvimą tarpžvaigždinėje medžiagoje, tačiau tai nėra vienintelis galimas jų susidarymo būdas, pavyzdžiui, tai įrodo technecio žvaigždės. Sprogimo banga ir neutrinų purkštukai neša materiją iš mirštančios žvaigždės į tarpžvaigždinę erdvę. Vėliau ši supernovos medžiaga, vėsdama ir judant erdvėje, gali susidurti su kitu kosminiu „šiukšliu“ 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 labai 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 kuriems iš jų kampas tarp spinduliuotės vektoriaus ir sukimosi ašies gali būti toks, kad Žemė patenka į šios spinduliuotės suformuotą kūgį; šiuo atveju galima aptikti spinduliuotės impulsą, pasikartojantį intervalais, lygiais žvaigždės orbitos periodui. 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, o 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 šią teoriją materija ir informacija negali palikti juodosios skylės jokiomis sąlygomis. Tačiau kvantinė mechanika tikriausiai leidžia daryti šios taisyklės išimtis. 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. Tai neįmanoma vien nustačius horizontą, tačiau naudojant itin ilgą bazinę radijo interferometriją galima nustatyti metriką šalia objekto, taip pat užfiksuoti greitą, milisekundžių kintamumą. Šios viename objekte pastebėtos savybės turėtų galutinai įrodyti juodųjų skylių egzistavimą.

Žvaigždžių gyvenimo ciklas

Tipiška žvaigždė išskiria energiją branduolinėje krosnyje savo šerdyje sulydydama vandenilį į helią. Po to, kai žvaigždė sunaudoja vandenilį centre, ji 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 baigia savo gyvavimo ciklą 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.