Kosmoso žvaigždžių etapų kelias. Žvaigždžių evoliucija

Pirma dalis ASTRONOMINIS PROBLEMOS ASPEKTAS

Ryžiai. 12. Globuliai difuziniame ūke

Kai protožvaigždė susitraukia, jos temperatūra pakyla ir nemaža dalis išsiskiriančios potencialios energijos išspinduliuojama į aplinkinę erdvę. Kadangi griūvančio dujų rutulio matmenys yra labai dideli, jo paviršiaus vieneto spinduliuotė bus nereikšminga. Kadangi spinduliuotės srautas paviršiaus vienetui yra proporcingas ketvirtajai temperatūros laipsniai (Stefano-Boltzmanno dėsnis), žvaigždės paviršiaus sluoksnių temperatūra yra santykinai žema, o jos šviesumas yra beveik toks pat kaip paprastos žvaigždės su ta pati masė. Todėl spektro ir šviesumo diagramoje tokios žvaigždės bus pagrindinės sekos dešinėje, t. Vėliau protožvaigždė ir toliau traukiasi. Jo matmenys mažėja, o paviršiaus temperatūra didėja, todėl spektras tampa vis „ankstyvesnis“. Taigi, judėdamas spektro-šviesumo diagrama, protožvaigždė gana greitai „atsės“ prie pagrindinės sekos. Šiuo laikotarpiu žvaigždžių vidaus temperatūra jau yra pakankama, kad ten prasidėtų termobranduolinės reakcijos. Tokiu atveju dujų slėgis būsimos žvaigždės viduje subalansuoja trauką ir dujų rutulys nustoja spausti. Protožvaigždė tampa žvaigžde. Prireikia palyginti nedaug laiko, kol protožvaigždės išgyvena šį ankstyviausią savo evoliucijos etapą. Jei, pavyzdžiui, protožvaigždės masė didesnė už Saulės, tai užtrunka vos kelis milijonus metų, jei mažiau – kelių šimtų milijonų metų. Kadangi protožvaigždžių evoliucijos laikas yra palyginti trumpas, šį ankstyviausią žvaigždžių vystymosi etapą sunku aptikti. Nepaisant to, tokioje stadijoje esančios žvaigždės, matyt, stebimos. Kalbame apie labai įdomias T Tauri žvaigždes, dažniausiai įterptas į tamsius ūkus. 1966 metais visai netikėtai atsirado galimybė stebėti protožvaigždes ankstyvose jų evoliucijos stadijose. Trečiame šios knygos skyriuje jau minėjome apie daugelio tarpžvaigždinėje terpėje esančių molekulių, visų pirma hidroksilo OH ir vandens garų H2O, atradimą radijo astronomijos būdu. Radijo astronomus labai nustebino, kai tyrinėjant dangų 18 cm bangos ilgiu, atitinkančiu OH radijo liniją, buvo aptikti ryškūs, itin kompaktiški (t. y. turintys mažus kampinius matmenis) šaltiniai. Tai buvo taip netikėta, kad iš pradžių jie net atsisakė patikėti, kad tokios ryškios radijo linijos gali priklausyti hidroksilo molekulei. Buvo iškelta hipotezė, kad šios linijos priklauso kažkokiai nežinomai medžiagai, kuriai iš karto buvo suteiktas „tinkamas“ pavadinimas „misteriumas“. Tačiau „mysterium“ labai greitai pasidalijo savo optinių „brolių“ – „ūko“ ir „koronos“ likimu. Faktas yra tas, kad daugelį dešimtmečių ryškių ūkų linijų ir saulės vainiko nebuvo galima identifikuoti su jokiomis žinomomis spektro linijomis. Todėl jie buvo priskirti tam tikriems hipotetiniams žemėje nežinomiems elementams - „ūkui“ ir „karūnai“. Nenusišypsokime nuolaidžiai mūsų amžiaus pradžios astronomų neišmanymui: juk tada dar nebuvo atominės teorijos! Fizikos raida nepaliko vietos Mendelejevo periodinėje sistemoje egzotiškiems „dangiškiesiems“: 1927 m. buvo demaskuotas „ūkas“, kurio linijos buvo visiškai patikimai sutapatintos su „draudžiamomis“ jonizuoto deguonies ir azoto linijomis. 1939 -1941 m. Įtikinamai buvo įrodyta, kad paslaptingos „koronijos“ linijos priklauso daugybei jonizuotų geležies, nikelio ir kalcio atomų. Jei prireikė dešimtmečių, kad „atskleistų“ „ūką“ ir „kodoniją“, tai per kelias savaites po atradimo paaiškėjo, kad „misterio“ linijos priklauso įprastam hidroksilui, bet tik neįprastomis sąlygomis. Tolesni stebėjimai, visų pirma, atskleidė, kad „paslapties“ šaltiniai turi itin mažus kampinius matmenis. Tai buvo parodyta naudojant tuomet naują, labai veiksmingą tyrimo metodą, vadinamą „radijo interferometrija ant itin ilgų bazinių linijų“. Metodo esmė slypi tuo pačiu metu stebint šaltinius dviejuose radijo teleskopuose, esančiuose kelių tūkstančių km atstumu vienas nuo kito. Kaip paaiškėjo, kampinę skiriamąją gebą lemia bangos ilgio ir atstumo tarp radijo teleskopų santykis. Mūsų atveju ši reikšmė gali būti ~3x10 -8 rad arba kelios tūkstantosios lanko sekundės! Atkreipkite dėmesį, kad optinėje astronomijoje tokia kampinė skiriamoji geba vis dar visiškai nepasiekiama. Tokie stebėjimai parodė, kad yra mažiausiai trys „misterijos“ šaltinių klasės. Čia mus domina 1 klasės šaltiniai. Visi jie yra dujinių jonizuotų ūkų, tokių kaip garsusis Oriono ūkas, viduje. Kaip jau minėta, jų dydžiai yra itin maži, daug tūkstančių kartų mažesni už ūko dydį. Įdomiausia, kad jie turi sudėtingą erdvinę struktūrą. Apsvarstykite, pavyzdžiui, šaltinį, esantį ūke, vadinamame W3.

Ryžiai. 13. Keturių hidroksilo linijos komponentų profiliai

Fig. 13 paveiksle parodytas šio šaltinio skleidžiamos OH linijos profilis. Kaip matote, jį sudaro daugybė siaurų ryškių linijų. Kiekviena linija atitinka tam tikrą judėjimo greitį išilgai šią liniją skleidžiančio debesies matymo linijos. Šio greičio dydį lemia Doplerio efektas. Greičių skirtumas (ilgai matymo linijos) tarp skirtingų debesų siekia ~10 km/s. Aukščiau paminėti interferometriniai stebėjimai parodė, kad debesys, skleidžiantys kiekvieną liniją, nėra erdviškai suderinti. Paveikslėlis pasirodo taip: maždaug 1,5 sekundės dydžio srityje skirtingu greičiu juda apie 10 kompaktiškų debesų. Kiekvienas debesis skleidžia vieną konkrečią (dažnio) liniją. Debesų kampiniai matmenys yra labai maži, maždaug kelios tūkstantosios lanko sekundės. Kadangi atstumas iki W3 ūko yra žinomas (apie 2000 vnt), kampinius matmenis nesunkiai galima konvertuoti į tiesinius. Pasirodo, regiono, kuriame debesys juda, linijiniai matmenys yra 10 -2 pc, o kiekvieno debesies matmenys yra tik eilės tvarka didesni už atstumą nuo Žemės iki Saulės. Kyla klausimų: kokie tai debesys ir kodėl jie tiek daug skleidžia hidroksilo radijo linijose? Atsakymas į antrąjį klausimą buvo gautas gana greitai. Paaiškėjo, kad spinduliavimo mechanizmas yra gana panašus į tą, kuris stebimas laboratoriniuose mazeriuose ir lazeriuose. Taigi, „misterio“ šaltiniai yra milžiniški, natūralūs kosminiai mazeriai, veikiantys hidroksilo linijos bangoje, kurios ilgis siekia 18 cm. Būtent mazeriuose (o optiniuose ir infraraudonuosiuose dažniuose – lazeriuose) yra didžiulis ryškumas. linija pasiekiama, o jos spektrinis plotis yra mažas. Kaip žinoma, spinduliuotės stiprinimas linijose dėl šio poveikio galimas, kai terpė, kurioje spinduliuotė sklinda, yra tam tikru būdu „įjungta“. Tai reiškia, kad tam tikras „išorinis“ energijos šaltinis (vadinamasis „siurbimas“) padidina atomų ar molekulių koncentraciją pradiniame (viršutiniame) lygyje neįprastai aukštą. Be nuolat veikiančio „siurbimo“ maserio ar lazerio neįmanoma. Kosminių maserių „siurbimo“ mechanizmo prigimties klausimas dar nėra visiškai išspręstas. Tačiau greičiausiai „siurbimą“ užtikrina gana galinga infraraudonoji spinduliuotė. Kitas galimas siurbimo mechanizmas gali būti tam tikros cheminės reakcijos. Verta nutraukti mūsų pasakojimą apie kosminius mazerius ir pagalvoti, su kokiais nuostabiais reiškiniais susiduria astronomai erdvėje. Vienas didžiausių mūsų audringo šimtmečio techninių išradimų, vaidinantis reikšmingą vaidmenį dabar vykstančioje mokslo ir technologijų revoliucijoje, lengvai įgyvendinamas natūraliomis sąlygomis ir, be to, didžiuliu mastu! Kai kurių kosminių mazerių radijo spinduliuotės srautas yra toks didelis, kad jį buvo galima aptikti net techniniu radijo astronomijos lygiu prieš 35 metus, t.y. dar prieš išrandant mazerius ir lazerius! Norėdami tai padaryti, jums „tik“ reikėjo žinoti tikslų OH radijo ryšio bangos ilgį ir domėtis problema. Beje, tai ne pirmas kartas, kai svarbiausios mokslinės ir techninės problemos, su kuriomis susiduria žmonija, realizuojamos natūraliomis sąlygomis. Termobranduolinės reakcijos, palaikančios Saulės ir žvaigždžių spinduliavimą (žr. toliau), paskatino kurti ir įgyvendinti projektus, skirtus Žemėje gaminti branduolinį „kurą“, kuris ateityje turėtų išspręsti visas mūsų energetines problemas. Deja, mes vis dar toli iki šios svarbiausios problemos, kurią gamta išsprendė „lengvai“. Prieš pusantro šimtmečio šviesos bangų teorijos įkūrėjas Fresnelis (žinoma, kita proga) pastebėjo: „Gamta juokiasi iš mūsų sunkumų“. Kaip matome, Fresnelio pastaba šiandien yra dar teisingesnė. Tačiau grįžkime prie kosminių maserių. Nors šių maserių „siurbimo“ mechanizmas dar nėra visiškai aiškus, vis tiek galima apytiksliai suprasti fizines sąlygas debesyse, skleidžiančiuose 18 cm liniją, naudojant maserio mechanizmą kad šie debesys gana tankūs: viename kubiniame centimetre yra mažiausiai 10 8 -10 9 dalelių, o nemaža (o gal ir didžioji) jų dalis yra molekulės. Mažai tikėtina, kad temperatūra viršys du tūkstančius Kelvinų, greičiausiai ji yra apie 1000 Kelvinų. Šios savybės smarkiai skiriasi nuo net tankiausių tarpžvaigždinių dujų debesų savybių. Atsižvelgdami į santykinai mažą debesų dydį, netyčia darome išvadą, kad jie labiau primena išplėstą, gana šaltą supermilžinių žvaigždžių atmosferą. Labai tikėtina, kad šie debesys yra ne kas kita, kaip ankstyvas protožvaigždžių vystymosi etapas, iškart po jų kondensacijos iš tarpžvaigždinės terpės. Šį teiginį (kurį šios knygos autorius išsakė dar 1966 m.) patvirtina ir kiti faktai. Ūkuose, kur stebimi kosminiai mazeriai, matomos jaunos karštos žvaigždės (žr. toliau). Vadinasi, žvaigždžių formavimosi procesas ten neseniai baigėsi ir, greičiausiai, tęsiasi ir šiuo metu. Galbūt įdomiausia yra tai, kad, kaip rodo radijo astronomijos stebėjimai, tokio tipo kosminiai mazeriai yra tarsi „panardinti“ į mažus, labai tankius jonizuoto vandenilio debesis. Šiuose debesyse yra daug kosminių dulkių, todėl jų optiniame diapazone neįmanoma pastebėti. Tokius „kokonus“ jonizuoja jų viduje esanti jauna, karšta žvaigždė. Infraraudonųjų spindulių astronomija pasirodė esanti labai naudinga tiriant žvaigždžių formavimosi procesus. Iš tiesų, infraraudonųjų spindulių atveju tarpžvaigždinė šviesos sugertis nėra tokia reikšminga. Dabar galime įsivaizduoti tokį vaizdą: iš tarpžvaigždinės terpės debesies per jo kondensaciją susidaro keli skirtingos masės gumulėliai, kurie išsivysto į protožvaigždes. Evoliucijos greitis yra skirtingas: masyvesniems gumulams jis bus didesnis (žr. 2 lentelę toliau). Todėl masyviausias gumulas pirmiausia pavirs įkaitusia žvaigžde, o likusieji daugiau ar mažiau ilgai išliks protožvaigždės stadijoje. Stebime juos kaip maserio spinduliuotės šaltinius šalia „naujagimių“ karštų žvaigždžių, jonizuojančių „kokono“ vandenilį, kuris nesusikondensavo į gumulėlius. Žinoma, ši grubi schema bus toliau tobulinama ir, žinoma, joje bus padaryti reikšmingi pakeitimai. Tačiau faktas lieka faktu: netikėtai paaiškėjo, kad kurį laiką (greičiausiai gana trumpą laiką) naujagimiai protožvaigždės, vaizdžiai tariant, „rėkia“ apie savo gimimą, pasitelkę naujausius kvantinės radiofizikos metodus (t. y. mazerius)... 2 m. vėlesniais metais po kosminių maserių atradimo ant hidroksilo (18 cm linija) - buvo nustatyta, kad tie patys šaltiniai vienu metu išskiria (taip pat ir maserio mechanizmu) vandens garų liniją, kurios bangos ilgis yra 1,35 cm „vandens“ mazeris yra dar didesnis nei „hidroksilo“ maseris. Debesys, skleidžiantys H2O liniją, nors ir yra tame pačiame mažame tūryje kaip ir „hidroksiliniai“ debesys, juda skirtingu greičiu ir yra daug kompaktiškesni. Neatmetama galimybė, kad artimiausiu metu bus aptiktos ir kitos maser linijos*. Taigi visai netikėtai radijo astronomija klasikinę žvaigždžių formavimo problemą pavertė stebėjimo astronomijos šaka**. Patekusi į pagrindinę seką ir nustojusi trauktis, žvaigždė spinduliuoja ilgą laiką, praktiškai nekeisdama savo padėties spektro-šviesumo diagramoje. Jo spinduliavimą palaiko termobranduolinės reakcijos, vykstančios centriniuose regionuose. Taigi pagrindinė seka yra tarsi geometrinė taškų vieta spektro-šviesumo diagramoje, kur žvaigždė (priklausomai nuo jos masės) dėl termobranduolinių reakcijų gali skleistis ilgą laiką ir tolygiai. Žvaigždės vietą pagrindinėje sekoje lemia jos masė. Pažymėtina, kad yra dar vienas parametras, nulemiantis pusiausvyrą spinduliuojančios žvaigždės padėtį spektro-šviesumo diagramoje. Šis parametras yra pradinė žvaigždės cheminė sudėtis. Jei sunkiųjų elementų santykinė gausa sumažės, žemiau esančioje diagramoje žvaigždė „nukris“. Būtent ši aplinkybė paaiškina subnykštukų sekos buvimą. Kaip minėta aukščiau, santykinis sunkiųjų elementų gausa šiose žvaigždėse yra dešimtis kartų mažesnė nei pagrindinės sekos žvaigždėse. Laikas, kurį žvaigždė lieka pagrindinėje sekoje, nustatomas pagal jos pradinę masę. Jei masė didelė, žvaigždės spinduliuotė turi milžinišką galią ir ji greitai išnaudoja vandenilio „kuro“ atsargas. Pavyzdžiui, pagrindinės sekos žvaigždės, kurių masė keliasdešimt kartų didesnė už Saulę (tai karšti mėlyni O spektrinės klasės milžinai), gali tolygiai spinduliuoti, išlikdamos šioje sekoje tik kelis milijonus metų, o žvaigždės, kurių masė artima saulės, buvo pagrindinėje sekoje 10–15 milijardų metų. Žemiau yra lentelė. 2, pateikiant apskaičiuotą gravitacinio suspaudimo ir buvimo pagrindinėje sekoje trukmę skirtingų spektrinių klasių žvaigždėms. Toje pačioje lentelėje pateikiamos žvaigždžių masės, spindulių ir šviesumo reikšmės saulės vienetuose.

2 lentelė

Ryžiai. 14. Skirtingos masės žvaigždžių evoliucijos pėdsakai šviesumo ir temperatūros diagramoje

Ryžiai. 15. Hertzsprung-Russell diagrama žvaigždžių spiečiui NGC 2254

Ryžiai. 16. Hertzsprung – Russell diagrama rutuliniam spiečiui M 3. Išilgai vertikalios ašies – santykinis dydis

Atitinkamoje diagramoje aiškiai parodyta visa pagrindinė seka, įskaitant jos viršutinę kairę dalį, kurioje yra karštos masyvios žvaigždės (spalvos indeksas 0,2 atitinka 20 tūkst. K temperatūrą, t. y. B klasės spektrą). Rutulinis spiečius M3 yra „senas“ objektas. Aiškiai matyti, kad šiam klasteriui sukonstruotos pagrindinės sekos diagramos viršutinėje dalyje žvaigždžių beveik nėra. Tačiau M 3 raudonoji milžiniška šaka yra labai gausiai atstovaujama, o NGC 2254 raudonųjų milžinų yra labai mažai. Tai suprantama: senajame spiečiuje M 3 daug žvaigždžių jau „paliko“ iš pagrindinės sekos, o jauname spiečiuje NGC 2254 tai atsitiko tik su nedideliu skaičiumi santykinai masyvių, greitai besivystančių žvaigždžių. Pastebėtina, kad M 3 milžiniška atšaka kyla gana staigiai aukštyn, o NGC 2254 – beveik horizontali. Žvelgiant iš teorinės pusės, tai galima paaiškinti žymiai mažesniu sunkiųjų elementų kiekiu M3 Ir iš tiesų, rutulinių spiečių žvaigždėse (taip pat ir kitose žvaigždėse, kurios telkiasi ne tiek į galaktikos plokštumą). link galaktikos centro), santykinė sunkiųjų elementų gausa yra nereikšminga. „Spalvų indekso - šviesumo“ diagramoje M 3 matoma dar viena beveik horizontali šaka. Diagramoje, sukurtoje NGC 2254, nėra panašios šakos. Teorija šios šakos atsiradimą paaiškina taip. Susitraukiančios tankios helio šerdies - raudonojo milžino - temperatūrai pasiekus 100-150 milijonų K, ten prasidės nauja branduolinė reakcija. Ši reakcija susideda iš anglies branduolio susidarymo iš trijų helio branduolių. Kai tik ši reakcija prasidės, branduolio suspaudimas sustos. Vėliau paviršiniai sluoksniai

žvaigždės padidina temperatūrą, o spektro ir šviesumo diagramoje esanti žvaigždė pasislinks į kairę. Būtent iš tokių žvaigždžių susidaro trečioji horizontali M 3 diagramos atšaka.

Ryžiai. 17. Santrauka Hertzsprung-Russell diagrama 11 žvaigždžių spiečių

Fig. 17 paveiksle schematiškai pavaizduota 11 grupių, iš kurių dvi (M 3 ir M 92) yra rutulinės, apibendrinta „spalvos ir šviesumo“ diagrama. Aiškiai matosi, kaip pagrindinės skirtingų klasterių sekos „lenkiasi“ į dešinę ir aukštyn, visiškai suderindamos su jau aptartomis teorinėmis sąvokomis. Iš pav. 17 galima iš karto nustatyti, kurie klasteriai yra jauni, o kurie seni. Pavyzdžiui, „dvigubas“ klasteris X ir h Perseus yra jaunas. Jame „išsaugota“ nemaža pagrindinės sekos dalis. M 41 klasteris yra senesnis, Hyades klasteris dar senesnis, o M 67 spiečius labai senas, kurio spalvų ir šviesumo diagrama labai panaši į panašią rutulinių spiečių M 3 ir M 92 diagramą. Tik milžiniškas. rutulinių spiečių atšaka yra aukštesnė, atsižvelgiant į anksčiau aptartus cheminės sudėties skirtumus. Taigi stebėjimų duomenys visiškai patvirtina ir pagrindžia teorijos išvadas. Atrodytų, sunku tikėtis procesų teorijos stebėjimo patikrinimo žvaigždžių interjeruose, kuriuos nuo mūsų slepia didžiulis žvaigždžių materijos storis. Ir vis dėlto teorija čia nuolat stebima astronominių stebėjimų praktika. Reikėtų pažymėti, kad norint sudaryti daugybę spalvų ir šviesumo diagramų, stebėti astronomai pareikalavo didžiulio darbo ir radikalaus stebėjimo metodų tobulinimo. Kita vertus, žvaigždžių vidinės struktūros ir evoliucijos teorijos pažanga būtų neįmanoma be šiuolaikinių skaičiavimo technologijų, pagrįstų didelės spartos elektroninių skaičiavimo mašinų naudojimu. Tyrimai branduolinės fizikos srityje taip pat suteikė neįkainojamą paslaugą teorijai, kuri leido gauti kiekybines tų branduolinių reakcijų, kurios vyksta žvaigždžių viduje, charakteristikas. Neperdėdami galime teigti, kad žvaigždžių sandaros ir evoliucijos teorijos plėtojimas yra vienas didžiausių XX amžiaus antrosios pusės astronomijos laimėjimų. Šiuolaikinės fizikos raida atveria galimybę tiesiogiai stebėti žvaigždžių, o ypač Saulės, vidinės sandaros teoriją. Kalbame apie galimybę aptikti galingą neutrinų srautą, kurį turėtų skleisti Saulė, jei jos gelmėse vyktų branduolinės reakcijos. Gerai žinoma, kad neutrinai itin silpnai sąveikauja su kitomis elementariomis dalelėmis. Pavyzdžiui, neutrinas gali praskristi per visą Saulės storį beveik nesugerdamas, o rentgeno spinduliuotė gali prasiskverbti tik per kelis milimetrus saulės viduje esančios medžiagos be absorbcijos. Jei įsivaizduosime, kad galingas neutrinų spindulys su kiekvienos dalelės energija

Trumpai panagrinėkime pagrindinius žvaigždžių evoliucijos etapus.

Žvaigždės fizinių savybių, vidinės struktūros ir cheminės sudėties pokyčiai laikui bėgant.

Materijos suskaidymas. .

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

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

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

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

Suspaudus centrinėse debesies srityse, tankis didėja, todėl akimirka, kai šios debesies dalies medžiaga tampa nepermatoma savo spinduliuotei. Debesų gelmėse atsiranda stabilus tankus kondensatas, kurį astronomai vadina oh.

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

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

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

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

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

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

Teorema galioja dalelių sistemoms, judančioms ribotoje erdvės srityje veikiant jėgoms, kurių dydis atvirkščiai proporcingas atstumo tarp dalelių kvadratui. Iš to išplaukia, kad šiluminė (kinetinė) energija yra lygi pusei gravitacinės (potencialios) energijos. Žvaigždei susitraukus bendra žvaigždės energija mažėja, o gravitacinė: pusė gravitacinės energijos pokyčio palieka žvaigždę spinduliuojant, o dėl antrosios pusės žvaigždės šiluminė energija didėja.

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

Žvaigždei susitraukiant, pradeda didėti išsigimusių elektronų dujų slėgis, o pasiekus tam tikrą žvaigždės spindulį, suspaudimas sustoja, o tai lemia tolesnį suspaudimo sukeltos centrinės temperatūros augimą ir sustoja. tada iki jo sumažėjimo. Žvaigždėms, kurių Saulės masė mažesnė nei 0,0767, taip neįvyksta: branduolinių reakcijų metu išsiskiriančios energijos niekada neužtenka vidiniam slėgiui subalansuoti ir. Tokie „požvaigždžiai“ išskiria daugiau energijos, nei susidaro branduolinių reakcijų metu, ir yra priskiriami vadinamiesiems; jų likimas yra nuolatinis suspaudimas, kol išsigimusių dujų slėgis jį sustabdo, o tada laipsniškas atšalimas, kai baigiasi visos prasidėjusios branduolinės reakcijos..

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

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

Pagrindinė seka

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

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

Raudonasis milžinas (supergiantas).

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

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

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

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

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

Plona, ​​karšta baltųjų nykštukų atmosfera susideda arba iš vandenilio, o atmosferoje praktiškai nėra jokių kitų elementų; arba iš helio, o vandenilio atmosferoje yra šimtus tūkstančių kartų mažiau nei įprastų žvaigždžių atmosferoje. Pagal spektro tipą baltosios nykštukės priklauso spektrinėms klasėms O, B, A, F. Norint „atskirti“ baltąsias nykštukus nuo įprastų žvaigždžių, prieš žymėjimą (DOVII, DBVII ir kt.) dedama raidė D. pirmoji raidė angliškame žodyje Degenerate – degenerate). Baltosios nykštukės spinduliuotės šaltinis yra šiluminės energijos rezervas, kurį baltoji nykštukė gavo kaip pagrindinės žvaigždės šerdį. Daugelis baltųjų nykštukų paveldėjo iš savo tėvų stiprų magnetinį lauką, kurio intensyvumą H ~ 10 8 E. Manoma, kad baltųjų nykštukų skaičius sudaro apie 10% viso Galaktikos žvaigždžių skaičiaus.

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

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

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

Pagal taiklią V.M.Lipunovo pastabą, „jie „bręsta“ masyvių žvaigždžių (kurių masė didesnė nei 10) viduje.×M⊙ )". Žvaigždžių, kurios išsivysto į neutroninę žvaigždę, šerdys turi 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; termobranduolinių reakcijų šaltiniams išdžiūvus, o patronuojantis pliūpsnis išstumia didelę medžiagos dalį, šie branduoliai taps nepriklausomais žvaigždžių pasaulio objektais, pasižyminčiais labai specifinėmis savybėmis. Pirminės žvaigždės šerdies suspaudimas sustoja esant tankiui, panašiam į branduolio tankį (ρ n. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm 3). Esant tokiai masei ir tankiui, gimimo spindulys yra tik 10 ir susideda iš trijų sluoksnių. Išorinį sluoksnį (arba išorinę plutą) sudaro geležies atomų branduolių kristalinė gardelė ( Fe 10 15 g/cm 3). Esant tokiai masei ir tankiui, gimimo spindulys yra tik 10 ir susideda iš trijų sluoksnių. Išorinį sluoksnį (arba išorinę plutą) sudaro geležies atomų branduolių kristalinė gardelė ( ) su galimu nedideliu kitų metalų atomų branduolių mišiniu; Išorinės plutos storis tik apie 600 m, o spindulys 10 km. Po išorine pluta yra kita vidinė kieta pluta, sudaryta iš geležies atomų (≈ ), tačiau šie atomai yra per daug prisodrinti neutronų. Šios žievės storis

2 km. Vidinė pluta ribojasi su skysta neutronine šerdimi, kurios fizikinius procesus lemia nepaprastos neutroninio skysčio savybės – supertakumas ir, esant laisviesiems elektronams bei protonams, superlaidumas. Gali būti, kad pačiame medžiagos centre gali būti mezonų ir hiperonų. Jie greitai sukasi aplink ašį – nuo ​​vieno iki šimtų apsisukimų per sekundę. Toks sukimasis esant magnetiniam laukui ( H ~ 10 13 ÷

10 15 Oe) dažnai sukelia stebimą žvaigždės spinduliuotės pulsavimo poveikį įvairiuose elektromagnetinių bangų diapazonuose. Vieną iš šių pulsarų matėme Krabo ūko viduje. Bendras skaičius

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

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

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

r g = 2 × G × M/c 2, (40)

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

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

Juodoji skylė yra išskirtinis objektas ta prasme, kad joje vykstančių fizinių procesų prigimtis dar nėra prieinama teoriniam aprašymui. Juodųjų skylių egzistavimas išplaukia iš teorinių samprotavimų, jos gali būti centriniuose rutulinių spiečių, kvazarų, milžiniškų galaktikų regionuose, įskaitant mūsų galaktikos centrą.

Žvaigždžių masė T☼ ir spindulį R galima apibūdinti jo potencine energija E . Potencialas arba gravitacinė energijažvaigždė – tai darbas, kurį reikia skirti, kad žvaigždės materija išsklaidytų iki begalybės. Ir atvirkščiai, ši energija išsiskiria žvaigždei susitraukus, t.y. jo spindulys mažėja. Šios energijos vertę galima apskaičiuoti pagal formulę:

Saulės potencinė energija lygi: E ☼ = 5,9∙10 41 J.

Teorinis žvaigždės gravitacinio suspaudimo proceso tyrimas parodė, kad žvaigždė skleidžia maždaug pusę savo potencialios energijos, o kita pusė išleidžiama masės temperatūrai padidinti iki maždaug dešimties milijonų kelvinų. Tačiau nesunku įsitikinti, kad Saulė šią energiją būtų išskyrusi per 23 milijonus metų. Taigi, gravitacinis suspaudimas gali būti energijos šaltinis žvaigždėms tik kai kuriuose, gana trumpuose, jų vystymosi etapuose.

Termobranduolinės sintezės teoriją 1938 metais suformulavo vokiečių fizikai Karlas Weizsäckeris ir Hansas Bethe. Tam buvo būtina sąlyga, pirma, 1918 m. F. Astonas (Anglija) nustatė helio atomo masę, kuri yra lygi 3,97 vandenilio atomo masės. , antra, kūno svorio ryšio identifikavimas 1905 m T ir jo energija E Einšteino formulės pavidalu:

kur c yra šviesos greitis, trečia, 1929 m. atradimas, kad dėl tunelio efekto dvi vienodai įkrautos dalelės (du protonai) gali priartėti tokiu atstumu, kur traukos jėga yra didesnė, taip pat atradimas 1932 m. pozitrono e+ ir neutrono n.

Pirmoji ir efektyviausia termobranduolinės sintezės reakcija yra keturių protonų susidarymas helio atomo branduolyje pagal schemą:

Tai, kas čia vyksta, yra labai svarbu masės defektas: helio branduolio masė yra 4,00389 amu, o keturių protonų masė yra 4,03252 amu. Naudodami Einšteino formulę apskaičiuojame energiją, kuri išsiskiria susidarant vienam helio branduoliui:

Nesunku apskaičiuoti, kad jei Saulė pradiniame vystymosi etape būtų sudaryta tik iš vandenilio, tada jos pavertimo heliu pakaktų, kad Saulė egzistuotų kaip žvaigždė, kurios energijos nuostoliai yra apie 100 milijardų metų. Tiesą sakant, mes kalbame apie maždaug 10% vandenilio „sudegimą“ iš giliausių žvaigždės žarnų, kur temperatūra yra pakankama sintezės reakcijoms.

Helio sintezės reakcijos gali vykti dviem būdais. Pirmasis vadinamas pp ciklas antras - SU NO-ciklas. Abiem atvejais, du kartus kiekviename helio branduolyje, protonas virsta neutronu pagal šią schemą:

Kur V- neutrinas.

1 lentelėje parodytas vidutinis kiekvienos termobranduolinės sintezės reakcijos laikas, laikotarpis, per kurį pradinių dalelių skaičius sumažės e vieną kartą.

1 lentelė. Helio sintezės reakcijos.

Sintezės reakcijų efektyvumą apibūdina šaltinio galia, energijos kiekis, kuris išsiskiria medžiagos masės vienetui per laiko vienetą. Iš teorijos išplaukia, kad

Jei temperatūra žvaigždės viduje, išnaudojus vandenilį, pasiekia šimtus milijonų kelvinų, o tai įmanoma žvaigždėms, kurių masė T>1,2m ☼ , tada energijos šaltiniu tampa reakcija helio pavertimui anglimi pagal schemą:

Esant aukštesnei temperatūrai, vyksta šios reakcijos:

ir tt iki geležies branduolių susidarymo. Tai yra reakcijos egzoterminis, Dėl jų progreso išsiskiria energija.

Kaip žinome, energija, kurią žvaigždė skleidžia į supančią erdvę, išsiskiria jos gelmėse ir palaipsniui prasiskverbia į žvaigždės paviršių. Šis energijos perdavimas per žvaigždės materijos storį gali būti atliekamas dviem mechanizmais: spinduliavimo perdavimas arba konvekcija.

Pirmuoju atveju kalbame apie pakartotinę kvantų absorbciją ir pakartotinę emisiją. Tiesą sakant, kiekvieno tokio įvykio metu kvantai suskaidomi, todėl vietoj kietųjų γ kvantų, atsirandančių termobranduolinės sintezės metu žvaigždės žarnyne, jos paviršių pasiekia milijonai mažos energijos kvantų. Šiuo atveju įvykdomas energijos tvermės dėsnis.

Energijos perdavimo teorijoje buvo pristatyta tam tikro dažnio υ kvanto laisvojo kelio samprata. Nesunku suprasti, kad žvaigždžių atmosferose laisvas kvanto kelias neviršija kelių centimetrų. O laikas, per kurį energijos kvantai nuteka iš žvaigždės centro į jos paviršių, matuojamas milijonais metų. Vanduo panašiai elgiasi ir inde, kuris šildomas iš apačios. Tam tikrą laiką skystis čia yra pusiausvyros būsenoje, nes molekulė, gavusi energijos perteklių tiesiai iš indo dugno, sugeba dalį energijos dėl susidūrimų perkelti į kitas aukščiau esančias molekules. Tai sukuria tam tikrą temperatūros gradientą inde nuo jo apačios iki viršutinio krašto. Tačiau laikui bėgant greitis, kuriuo molekulės gali perkelti energiją į viršų per susidūrimus, tampa mažesnis nei greitis, kuriuo šiluma perduodama iš apačios. Vyksta virimas – šilumos perdavimas tiesiogiai judant medžiagai.

Žvelgiant į giedrą naktinį dangų toliau nuo miesto šviesų, nesunku pastebėti, kad Visatoje gausu žvaigždžių. Kaip gamtai pavyko sukurti begalę šių objektų? Juk skaičiuojama, kad vien Paukščių Take yra apie 100 milijardų žvaigždžių. Be to, žvaigždės gimsta ir šiandien, praėjus 10-20 milijardų metų po Visatos susidarymo. Kaip susidaro žvaigždės? Kokius pokyčius patiria žvaigždė, kol ji pasiekia pastovią būseną, kaip mūsų Saulė?

Fizikos požiūriu žvaigždė yra dujų rutulys

Fizikos požiūriu tai yra dujų kamuolys. Šiluma ir slėgis, susidarantys branduolinėse reakcijose – daugiausia helio susiliejimo iš vandenilio – neleidžia žvaigždei subyrėti veikiant jos pačios gravitacijai. Šio gana paprasto objekto gyvenimas vyksta pagal labai specifinį scenarijų. Pirma, žvaigždė gimsta iš pasklidusio tarpžvaigždinių dujų debesies, tada yra ilgas pasaulio pabaigos diena. Tačiau galiausiai, kai baigsis visas branduolinis kuras, jis pavirs silpnai šviečiančia balta nykštuke, neutronine žvaigžde arba juodąja skyle.

Iš šio aprašymo gali susidaryti įspūdis, kad išsami žvaigždžių evoliucijos formavimosi ir ankstyvųjų stadijų analizė neturėtų kelti didelių sunkumų. Tačiau dėl gravitacijos ir šiluminio slėgio sąveikos žvaigždės elgiasi nenuspėjamai.
Apsvarstykite, pavyzdžiui, šviesumo raidą, tai yra žvaigždės paviršiaus skleidžiamos energijos kiekio pokytį per laiko vienetą. Jaunos žvaigždės vidinė temperatūra yra per žema, kad vandenilio atomai galėtų susilieti, todėl jos šviesumas turi būti palyginti mažas. Jis gali padidėti prasidėjus branduolinėms reakcijoms ir tik tada palaipsniui kristi. Tiesą sakant, labai jauna žvaigždė yra nepaprastai ryški. Jo šviesumas mažėja su amžiumi ir pasiekia laikiną minimumą vandenilio degimo metu.

Ankstyvosiose evoliucijos stadijose žvaigždėse vyksta įvairūs fiziniai procesai.

Ankstyvosiose evoliucijos stadijose žvaigždės patiria įvairius fizinius procesus, kai kurie iš jų vis dar menkai suprantami. Tik per pastaruosius du dešimtmečius astronomai, remdamiesi teorijos ir stebėjimų pažanga, pradėjo kurti išsamų žvaigždžių evoliucijos vaizdą.
Žvaigždės gimsta iš didelių debesų, nematomų matomoje šviesoje, esančių spiralinių galaktikų diskuose. Astronomai šiuos objektus vadina milžiniškais molekuliniais kompleksais. Sąvoka „molekulinė“ atspindi faktą, kad dujos kompleksuose daugiausia susideda iš molekulinės formos vandenilio. Tokie debesys yra didžiausi galaktikos dariniai, kartais siekiantys daugiau nei 300 šviesmečių. metų skersmens.

Atidžiau išanalizavus žvaigždės evoliuciją

Atidesnė analizė atskleidžia, kad žvaigždės susidaro iš atskirų kondensacijų – kompaktiškų zonų – milžiniškame molekuliniame debesyje. Astronomai ištyrė kompaktiškų zonų savybes naudodami didelius radijo teleskopus – vienintelius instrumentus, galinčius aptikti silpnus milimo debesis. Iš šios spinduliuotės stebėjimų matyti, kad tipiškos kompaktiškos zonos skersmuo yra keli šviesos mėnesiai, 30 000 vandenilio molekulių 1 cm^ tankis ir 10 kelvinų temperatūra.
Remiantis šiomis vertėmis, buvo padaryta išvada, kad dujų slėgis kompaktiškose zonose yra toks, kad gali atsispirti suspaudimui, veikiant savigravitacijos jėgoms.

Todėl tam, kad susidarytų žvaigždė, kompaktinė zona turi būti suspausta iš nestabilios būsenos ir taip, kad gravitacinės jėgos viršytų vidinį dujų slėgį.
Kol kas neaišku, kaip kompaktiškos zonos kondensuojasi iš pradinio molekulinio debesies ir įgauna tokią nestabilią būseną. Tačiau dar prieš kompaktiškų zonų atradimą astrofizikai turėjo galimybę imituoti žvaigždžių formavimosi procesą. Jau septintajame dešimtmetyje teoretikai naudojo kompiuterinį modeliavimą, kad nustatytų, kaip nestabilūs debesys griūva.
Nors teoriniams skaičiavimams buvo naudojamos įvairios pradinės sąlygos, gauti rezultatai buvo tokie patys: pernelyg nestabiliame debesyje pirmiausia suspaudžiama vidinė dalis, tai yra, centre esanti medžiaga pirmiausia patiria laisvą kritimą, o periferiniai regionai išlieka stabilūs. Palaipsniui suspaudimo sritis plinta į išorę, padengdama visą debesį.

Giliai susitraukiančios srities gelmėse prasideda žvaigždžių evoliucija

Giliai susitraukimo srities gelmėse prasideda žvaigždžių formavimasis. Žvaigždės skersmuo yra tik viena šviesos sekundė, tai yra viena milijoninė kompaktinės zonos skersmens dalis. Tokiems santykinai mažiems dydžiams bendras debesų suspaudimo vaizdas nėra reikšmingas, o pagrindinį vaidmenį čia vaidina ant žvaigždės krentančios medžiagos greitis.

Medžiagos kritimo greitis gali skirtis, tačiau jis tiesiogiai priklauso nuo debesies temperatūros. Kuo aukštesnė temperatūra, tuo didesnis greitis. Skaičiavimai rodo, kad griūvančios kompaktiškos zonos centre gali susikaupti masė, lygi Saulės masei, per 100 tūkstančių – 1 milijoną metų Kūnas, susidaręs griūvančio debesies centre, vadinamas protožvaigžde. Naudodami kompiuterinį modeliavimą, astronomai sukūrė modelį, apibūdinantį protožvaigždės struktūrą.
Paaiškėjo, kad krintančios dujos labai dideliu greičiu atsitrenkia į protožvaigždės paviršių. Todėl susidaro galingas smūginis frontas (staigus perėjimas prie labai aukšto slėgio). Smūgio priekyje dujos įšyla iki beveik 1 milijono kelvinų, tada spinduliavimo metu paviršiuje greitai atšąla iki maždaug 10 000 K, sudarydamos sluoksnį po sluoksnio protožvaigždės.

Smūgio priekio buvimas paaiškina didelį jaunų žvaigždžių ryškumą

Smūgio priekio buvimas paaiškina didelį jaunų žvaigždžių ryškumą. Jei pirmuonio masė lygi vienai saulės energijai, tada jo šviesumas gali dešimt kartų viršyti saulės. Bet tai sukelia ne termobranduolinės sintezės reakcijos, kaip įprastose žvaigždėse, o medžiagos kinetinė energija, įgyta gravitaciniame lauke.
Protosžvaigždes galima stebėti, bet ne įprastais optiniais teleskopais.
Visose tarpžvaigždinėse dujose, įskaitant tas, iš kurių susidaro žvaigždės, yra „dulkių“ - submikroninio dydžio kietųjų dalelių mišinio. Spinduliuotė iš smūgio fronto savo kelyje susiduria su daugybe šių dalelių, kurios kartu su dujomis nukrenta ant protožvaigždės paviršiaus.
Šaltos dulkių dalelės sugeria fotonus, skleidžiamus smūgio priekio, ir vėl išspinduliuoja juos ilgesniais bangos ilgiais. Šią ilgųjų bangų spinduliuotę savo ruožtu sugeria ir vėl skleidžia dar tolimesnės dulkės. Todėl, kol fotonas prasiskverbia pro dulkių ir dujų debesis, jo bangos ilgis patenka į elektromagnetinio spektro infraraudonąją sritį. Tačiau vos kelios šviesos valandos nutolusios nuo protožvaigždės, fotono bangos ilgis tampa per ilgas, kad dulkės jas sugertų, ir galiausiai jis gali netrukdomas veržtis į infraraudoniesiems spinduliams jautrius Žemės teleskopus.
Nepaisant plačių šiuolaikinių detektorių galimybių, astronomai negali teigti, kad teleskopai iš tikrųjų fiksuoja protožvaigždžių spinduliuotę. Matyt, jie yra giliai paslėpti kompaktiškų zonų, įrašytų radijo diapazone, gelmėse. Aptikimo neapibrėžtumas kyla dėl to, kad detektoriai negali atskirti protožvaigždės nuo senesnių žvaigždžių, įterptų į dujas ir dulkes.
Norint patikimai identifikuoti, infraraudonųjų spindulių arba radijo teleskopas turi aptikti protožvaigždės spektrinės emisijos linijų Doplerio poslinkį. Doplerio poslinkis atskleistų tikrąjį ant jo paviršiaus krentančių dujų judėjimą.
Kai tik dėl medžiagos kritimo protožvaigždės masė pasiekia kelias dešimtąsias Saulės masės, temperatūra centre tampa pakankama termobranduolinės sintezės reakcijoms prasidėti. Tačiau termobranduolinės reakcijos protožvaigždėse iš esmės skiriasi nuo reakcijų vidutinio amžiaus žvaigždėse. Tokių žvaigždžių energijos šaltinis yra helio termobranduolinės sintezės reakcijos iš vandenilio.

Vandenilis yra labiausiai paplitęs cheminis elementas Visatoje

Vandenilis yra labiausiai paplitęs cheminis elementas Visatoje. Gimus Visatai (Didžiajam sprogimui), šis elementas susiformavo įprastu pavidalu su branduoliu, susidedančiu iš vieno protono. Tačiau du iš 100 000 branduolių yra deuterio branduoliai, susidedantys iš protono ir neutrono. Šis vandenilio izotopas šiais laikais yra tarpžvaigždinėse dujose, iš kurių jis patenka į žvaigždes.
Pastebėtina, kad ši mažytė priemaiša vaidina dominuojantį vaidmenį protožvaigždžių gyvenime. Temperatūra jų gelmėse yra nepakankama įprasto vandenilio reakcijoms, kurios vyksta esant 10 milijonų kelvinų. Tačiau dėl gravitacinio suspaudimo temperatūra protožvaigždės centre gali lengvai pasiekti 1 milijoną kelvinų, kai prasideda deuterio branduolių sintezė, kuri taip pat išskiria kolosalią energiją.

Protožvaigždinės medžiagos neskaidrumas yra per didelis

Protožvaigždinės medžiagos neskaidrumas yra per didelis, kad ši energija būtų perduota spinduliavimo būdu. Todėl žvaigždė tampa konvekciškai nestabili: „branduolinės ugnies“ įkaitinti dujų burbuliukai išplaukia į paviršių. Šiuos aukštyn nukreiptus srautus subalansuoja šaltų dujų srautai žemyn, link centro. Panašūs konvekciniai judesiai, bet daug mažesniu mastu, vyksta patalpoje su šildymu garais. Protožvaigždėje konvekciniai sūkuriai perneša deuterį iš paviršiaus į jo vidų. Tokiu būdu termobranduolinėms reakcijoms reikalingas kuras pasiekia žvaigždės šerdį.
Nepaisant labai mažos deuterio branduolių koncentracijos, jų susiliejimo metu išsiskirianti šiluma stipriai veikia protožvaigždę. Pagrindinė deuterio degimo reakcijų pasekmė yra protožvaigždės „brinkimas“. Dėl veiksmingo šilumos perdavimo konvekcijos būdu dėl deuterio „degimo“ protožvaigždė padidėja, o tai priklauso nuo jo masės. Vienos Saulės masės protožvaigždė spindulys lygus penkioms Saulės masėms. Turėdama masę, lygią trims saulės, protožvaigždė išsipučia iki 10 saulės spindulių.
Tipiškos kompaktiškos zonos masė yra didesnė už jos sukurtos žvaigždės masę. Todėl turi būti koks nors mechanizmas, kuris pašalina masės perteklių ir sustabdo medžiagos kritimą. Dauguma astronomų yra įsitikinę, kad dėl to kaltas stiprus žvaigždžių vėjas, sklindantis nuo protožvaigždės paviršiaus. Žvaigždžių vėjas pučia krentančias dujas priešinga kryptimi ir galiausiai išsklaido kompaktinę zoną.

Žvaigždžių vėjo idėja

„Žvaigždžių vėjo idėja“ neišplaukia iš teorinių skaičiavimų. O nustebusiems teoretikams buvo pateikti šio reiškinio įrodymai: molekulinių dujų srautų, judančių iš infraraudonųjų spindulių šaltinių, stebėjimai. Šie srautai yra susiję su protožvaigždiniu vėju. Jo kilmė yra viena giliausių jaunų žvaigždžių paslapčių.
Kompaktinei zonai išsisklaidžius, atidengiamas objektas, kurį galima stebėti optiniame diapazone – jauna žvaigždė. Kaip ir protožvaigždė, jis turi didelį šviesumą, kurį labiau lemia gravitacija, o ne termobranduolinė sintezė. Slėgis žvaigždės viduje apsaugo nuo katastrofiško gravitacinio žlugimo. Tačiau už šį slėgį atsakinga šiluma sklinda iš žvaigždės paviršiaus, todėl žvaigždė šviečia labai ryškiai ir lėtai susitraukia.
Jai susitraukus, jo vidinė temperatūra palaipsniui kyla ir galiausiai pasiekia 10 milijonų kelvinų. Tada vandenilio branduolių sintezės reakcijose pradeda formuotis helis. Susidariusi šiluma sukuria slėgį, kuris neleidžia susispausti, o žvaigždė spindės ilgai, kol baigsis jos gelmėse esantis branduolinis kuras.
Mūsų Saulei, tipinei žvaigždei, prireikė maždaug 30 milijonų metų, kad susitrauktų nuo protožvaigždinės iki šiuolaikinio dydžio. Dėl šilumos, išsiskiriančios termobranduolinių reakcijų metu, ji išlaikė šiuos matmenis apie 5 milijardus metų.
Taip gimsta žvaigždės. Tačiau nepaisant tokių akivaizdžių mokslininkų sėkmių, kurios leido mums sužinoti vieną iš daugelio visatos paslapčių, daugelis žinomų jaunų žvaigždžių savybių dar nėra visiškai suprantamos. Tai reiškia jų nereguliarų kintamumą, milžinišką žvaigždžių vėją ir netikėtus ryškius pliūpsnius. Tikslių atsakymų į šiuos klausimus dar nėra. Tačiau šios neišspręstos problemos turėtų būti laikomos grandinės, kurios pagrindinės jungtys jau buvo suvirintos, nutrūkimais. O šią grandinę uždaryti ir jaunų žvaigždžių biografiją užbaigti galėsime, jei rasime pačios gamtos sukurtą raktą. Ir šis raktas mirga giedrame danguje virš mūsų.

Žvaigždė gimsta vaizdo įrašas:

Visata yra nuolat besikeičiantis makrokosmosas, kuriame kiekvienas objektas, medžiaga ar materija yra transformacijos ir pokyčių būsenoje. Šie procesai trunka milijardus metų. Palyginti su žmogaus gyvenimo trukme, šis nesuvokiamas laikotarpis yra milžiniškas. Kosminiu mastu šie pokyčiai yra gana trumpalaikiai. Žvaigždės, kurias dabar matome naktiniame danguje, buvo tos pačios prieš tūkstančius metų, kai jas galėjo matyti Egipto faraonai, tačiau iš tikrųjų visą šį laiką dangaus kūnų fizinių savybių pokyčiai nesustojo nė sekundei. Žvaigždės gimsta, gyvena ir tikrai sensta – žvaigždžių evoliucija vyksta kaip įprasta.

Ursa Major žvaigždyno žvaigždžių padėtis skirtingais istoriniais laikotarpiais intervale prieš 100 000 metų - mūsų laikais ir po 100 tūkstančių metų

Žvaigždžių evoliucijos aiškinimas paprasto žmogaus požiūriu

Paprastam žmogui erdvė atrodo kaip ramybės ir tylos pasaulis. Tiesą sakant, Visata yra milžiniška fizinė laboratorija, kurioje vyksta milžiniškos transformacijos, kurių metu kinta žvaigždžių cheminė sudėtis, fizinės savybės ir struktūra. Žvaigždės gyvenimas tęsiasi tol, kol ji šviečia ir skleidžia šilumą. Tačiau tokia nuostabi būsena netrunka amžinai. Po šviesaus gimimo seka žvaigždės brandos laikotarpis, kuris neišvengiamai baigiasi dangaus kūno senėjimu ir jo mirtimi.

Prieš 5-7 milijardus metų iš dujų ir dulkių debesies susiformavo protožvaigždė

Visa mūsų informacija apie žvaigždes šiandien patenka į mokslo rėmus. Termodinamika paaiškina hidrostatinės ir šiluminės pusiausvyros procesus, kuriuose gyvena žvaigždžių medžiaga. Branduolinė ir kvantinė fizika leidžia suprasti sudėtingą branduolių sintezės procesą, kuris leidžia žvaigždei egzistuoti, skleidžiant šilumą ir suteikiant šviesą supančiai erdvei. Žvaigždės gimimo metu susidaro hidrostatinė ir šiluminė pusiausvyra, kurią palaiko jos pačios energijos šaltiniai. Pasibaigus nuostabiai žvaigždžių karjerai, ši pusiausvyra sutrinka. Prasideda daugybė negrįžtamų procesų, kurių rezultatas yra žvaigždės sunaikinimas arba žlugimas - grandiozinis momentinės ir nuostabios dangaus kūno mirties procesas.

Supernovos sprogimas yra ryškus žvaigždės, gimusios ankstyvaisiais Visatos metais, gyvenimo pabaiga.

Žvaigždžių fizinių savybių pokyčius lemia jų masė. Objektų evoliucijos greičiui įtakos turi jų cheminė sudėtis ir tam tikru mastu esami astrofiziniai parametrai – sukimosi greitis ir magnetinio lauko būsena. Tiksliai kalbėti apie tai, kaip viskas vyksta iš tikrųjų, neįmanoma dėl milžiniškos aprašytų procesų trukmės. Evoliucijos greitis ir transformacijos etapai priklauso nuo žvaigždės gimimo laiko ir jos vietos Visatoje gimimo metu.

Žvaigždžių evoliucija moksliniu požiūriu

Bet kuri žvaigždė gimsta iš šaltų tarpžvaigždinių dujų gumulės, kurios, veikiamos išorinių ir vidinių gravitacijos jėgų, suspaudžiamos iki dujų rutulio būsenos. Dujinės medžiagos suspaudimo procesas nesibaigia nė akimirkai, lydimas milžiniško šiluminės energijos išsiskyrimo. Naujojo darinio temperatūra didėja, kol prasidės termobranduolinė sintezė. Nuo šio momento žvaigždžių medžiagos suspaudimas sustoja ir pasiekiama pusiausvyra tarp objekto hidrostatinės ir šiluminės būsenos. Visata pasipildė nauja visateise žvaigžde.

Pagrindinis žvaigždžių kuras yra vandenilio atomas, atsirandantis dėl prasidėjusios termobranduolinės reakcijos.

Žvaigždžių evoliucijoje esminę reikšmę turi jų šiluminės energijos šaltiniai. Iš žvaigždės paviršiaus į kosmosą išbėganti spinduliuotė ir šiluminė energija pasipildo vėsinant dangaus kūno vidinius sluoksnius. Nuolat vykstančios termobranduolinės reakcijos ir gravitacinis suspaudimas žvaigždės žarnyne kompensuoja nuostolius. Kol žvaigždės žarnyne yra pakankamai branduolinio kuro, žvaigždė šviečia ryškia šviesa ir skleidžia šilumą. Kai tik termobranduolinės sintezės procesas sulėtėja arba visiškai sustoja, įsijungia vidinio žvaigždės suspaudimo mechanizmas, kad būtų išlaikyta šiluminė ir termodinaminė pusiausvyra. Šiame etape objektas jau skleidžia šiluminę energiją, kuri matoma tik infraraudonųjų spindulių diapazone.

Remiantis aprašytais procesais, galime daryti išvadą, kad žvaigždžių evoliucija rodo nuoseklų žvaigždžių energijos šaltinių kaitą. Šiuolaikinėje astrofizikoje žvaigždžių transformacijos procesai gali būti išdėstyti pagal tris skales:

• branduolinė laiko juosta;
• terminis žvaigždės gyvenimo laikotarpis;
• dinaminis šviestuvo gyvavimo segmentas (galutinis).

Kiekvienu atskiru atveju atsižvelgiama į procesus, lemiančius žvaigždės amžių, jos fizines savybes ir objekto mirties tipą. Branduolinė laiko juosta yra įdomi tol, kol objektas yra maitinamas savo šilumos šaltinių ir skleidžia energiją, kuri yra branduolinių reakcijų produktas. Šio etapo trukmė apskaičiuojama nustatant vandenilio kiekį, kuris termobranduolinės sintezės metu bus paverstas heliu. Kuo didesnė žvaigždės masė, tuo didesnis branduolinių reakcijų intensyvumas ir atitinkamai didesnis objekto šviesumas.

Įvairių žvaigždžių dydžiai ir masė – nuo ​​supermilžinės iki raudonosios nykštukės

Šiluminė laiko skalė apibrėžia evoliucijos etapą, per kurį žvaigždė išeikvoja visą savo šiluminę energiją. Šis procesas prasideda nuo to momento, kai išnaudojamos paskutinės vandenilio atsargos ir sustoja branduolinės reakcijos. Norint išlaikyti objekto pusiausvyrą, pradedamas suspaudimo procesas. Žvaigždžių medžiaga krenta link centro. Šiuo atveju kinetinė energija paverčiama šilumine energija, kuri išleidžiama palaikyti reikiamą temperatūros balansą žvaigždės viduje. Dalis energijos išeina į kosmosą.

Atsižvelgiant į tai, kad žvaigždžių šviesumą lemia jų masė, objekto suspaudimo momentu jo ryškumas erdvėje nekinta.

Žvaigždė pakeliui į pagrindinę seką

Žvaigždžių formavimasis vyksta pagal dinaminę laiko skalę. Žvaigždžių dujos laisvai krinta į vidų link centro, padidindamos tankį ir slėgį būsimo objekto žarnyne. Kuo didesnis tankis dujų rutulio centre, tuo aukštesnė temperatūra objekto viduje. Nuo šio momento šiluma tampa pagrindine dangaus kūno energija. Kuo didesnis tankis ir aukštesnė temperatūra, tuo didesnis slėgis būsimos žvaigždės žarnyne. Laisvas molekulių ir atomų kritimas sustoja, o žvaigždžių dujų suspaudimo procesas sustoja. Tokia objekto būsena paprastai vadinama protožvaigžde. Objektas yra 90% molekulinio vandenilio. Kai temperatūra pasiekia 1800 K, vandenilis pereina į atominę būseną. Skilimo proceso metu sunaudojama energija, o temperatūros kilimas lėtėja.

Visata 75% sudaryta iš molekulinio vandenilio, kuris formuojantis protožvaigždėms virsta atominiu vandeniliu – žvaigždės branduoliniu kuru.

Šioje būsenoje slėgis dujų rutulio viduje mažėja, todėl suspaudimo jėga suteikiama laisvė. Ši seka kartojama kiekvieną kartą, kai pirmiausia jonizuojamas visas vandenilis, o po to jonizuojamas helis. Esant 10⁵ K temperatūrai, dujos visiškai jonizuojasi, žvaigždės suspaudimas sustoja ir susidaro objekto hidrostatinė pusiausvyra. Tolesnė žvaigždės evoliucija vyks pagal terminio laiko skalę, daug lėčiau ir nuosekliau.

Protožvaigždės spindulys mažėja nuo 100 AU nuo pat formavimosi pradžios. iki ¼ a.u. Objektas yra dujų debesies viduryje. Dėl dalelių kaupimosi iš išorinių žvaigždžių dujų debesies sričių žvaigždės masė nuolat didės. Vadinasi, temperatūra objekto viduje padidės, lydima konvekcijos – energijos perdavimo iš vidinių žvaigždės sluoksnių į išorinį kraštą – procesą. Vėliau, kylant temperatūrai dangaus kūno viduje, konvekciją pakeičia spinduliuotės perdavimas, judant žvaigždės paviršiaus link. Šiuo metu objekto šviesumas sparčiai didėja, o žvaigždžių rutulio paviršinių sluoksnių temperatūra taip pat didėja.

Konvekciniai procesai ir spinduliuotės perdavimas naujai susidariusioje žvaigždėje prieš prasidedant termobranduolinės sintezės reakcijoms

Pavyzdžiui, žvaigždėms, kurių masė identiška mūsų Saulės masei, protožvaigždinio debesies suspaudimas įvyksta vos per kelis šimtus metų. Kalbant apie paskutinį objekto formavimo etapą, žvaigždžių medžiagos kondensacija tęsiasi milijonus metų. Saulė gana greitai juda pagrindinės sekos link, o ši kelionė užtruks šimtus milijonų ar milijardų metų. Kitaip tariant, kuo didesnė žvaigždės masė, tuo ilgesnis laiko tarpas skiriamas pilnavertės žvaigždės formavimuisi. 15M masės žvaigždė keliu į pagrindinę seką judės daug ilgiau – apie 60 tūkstančių metų.

Pagrindinės sekos fazė

Nepaisant to, kad kai kurios termobranduolinės sintezės reakcijos prasideda žemesnėje temperatūroje, pagrindinė vandenilio degimo fazė prasideda 4 milijonų laipsnių temperatūroje. Nuo šio momento prasideda pagrindinės sekos fazė. Įsijungia nauja žvaigždžių energijos atkūrimo forma – branduolinė. Objekto suspaudimo metu išsiskirianti kinetinė energija išnyksta į foną. Pasiekta pusiausvyra užtikrina ilgą ir ramų gyvenimą žvaigždei, kuri atsiduria pradinėje pagrindinės sekos fazėje.

Vandenilio atomų dalijimasis ir skilimas termobranduolinės reakcijos metu, vykstančios žvaigždės viduje

Nuo šio momento žvaigždės gyvenimo stebėjimas yra aiškiai susietas su pagrindinės sekos faze, kuri yra svarbi dangaus kūnų evoliucijos dalis. Būtent šiame etape vienintelis žvaigždžių energijos šaltinis yra vandenilio degimo rezultatas. Objektas yra pusiausvyros būsenoje. Vartojant branduolinį kurą, keičiasi tik objekto cheminė sudėtis. Saulės buvimas pagrindinėje sekos fazėje truks maždaug 10 milijardų metų. Tiek užtruks, kol mūsų gimtoji žvaigždė išnaudos visas vandenilio atsargas. Kalbant apie masyvias žvaigždes, jų evoliucija vyksta greičiau. Išskirdama daugiau energijos, masyvi žvaigždė pagrindinės sekos fazėje išlieka tik 10-20 milijonų metų.

Mažiau masyvios žvaigždės naktiniame danguje dega daug ilgiau. Taigi žvaigždė, kurios masė yra 0,25 M, išliks pagrindinės sekos fazėje dešimtis milijardų metų.

Hertzsprung-Russell diagrama, įvertinanti ryšį tarp žvaigždžių spektro ir jų šviesumo. Diagramos taškai yra žinomų žvaigždžių vietos. Rodyklės rodo žvaigždžių poslinkį iš pagrindinės sekos į milžiniškos ir baltosios nykštukės fazes.

Norėdami įsivaizduoti žvaigždžių evoliuciją, tiesiog pažiūrėkite į diagramą, apibūdinančią dangaus kūno kelią pagrindinėje sekoje. Viršutinė grafiko dalis atrodo mažiau prisotinta objektų, nes čia sutelktos didžiulės žvaigždės. Ši vieta paaiškinama trumpu jų gyvavimo ciklu. Kai kurios iš šiandien žinomų žvaigždžių turi 70M masę. Objektai, kurių masė viršija viršutinę 100M ribą, gali visai nesusiformuoti.

Dangaus kūnai, kurių masė mažesnė nei 0,08 M, neturi galimybės įveikti kritinės masės, reikalingos termobranduolinės sintezės pradžiai, ir išlikti šalti visą savo gyvenimą. Mažiausios protožvaigždės žlunga ir suformuoja į planetą panašius nykštukus.

Į planetą panaši ruda nykštukė, palyginti su įprasta žvaigžde (mūsų Saule) ir Jupiterio planeta

Sekos apačioje yra sutelkti objektai, kuriuose dominuoja žvaigždės, kurių masė lygi mūsų Saulės masei ir šiek tiek didesnė. Įsivaizduojama riba tarp pagrindinės sekos viršutinės ir apatinės dalių yra objektai, kurių masė – 1,5 M.

Vėlesni žvaigždžių evoliucijos etapai

Kiekvieną iš žvaigždės būsenos raidos variantų lemia jos masė ir laikas, per kurį įvyksta žvaigždžių materijos transformacija. Tačiau Visata yra daugialypis ir sudėtingas mechanizmas, todėl žvaigždžių evoliucija gali vykti kitais keliais.

Keliaudama pagrindine seka žvaigždė, kurios masė maždaug lygi Saulės masei, turi tris pagrindinius maršruto variantus:

1. ramiai gyvenk savo gyvenimą ir ramiai ilsėkis didžiulėse Visatos platybėse;
2. įeikite į raudonojo milžino fazę ir lėtai sensta;
3. patenka į baltųjų nykštukų kategoriją, sprogsta kaip supernova ir virsta neutronine žvaigžde.

Galimi protožvaigždžių evoliucijos variantai priklausomai nuo laiko, objektų cheminės sudėties ir jų masės

Po pagrindinės sekos ateina milžiniška fazė. Iki to laiko vandenilio atsargos žvaigždės žarnyne yra visiškai išnaudotos, centrinė objekto sritis yra helio šerdis, o termobranduolinės reakcijos persikelia į objekto paviršių. Termobranduolinės sintezės įtakoje apvalkalas plečiasi, tačiau helio šerdies masė didėja. Paprasta žvaigždė virsta raudonu milžinu.

Milžiniška fazė ir jos ypatybės

Mažos masės žvaigždėse branduolio tankis tampa milžiniškas, paversdamas žvaigždžių medžiagą išsigimusiomis reliatyvistinėmis dujomis. Jei žvaigždės masė yra šiek tiek didesnė nei 0,26 M, slėgio ir temperatūros padidėjimas lemia helio sintezės pradžią, apimančią visą centrinę objekto sritį. Nuo šio momento žvaigždės temperatūra sparčiai kyla. Pagrindinis proceso bruožas yra tas, kad išsigimusios dujos neturi galimybės plėstis. Esant aukštai temperatūrai, tik didėja helio dalijimosi greitis, kurį lydi sprogstama reakcija. Tokiais momentais galime stebėti helio blyksnį. Objekto ryškumas padidėja šimtus kartų, tačiau žvaigždės agonija tęsiasi. Žvaigždė pereina į naują būseną, kai visi termodinaminiai procesai vyksta helio šerdyje ir išsikrovusiame išoriniame apvalkale.

Saulės tipo pagrindinės sekos žvaigždės ir raudonojo milžino struktūra su izotermine helio šerdimi ir sluoksniuota nukleosintezės zona

Ši būklė yra laikina ir nėra stabili. Žvaigždžių medžiaga nuolat maišosi, o nemaža jos dalis išmetama į supančią erdvę, sudarydama planetinį ūką. Centre lieka karšta šerdis, vadinama baltąja nykštuke.

Didelės masės žvaigždėms aukščiau išvardyti procesai nėra tokie katastrofiški. Helio degimą pakeičia anglies ir silicio branduolio dalijimosi reakcija. Galų gale žvaigždės šerdis pavirs į žvaigždės geležį. Milžinišką fazę lemia žvaigždės masė. Kuo didesnė objekto masė, tuo žemesnė temperatūra jo centre. Akivaizdu, kad to nepakanka anglies ir kitų elementų branduolio dalijimosi reakcijai sukelti.

Baltosios nykštukės likimas – neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė

Patekęs į baltosios nykštukės būseną, objektas yra itin nestabilios būsenos. Sustojusios branduolinės reakcijos lemia slėgio kritimą, šerdis pereina į žlugimo būseną. Šiuo atveju išsiskirianti energija išleidžiama geležies skilimui į helio atomus, kurie toliau skyla į protonus ir neutronus. Pradėtas procesas vystosi sparčiai. Žvaigždės žlugimas apibūdina dinamišką skalės segmentą ir trunka sekundės dalį. Branduolinio kuro likučių degimas vyksta sprogstamai, per sekundės dalį išskiriant milžinišką energijos kiekį. To visiškai pakanka, kad susprogdintumėte viršutinius objekto sluoksnius. Paskutinis baltosios nykštuko etapas yra supernovos sprogimas.

Žvaigždės šerdis pradeda griūti (kairėje). Dėl žlugimo susidaro neutroninė žvaigždė ir sukuriamas energijos srautas į išorinius žvaigždės sluoksnius (centrą). Energija, išsiskirianti, kai supernovos sprogimo metu išsilieja išoriniai žvaigždės sluoksniai (dešinėje).

Likęs itin tankus branduolys bus protonų ir elektronų spiečius, kurie, susidūrę vienas su kitu, sudarys neutronus. Visata pasipildė nauju objektu – neutronine žvaigžde. Dėl didelio tankio šerdis išsigimsta, o šerdies žlugimo procesas sustoja. Jei žvaigždės masė būtų pakankamai didelė, griūtis galėtų tęstis tol, kol likusi žvaigždžių medžiaga galiausiai nukristų į objekto centrą ir suformuotų juodąją skylę.

Paskutinės žvaigždžių evoliucijos dalies paaiškinimas

Normalios pusiausvyros žvaigždėms aprašyti evoliucijos procesai mažai tikėtini. Tačiau baltųjų nykštukų ir neutroninių žvaigždžių egzistavimas įrodo realų žvaigždžių medžiagos suspaudimo procesų egzistavimą. Mažas tokių objektų skaičius Visatoje rodo jų egzistavimo laikinumą. Paskutinį žvaigždžių evoliucijos etapą galima pavaizduoti kaip nuoseklią dviejų tipų grandinę:

• normali žvaigždė - raudonas milžinas - išorinių sluoksnių nusileidimas - balta nykštukė;
• masyvi žvaigždė – raudonasis supermilžinas – supernovos sprogimas – neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė – niekis.

Žvaigždžių evoliucijos diagrama. Galimybės tęsti žvaigždžių gyvenimą už pagrindinės sekos ribų.

Gana sunku paaiškinti vykstančius procesus moksliniu požiūriu. Branduoliniai mokslininkai sutinka, kad paskutiniame žvaigždžių evoliucijos etape susiduriame su materijos nuovargiu. Dėl ilgalaikio mechaninio ir termodinaminio poveikio medžiaga keičia savo fizines savybes. Žvaigždžių medžiagos, išeikvotos dėl ilgalaikių branduolinių reakcijų, nuovargis gali paaiškinti išsigimusių elektronų dujų atsiradimą, vėlesnį jų neutronizavimą ir anihiliaciją. Jei visi minėti procesai vyksta nuo pradžios iki pabaigos, žvaigždžių medžiaga nustoja būti fizine substancija – žvaigždė išnyksta erdvėje, nieko nepalikdama.

Tarpžvaigždinių burbulų ir dujų bei dulkių debesų, kurie yra žvaigždžių gimtinė, negali papildyti tik išnykusios ir sprogusios žvaigždės. Visata ir galaktikos yra pusiausvyros būsenoje. Nuolat mažėja masė, vienoje kosmoso dalyje mažėja tarpžvaigždinės erdvės tankis. Vadinasi, kitoje Visatos dalyje susidaro sąlygos formuotis naujoms žvaigždėms. Kitaip tariant, schema veikia: jei vienoje vietoje buvo prarastas tam tikras kiekis medžiagos, kitoje Visatos vietoje toks pat kiekis medžiagos atsirado kitokia forma.

Apibendrinant

Tyrinėdami žvaigždžių evoliuciją, darome išvadą, kad Visata yra milžiniškas išretėjęs tirpalas, kuriame dalis medžiagos virsta vandenilio molekulėmis, kurios yra žvaigždžių statybinė medžiaga. Kita dalis ištirpsta erdvėje, išnyksta iš materialių pojūčių sferos. Juodoji skylė šia prasme yra visos medžiagos perėjimo į antimateriją vieta. Gana sunku iki galo suvokti to, kas vyksta, prasmę, ypač jei tyrinėdamas žvaigždžių evoliuciją remiamasi tik branduolinės, kvantinės fizikos ir termodinamikos dėsniais. Į šio klausimo tyrimą reikėtų įtraukti santykinės tikimybės teoriją, kuri leidžia iškreipti erdvę, leidžiančią transformuoti vieną energiją į kitą, vieną būseną į kitą.