Žvaigždžių evoliucijos etapai. Žvaigždžių evoliucija

Mūsų Saulė šviečia daugiau nei 4,5 milijardo metų. Tuo pačiu metu jis nuolat sunaudoja vandenilį. Visiškai aišku, kad ir kokie dideli būtų jo rezervai, jie kada nors bus išnaudoti. O kas bus su šviesuoliu? Į šį klausimą yra atsakymas. Žvaigždės gyvavimo ciklą galima ištirti iš kitų panašių kosminių darinių. Juk kosmose yra tikrų patriarchų, kurių amžius – 9-10 milijardų metų. Ir yra labai jaunų žvaigždžių. Jų amžius neviršija kelių dešimčių milijonų metų.

Vadinasi, stebint įvairių žvaigždžių, kuriomis „pasibarstyta Visata“, būseną, galima suprasti, kaip jos elgiasi laikui bėgant. Čia galime padaryti analogiją su svetimu stebėtoju. Jis nuskrido į Žemę ir pradėjo tyrinėti žmones: vaikus, suaugusius, senus žmones. Taigi per labai trumpą laiką jis suprato, kokie pokyčiai vyksta žmonėms per visą gyvenimą.

Šiuo metu Saulė yra geltonoji nykštukė – 1
Praeis milijardai metų, ir jis taps raudonuoju milžinu - 2
Ir tada jis pavirs baltuoju nykštuku - 3

Todėl galime drąsiai teigti, kad išsekus vandenilio atsargoms centrinėje Saulės dalyje termobranduolinė reakcija nesustos. Zona, kurioje šis procesas tęsis, pradės judėti link mūsų žvaigždės paviršiaus. Tačiau tuo pačiu metu gravitacinės jėgos nebegalės paveikti slėgio, kuris susidaro dėl termobranduolinės reakcijos.

Dėl to žvaigždė pradės didėti ir pamažu virs raudona milžine. Tai vėlyvojo evoliucijos etapo kosminis objektas. Tačiau tai atsitinka ir ankstyvoje žvaigždės formavimosi stadijoje. Tik antruoju atveju raudonasis milžinas susitraukia ir virsta pagrindinės sekos žvaigždė. Tai yra, tokia, kurioje vyksta helio sintezės reakcija iš vandenilio. Žodžiu, kur prasideda žvaigždės gyvavimo ciklas, ten ir baigiasi.

Mūsų Saulė padidės tiek, kad apims netoliese esančias planetas. Tai Merkurijus, Venera ir Žemė. Bet nebijok. Žvaigždė pradės mirti po kelių milijardų metų. Per šį laiką pasikeis dešimtys, o gal ir šimtai civilizacijų. Žmogus ne kartą pasiims lazdą, o po tūkstančių metų vėl sės prie kompiuterio. Tai įprastas cikliškumas, kuriuo remiasi visa Visata.

Tačiau tapti raudonuoju milžinu nereiškia pabaigos. Termobranduolinė reakcija išmes išorinį apvalkalą į kosmosą. O centre išliks energijos nestokojanti helio šerdis. Veikiamas gravitacinių jėgų, jis susislėgs ir galiausiai virs itin tankiu kosminiu dariniu, turinčiu didelę masę. Tokios užgesusių ir lėtai vėstančių žvaigždžių liekanos vadinamos baltieji nykštukai.

Mūsų baltosios nykštukės spindulys bus 100 kartų mažesnis už Saulės spindulį, o jo šviesumas sumažės 10 tūkstančių kartų. Tokiu atveju masė bus panaši į dabartinę saulės, o tankis bus milijoną kartų didesnis. Mūsų galaktikoje tokių baltųjų nykštukų yra labai daug. Jų skaičius sudaro 10% viso žvaigždžių skaičiaus.

Reikėtų pažymėti, kad baltosios nykštukės yra vandenilis ir helis. Tačiau mes neisime į laukinę gamtą, o tik pastebėsime, kad esant stipriam suspaudimui, gali įvykti gravitacinis kolapsas. Ir tai kupina milžiniško sprogimo. Šiuo atveju stebimas supernovos sprogimas. Sąvoka „supernova“ apibūdina ne amžių, o blykstės ryškumą. Tiesiog baltasis nykštukas ilgą laiką nebuvo matomas kosminėje bedugnėje ir staiga pasirodė ryškus švytėjimas.

Didžioji dalis sprogstančių supernovų didžiuliu greičiu išsisklaido erdvėje. O likusi centrinė dalis suspaudžiama į dar tankesnį darinį ir vadinama neutroninė žvaigždė. Tai galutinis žvaigždžių evoliucijos produktas. Jo masė prilygsta saulės masei, o spindulys siekia vos kelias dešimtis kilometrų. Vienas kubas cm neutroninė žvaigždė gali sverti milijonus tonų. Tokių darinių erdvėje gana daug. Jų yra maždaug tūkstantį kartų mažiau nei įprastų saulių, kuriomis nusėtas naktinis Žemės dangus.

Reikia pasakyti, kad žvaigždės gyvavimo ciklas yra tiesiogiai susijęs su jos mase. Jei ji atitinka mūsų Saulės masę arba yra mažesnė už ją, tada jos gyvenimo pabaigoje pasirodo balta nykštukė. Tačiau yra šviesulių, kurie yra dešimtis ir šimtus kartų didesni už Saulę.

Kai tokie milžinai senstant susitraukia, jie taip iškreipia erdvę ir laiką, kad vietoj baltojo nykštuko atsiranda balta nykštukė. juodoji skylė. Jo gravitacinė trauka tokia stipri, kad net tie objektai, kurie juda šviesos greičiu, negali jo įveikti. Skylės matmenys apibūdinami gravitacinis spindulys. Tai yra sferos, kurią riboja, spindulys įvykių horizontas. Tai reiškia erdvės ir laiko ribą. Bet koks kosminis kūnas, jį įveikęs, išnyksta amžiams ir nebegrįžta.

Yra daug teorijų apie juodąsias skyles. Visi jie yra pagrįsti gravitacijos teorija, nes gravitacija yra viena iš svarbiausių Visatos jėgų. Ir pagrindinė jo kokybė yra universalumas. Bent jau šiandien nebuvo aptiktas nė vienas kosminis objektas, kuriam trūksta gravitacinės sąveikos.

Yra prielaida, kad per juodąją skylę galite patekti į paralelinį pasaulį. Tai yra, tai kanalas į kitą dimensiją. Viskas įmanoma, bet bet koks teiginys reikalauja praktinių įrodymų. Tačiau nė vienam mirtingajam tokio eksperimento atlikti dar nepavyko.

Taigi žvaigždės gyvavimo ciklas susideda iš kelių etapų. Kiekviename iš jų šviesulys pasirodo tam tikra talpa, kuri kardinaliai skiriasi nuo ankstesnių ir būsimų. Tai yra kosmoso unikalumas ir paslaptis. Pažindamas jį, nevalingai imi galvoti, kad žmogus savo raidoje taip pat išgyvena kelis etapus. O apvalkalas, kuriame mes dabar egzistuojame, yra tik pereinamasis etapas į kažkokią kitą būseną. Tačiau ši išvada vėlgi reikalauja praktinio patvirtinimo..

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, 1905 m. nustatytas ryšys tarp kūno svorio 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 bus didesnė, taip pat atradimas Pozitrono e+ ir neutrono n 1932 m.

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 NĖRA ciklo. 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 efektyvumas apibūdinamas šaltinio galia, energijos kiekiu, 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. Panašiai vanduo 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.

Sveiki mieli skaitytojai! Norėčiau pakalbėti apie nuostabų naktinį dangų. Kodėl dėl nakties? Jūs klausiate. Kadangi ant jo aiškiai matomos žvaigždės, šie gražūs šviečiantys taškeliai juodai mėlyname dangaus fone. Tačiau iš tikrųjų jie nėra maži, o tiesiog didžiuliai ir dėl didelio atstumo atrodo tokie maži.

Ar kas nors iš jūsų įsivaizdavo, kaip gimsta žvaigždės, kaip jos gyvena, kaip joms apskritai? Siūlau perskaityti šį straipsnį dabar ir įsivaizduoti žvaigždžių evoliuciją pakeliui. Vaizdiniam pavyzdžiui paruošiau keletą vaizdo įrašų 😉

Dangus nusėtas daugybe žvaigždžių, tarp kurių išsibarstę didžiuliai dulkių ir dujų, daugiausia vandenilio, debesys. Žvaigždės gimsta būtent tokiuose ūkuose arba tarpžvaigždinėse srityse.

Žvaigždė gyvena taip ilgai (iki dešimčių milijardų metų), kad astronomai negali atsekti net vienos iš jų gyvenimo nuo pradžios iki pabaigos. Tačiau jie turi galimybę stebėti skirtingus žvaigždės vystymosi etapus.

Mokslininkai sujungė gautus duomenis ir sugebėjo sekti tipiškų žvaigždžių gyvenimo etapus: žvaigždės gimimo tarpžvaigždiniame debesyje momentą, jaunystę, vidutinį amžių, senatvę ir kartais labai įspūdingą mirtį.

Žvaigždės gimimas.

Žvaigždės formavimasis prasideda nuo medžiagos sutankinimo ūko viduje. Palaipsniui susidariusio sutankinimo dydis mažėja, mažėja veikiamas gravitacijos. Šio suspaudimo metu arba žlugti, išsiskiria energija, kuri įkaitina dulkes ir dujas ir priverčia juos švytėti.

Yra vadinamasis protožvaigždė. Medžiagos temperatūra ir tankis jos centre arba šerdyje yra didžiausias. Kai temperatūra pasiekia apie 10 000 000°C, dujose pradeda vykti termobranduolinės reakcijos.

Vandenilio atomų branduoliai pradeda jungtis ir virsta helio atomų branduoliais. Ši sintezė išskiria didžiulį energijos kiekį.Ši energija per konvekciją perduodama į paviršinį sluoksnį, o tada šviesos ir šilumos pavidalu išleidžiama į erdvę. Taip protožvaigždė virsta tikra žvaigžde.

Iš šerdies sklindanti spinduliuotė šildo dujinę aplinką, sukurdama slėgį, nukreiptą į išorę, ir taip užkertant kelią gravitaciniam žvaigždės žlugimui.

Rezultatas yra tas, kad ji randa pusiausvyrą, tai yra, ji turi pastovius matmenis, pastovią paviršiaus temperatūrą ir pastovų išsiskiriančios energijos kiekį.

Šiame vystymosi etape astronomai vadina žvaigždę pagrindinės sekos žvaigždė, taip nurodant vietą, kurią jis užima Hertzsprung-Russell diagramoje.Ši diagrama išreiškia ryšį tarp žvaigždės temperatūros ir šviesumo.

Mažos masės protožvaigždės niekada neįšyla iki temperatūros, reikalingos termobranduolinei reakcijai pradėti. Šios žvaigždės dėl suspaudimo virsta blyškiomis raudonieji nykštukai , ar net blankesnis rudieji nykštukai . Pirmoji rudoji nykštukė buvo atrasta tik 1987 m.

Milžinai ir nykštukai.

Saulės skersmuo yra apie 1 400 000 km, paviršiaus temperatūra – apie 6 000°C, ji skleidžia gelsvą šviesą. Jis buvo pagrindinės žvaigždžių sekos dalis 5 milijardus metų.

Tokios žvaigždės vandenilio „degalai“ bus išnaudoti maždaug per 10 milijardų metų, o daugiausia helio liks jos šerdyje. Kai nebėra ko „degti“, iš šerdies nukreiptos spinduliuotės intensyvumo nebepakanka, kad būtų galima subalansuoti gravitacinį šerdies griūtį.

Tačiau energijos, kuri šiuo atveju išsiskiria, pakanka sušildyti aplinkinę medžiagą. Šiame apvalkale prasideda vandenilio branduolių sintezė ir išsiskiria daugiau energijos.

Žvaigždė pradeda šviesti ryškiau, bet dabar rausva šviesa, o tuo pačiu plečiasi ir didėja dešimtis kartų. Dabar tokia žvaigždė vadinamas raudonuoju milžinu.

Raudonojo milžino šerdis susitraukia, o temperatūra pakyla iki 100 000 000 °C ar daugiau. Čia vyksta helio branduolių sintezės reakcija, paverčiant ją anglimi. Dėl šio proceso metu išsiskiriančios energijos žvaigždė vis dar šviečia apie 100 milijonų metų.

Pasibaigus heliui ir pasibaigus reakcijoms, visa žvaigždė palaipsniui, veikiama gravitacijos, susitraukia iki beveik dydžio. Šiuo atveju išsiskiriančios energijos žvaigždei užtenka (dabar balta nykštukė) kurį laiką toliau ryškiai švytėjo.

Medžiagos suspaudimo laipsnis baltojoje nykštukėje yra labai didelis, todėl jos tankis yra labai didelis - vieno šaukšto svoris gali siekti tūkstantį tonų. Taip vystosi mūsų Saulės dydžio žvaigždės.

Vaizdo įrašas, rodantis mūsų Saulės evoliuciją į baltąją nykštukę

Žvaigždė, kurios masė penkis kartus didesnė už Saulę, turi daug trumpesnį gyvavimo ciklą ir vystosi kiek kitaip. Tokia žvaigždė yra daug ryškesnė, o jos paviršiaus temperatūra yra 25 000 ° C ar daugiau, buvimo pagrindinėje žvaigždžių sekoje laikotarpis yra tik apie 100 milijonų metų.

Kai tokia žvaigždė įžengia į sceną raudonasis milžinas , temperatūra jo šerdyje viršija 600 000 000°C. Jame vyksta anglies branduolių sintezės reakcijos, kurios virsta sunkesniais elementais, įskaitant geležį.

Žvaigždė, veikiama išsiskiriančios energijos, išsiplečia iki dydžių, kurie yra šimtus kartų didesni už pradinį dydį.Žvaigždė šiame etape vadinamas supermilžinu .

Energijos gamybos procesas šerdyje staiga sustoja ir per kelias sekundes susitraukia. Dėl viso to išsiskiria didžiulis energijos kiekis ir susidaro katastrofiška smūgio banga.

Ši energija keliauja per visą žvaigždę ir su sprogstamąja jėga išstumia didelę jos dalį į kosmosą, sukeldama reiškinį, vadinamą supernovos sprogimas .

Norėdami geriau įsivaizduoti viską, kas buvo parašyta, pažvelkime į žvaigždžių evoliucijos ciklo diagramą

1987 m. vasarį panašus pliūpsnis buvo pastebėtas kaimyninėje galaktikoje – Didžiajame Magelano debesyje. Ši supernova trumpam švytėjo ryškiau nei trilijonas saulių.

Supergiganto šerdis susispaudžia ir suformuoja vos 10-20 km skersmens dangaus kūną, o jo tankis toks didelis, kad šaukštelis jo medžiagos gali sverti 100 milijonų tonų!!! Toks dangaus kūnas susideda iš neutronų irvadinama neutronine žvaigžde .

Ką tik susiformavusi neutroninė žvaigždė turi didelį sukimosi greitį ir labai stiprų magnetizmą.

Taip sukuriamas galingas elektromagnetinis laukas, skleidžiantis radijo bangas ir kitokio pobūdžio spinduliuotę. Jie spindulių pavidalu išsiskleidžia iš žvaigždės magnetinių polių.

Šie spinduliai dėl žvaigždės sukimosi aplink savo ašį tarsi skenuoja kosminę erdvę. Kai jie veržiasi pro mūsų radijo teleskopus, mes juos suvokiame kaip trumpus blyksnius arba impulsus. Todėl tokios žvaigždės ir vadinamos pulsarai.

Pulsarai buvo atrasti dėl jų skleidžiamų radijo bangų. Dabar tapo žinoma, kad daugelis jų skleidžia šviesos ir rentgeno spindulių impulsus.

Pirmasis lengvasis pulsaras buvo aptiktas Krabo ūke. Jo impulsai kartojami 30 kartų per sekundę.

Kitų pulsarų impulsai kartojasi daug dažniau: PIR (pulsuojantis radijo šaltinis) 1937+21 blyksi 642 kartus per sekundę. Net sunku tai įsivaizduoti!

Žvaigždės, kurių masė yra didžiausia, dešimtis kartų didesnė už Saulės masę, taip pat užsidega kaip supernovos. Tačiau dėl didžiulės masės jų žlugimas yra daug katastrofiškesnis.

Destrukcinis suspaudimas nesibaigia net neutroninės žvaigždės formavimosi stadijoje, sukuriant regioną, kuriame įprastinė medžiaga nustoja egzistuoti.

Liko tik viena gravitacija, kuri tokia stipri, kad niekas, net šviesa, negali išvengti jos įtakos. Ši sritis vadinama juodoji skylė.Taip, didelių žvaigždžių evoliucija yra baisi ir labai pavojinga.

Šiame vaizdo įraše kalbėsime apie tai, kaip supernova virsta pulsaru ir juodąja skyle.

Nežinau kaip jūs, brangūs skaitytojai, bet aš asmeniškai labai myliu ir domiuosi kosmosu ir viskuo, kas su ja susijusi, ji tokia paslaptinga ir gražu, gniaužia kvapą! Žvaigždžių evoliucija mums daug pasakė apie mūsų ateitį ir viskas.

Žvaigždės vidinį gyvenimą reguliuoja dviejų jėgų įtaka: gravitacijos jėga, kuri atsveria žvaigždę ir ją laiko, ir jėgos, išsiskiriančios branduolyje vykstančių branduolinių reakcijų metu. Priešingai, ji linkusi „stumti“ žvaigždę į tolimą erdvę. Formavimosi stadijose tankią ir suspaustą žvaigždę stipriai veikia gravitacija. Dėl to atsiranda stiprus kaitinimas, temperatūra siekia 10-20 milijonų laipsnių. To pakanka, kad prasidėtų branduolinės reakcijos, kurių metu vandenilis virsta heliu.

Tada per ilgą laiką dvi jėgos subalansuoja viena kitą, žvaigždė yra stabilioje būsenoje. Kai branduolinis kuras šerdyje palaipsniui baigiasi, žvaigždė patenka į nestabilumo fazę, dvi jėgos priešinasi viena kitai. Žvaigždei ateina kritinis momentas, suveikia įvairūs veiksniai – temperatūra, tankis, cheminė sudėtis. Žvaigždės masė pirmiausia priklauso nuo jos – arba žvaigždė sprogs kaip supernova, arba pavirs balta nykštuke, neutronine žvaigžde arba juodąja skyle.

Kaip vandenilis baigiasi

Tik patys didžiausi tarp dangaus kūnų (apie 80 kartų didesni už Jupiterį) tampa žvaigždėmis, mažesni (apie 17 kartų mažesni už Jupiterį) – planetomis. Taip pat yra vidutinės masės kūnų, jie per dideli, kad priklausytų planetų klasei, ir per maži bei šalti, kad jų gelmėse vyktų žvaigždėms būdingos branduolinės reakcijos.

Šie tamsios spalvos dangaus kūnai turi mažą šviesumą ir juos gana sunku atskirti danguje. Jie vadinami „rudaisiais nykštukais“.

Taigi žvaigždė susidaro iš tarpžvaigždinių dujų debesų. Kaip jau minėta, žvaigždė gana ilgą laiką išlieka subalansuota. Tada ateina nestabilumo laikotarpis. Tolesnis žvaigždės likimas priklauso nuo įvairių veiksnių. Apsvarstykite hipotetinę mažą žvaigždę, kurios masė yra nuo 0,1 iki 4 saulės masių. Būdingas mažos masės žvaigždžių bruožas yra konvekcijos nebuvimas vidiniuose sluoksniuose, t.y. medžiagos, sudarančios žvaigždę, nesimaišo, kaip nutinka didelės masės žvaigždėse.

Tai reiškia, kad kai vandenilis šerdyje baigiasi, išoriniuose sluoksniuose nebelieka naujų šio elemento atsargų. Vandenilis dega ir virsta heliu. Po truputį šerdis įkaista, paviršiniai sluoksniai destabilizuoja savo struktūrą, o žvaigždė, kaip matyti iš H-R diagramos, pamažu palieka pagrindinės sekos fazę. Naujoje fazėje medžiagos tankis žvaigždės viduje didėja, šerdies sudėtis „išsigimsta“, todėl atsiranda ypatinga konsistencija. Tai skiriasi nuo įprastos medžiagos.

Medžiagos modifikavimas

Keičiantis medžiagai, slėgis priklauso tik nuo dujų tankio, o ne nuo temperatūros.

Hertzsprung-Russell diagramoje žvaigždė juda į dešinę ir tada aukštyn, artėjant prie raudonojo milžino regiono. Jo matmenys žymiai padidėja, todėl išorinių sluoksnių temperatūra nukrenta. Raudonojo milžino skersmuo gali siekti šimtus milijonų kilometrų. Kai mūsiškis įeis į šią fazę, jis „praris“ arba Venerą, o jei negalės užfiksuoti Žemės, įkaitins ją tiek, kad gyvybė mūsų planetoje nustos egzistavusi.

Žvaigždės evoliucijos metu jos šerdies temperatūra pakyla. Pirmiausia įvyksta branduolinės reakcijos, tada, pasiekus optimalią temperatūrą, helis pradeda tirpti. Kai taip nutinka, staigus šerdies temperatūros padidėjimas sukelia pliūpsnį ir žvaigždė greitai pasislenka į kairę H-R diagramos pusę. Tai vadinamoji helio blykstė. Šiuo metu šerdis, kurioje yra helio, dega kartu su vandeniliu, kuris yra šerdį supančio apvalkalo dalis. H-R diagramoje šis etapas užfiksuojamas judant į dešinę išilgai horizontalios linijos.

Paskutinės evoliucijos fazės

Kai helis virsta anglimi, branduolys modifikuojamas. Jo temperatūra kyla tol, kol (jei žvaigždė yra didelė), kol anglis pradeda degti. Atsiranda naujas protrūkis. Bet kuriuo atveju per paskutines žvaigždės evoliucijos fazes pastebimas didelis jos masės praradimas. Tai gali atsitikti palaipsniui arba staiga, protrūkio metu, kai išoriniai žvaigždės sluoksniai sprogsta kaip didelis burbulas. Pastaruoju atveju susidaro planetinis ūkas – sferinis apvalkalas, kosminėje erdvėje plintantis kelių dešimčių ar net šimtų km/sek greičiu.

Galutinis žvaigždės likimas priklauso nuo masės, likusios po visko, kas joje vyksta. Jei per visus virsmus ir pliūpsnius ji išsviedė daug medžiagos ir jos masė neviršija 1,44 Saulės masės, žvaigždė virsta balta nykštuke. Ši figūra vadinama „Chandra-sekhar riba“ Pakistano astrofiziko Subrahmanyano Chandrasekharo garbei. Tai didžiausia žvaigždės masė, kuriai esant katastrofiška pabaiga gali neįvykti dėl elektronų slėgio šerdyje.

Po išorinių sluoksnių sprogimo išlieka žvaigždės šerdis, o jos paviršiaus temperatūra yra labai aukšta – apie 100 000 °K. Žvaigždė juda į kairįjį H-R diagramos kraštą ir nusileidžia. Jo šviesumas mažėja mažėjant jo dydžiui.

Žvaigždė pamažu pasiekia baltųjų nykštukų zoną. Tai mažo skersmens žvaigždės (kaip mūsų), tačiau pasižyminčios labai dideliu tankiu, pusantro milijono kartų didesniu už vandens tankį. Vienas kubinis centimetras medžiagos, sudarančios baltąją nykštuką, Žemėje svertų apie vieną toną!

Baltoji nykštukė simbolizuoja paskutinį žvaigždžių evoliucijos etapą be protrūkių. Ji pamažu atšąla.

Mokslininkai mano, kad baltosios nykštukės pabaiga yra labai lėta, bent jau nuo Visatos pradžios atrodo, kad nei vienas baltasis nykštukas nepatyrė „terminės mirties“.

Jei žvaigždė yra didelė ir jos masė didesnė už Saulę, ji sprogs kaip supernova. Blyksnio metu žvaigždė gali visiškai arba iš dalies subyrėti. Pirmuoju atveju liks dujų debesis su žvaigždės liekanomis medžiagomis. Antrajame lieka didžiausio tankio dangaus kūnas – neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė.

Astrofizika jau padarė pakankamai pažangos tirdama žvaigždžių evoliuciją. Teorinius modelius patvirtina patikimi stebėjimai, ir nors yra tam tikrų spragų, bendras žvaigždės gyvenimo ciklo vaizdas jau seniai žinomas.

Gimimas

Viskas prasideda nuo molekulinio debesies. Tai didžiuliai tarpžvaigždinių dujų regionai, kurie yra pakankamai tankūs, kad juose susidarytų vandenilio molekulės.

Tada įvyksta įvykis. Galbūt tai sukels netoliese sprogusios supernovos smūginė banga, o gal natūrali dinamika molekulinio debesies viduje. Tačiau yra tik viena išeitis – dėl gravitacijos nestabilumo kažkur debesies viduje susidaro gravitacijos centras.

Pasidavusi gravitacijos pagundai, aplinkinė medžiaga pradeda suktis aplink šį centrą ir sluoksniuojasi ant jo paviršiaus. Palaipsniui formuojasi subalansuota sferinė šerdis su didėjančia temperatūra ir šviesumu – protožvaigždė.

Dujų ir dulkių diskas aplink protožvaigždę sukasi vis greičiau, dėl didėjančio tankio ir masės jo gelmėse susiduria vis daugiau dalelių, o temperatūra toliau kyla.

Kai tik ji pasiekia milijonus laipsnių, protožvaigždės centre įvyksta pirmoji termobranduolinė reakcija. Du vandenilio branduoliai įveikia Kulono barjerą ir susijungia į helio branduolį. Tada kiti du branduoliai, tada kiti... kol grandininė reakcija apims visą sritį, kurioje temperatūra leidžia vandeniliui sintetinti helio.

Tada termobranduolinių reakcijų energija greitai pasiekia žvaigždės paviršių, smarkiai padidindama jos ryškumą. Taigi protožvaigždė, jei turi pakankamai masės, virsta visateise jauna žvaigžde.

Aktyvus žvaigždžių formavimosi regionas N44 / ©ESO, NASA

Jokios vaikystės, jokios paauglystės, jokios jaunystės

Visos protožvaigždės, kurios pakankamai įšyla, kad sukeltų termobranduolinę reakciją savo šerdyje, tada patenka į ilgiausią ir stabiliausią laikotarpį, užimantį 90% viso jų egzistavimo.

Viskas, kas jiems nutinka šiame etape, yra laipsniškas vandenilio degimas termobranduolinių reakcijų zonoje. Pažodžiui „dega per gyvenimą“. Žvaigždė labai lėtai – per milijardus metų – įkais, termobranduolinių reakcijų intensyvumas didės, šviesumas, bet nieko daugiau.

Žinoma, galimi įvykiai, kurie pagreitina žvaigždžių evoliuciją – pavyzdžiui, artimas artumas ar net susidūrimas su kita žvaigžde, tačiau tai niekaip nepriklauso nuo atskiros žvaigždės gyvavimo ciklo.

Taip pat yra savotiškų „negyvų“ žvaigždžių, kurios negali pasiekti pagrindinės sekos - tai yra, jos negali susidoroti su vidiniu termobranduolinių reakcijų slėgiu.

Tai mažos masės (mažiau nei 0,0767 Saulės masės) protožvaigždės – tos pačios, kurios vadinamos rudosiomis nykštukėmis. Dėl nepakankamo gravitacinio suspaudimo jie praranda daugiau energijos, nei susidaro dėl vandenilio sintezės. Laikui bėgant termobranduolinės reakcijos šių žvaigždžių gelmėse nutrūksta ir joms lieka tik ilgas, bet neišvengiamas atšalimas.

Menininko rudojo nykštuko įspūdis / ©ESO/I. Crossfield/N. Risinger

Varginanti senatvė

Skirtingai nuo žmonių, masyvių žvaigždžių „gyvenimo“ aktyviausias ir įdomiausias etapas prasideda jų egzistavimo pabaigoje.

Tolesnė kiekvienos atskiros žvaigždės, pasiekusios pagrindinės sekos pabaigą, evoliucija – taškas, kai nebeliks vandenilio termobranduoliniam susiliejimui žvaigždės centre – tiesiogiai priklauso nuo žvaigždės masės ir jos cheminės medžiagos. kompozicija.

Kuo mažesnė žvaigždės masė pagrindinėje sekoje, tuo ilgesnis bus jos „gyvenimas“ ir ne tokia grandiozinė jos pabaiga. Pavyzdžiui, žvaigždės, kurių masė mažesnė nei pusė Saulės masės, vadinamos raudonosiomis nykštukėmis, niekada „nemirė“ nuo Didžiojo sprogimo. Remiantis skaičiavimais ir kompiuteriniu modeliavimu, tokios žvaigždės dėl silpno termobranduolinių reakcijų intensyvumo gali tyliai deginti vandenilį nuo dešimčių milijardų iki dešimčių trilijonų metų, o kelionės pabaigoje greičiausiai taip pat užges. kaip rudieji nykštukai.

Žvaigždės, kurių vidutinė masė yra nuo pusės iki dešimties Saulės masių, centre sudeginusios vandenilį, gali sudeginti sunkesnius savo sudėties cheminius elementus – pirmiausia helis, tada anglis, deguonis, o vėliau, priklausomai nuo to, kaip pasisekė masei, aukštyn. iki geležies-56 (geležies izotopas, kuris kartais vadinamas „termobranduolinio degimo pelenais“).

Tokioms žvaigždėms fazė po pagrindinės sekos vadinama raudonojo milžino stadija. Paleidžiamos helio termobranduolinės reakcijos, vėliau – anglies ir kt. kiekvieną kartą veda prie reikšmingų žvaigždės transformacijų.

Tam tikra prasme tai yra mirties kančios. Tada žvaigždė išsiplečia šimtus kartų ir pasidaro raudona, tada vėl susitraukia. Keičiasi ir šviesumas – padidėja tūkstančius kartų, paskui vėl sumažėja.

Pasibaigus šiam procesui, raudonojo milžino išorinis apvalkalas nusilieja ir susidaro įspūdingas planetinis ūkas. Centre lieka atvira šerdis – balta helio nykštukė, kurios masė yra maždaug pusė Saulės, o spindulys maždaug lygus Žemės spinduliui.

Baltųjų nykštukų likimas panašus į raudonųjų nykštukų likimą – jie tyliai perdega nuo milijardų iki trilijonų metų, nebent, žinoma, šalia yra žvaigždės kompanionas, dėl kurio baltoji nykštukė gali padidinti savo masę.

KOI-256 sistema, susidedanti iš raudonųjų ir baltųjų nykštukų / © NASA / JPL-Caltech

Ekstremali senatvė

Jei žvaigždei ypač pasisekė su savo mase ir ji prilygsta maždaug 12 saulės ar daugiau, tai paskutiniai jos evoliucijos etapai pasižymi daug ekstremalesniais įvykiais.

Jeigu raudonojo milžino šerdies masė viršija Čandrasekharo ribą – 1,44 Saulės masių, tai žvaigždė finale ne tik nusimeta savo apvalkalą, bet išskiria susikaupusią energiją galingame termobranduoliniame sprogime – supernovoje.

Supernovos, kuri milžiniška jėga išsklaido žvaigždžių materiją daug šviesmečių aplinkui, liekanų širdyje lieka ne baltoji nykštukė, o itin tanki neutroninė žvaigždė, kurios spindulys tik 10-20 kilometrų.

Tačiau jei raudonojo milžino masė yra daugiau nei 30 saulės masių (tiksliau, jau supermilžino), o jo šerdies masė viršija Oppenheimerio-Volkovo ribą, lygią maždaug 2,5-3 Saulės masėms, tada nei baltas. nesusidaro nei nykštukė, nei neutroninė žvaigždė.

Supernovos liekanos centre atsiranda kažkas daug įspūdingesnio - juodoji skylė, nes sprogstančios žvaigždės šerdis yra taip suspausta, kad net neutronai pradeda byrėti, ir niekas kitas, įskaitant šviesą, negali palikti naujagimio juodosios skylės - tiksliau, jos įvykių horizontas.

Ypač masyvios žvaigždės – mėlynieji supermilžinai – gali apeiti raudonojo supergiganto stadiją ir taip pat sprogti supernovoje.

Supernova SN 1994D galaktikoje NGC 4526 (ryškus taškas apatiniame kairiajame kampe) / © NASA

Kas laukia mūsų saulės?

Saulė yra vidutinės masės žvaigždė, todėl atidžiai perskaitę ankstesnę straipsnio dalį patys galite tiksliai nuspėti, kokiu keliu eina mūsų žvaigždė.

Tačiau žmonija patirs daugybę astronominių sukrėtimų dar prieš Saulei pavirstant raudonuoju milžinu. Gyvybė Žemėje taps neįmanoma per milijardą metų, kai Saulės centre vykstančių termobranduolinių reakcijų intensyvumas taps pakankamas, kad išgaruotų Žemės vandenynus. Lygiagrečiai pagerės sąlygos gyventi Marse, todėl tam tikru momentu jis gali būti tinkamas gyventi.

Maždaug po 7 milijardų metų Saulė sušils pakankamai, kad jos išoriniuose regionuose sukeltų termobranduolinę reakciją. Saulės spindulys padidės apie 250 kartų, o šviesumas padidės 2700 kartų – ji transformuosis į raudoną milžiną.

Dėl sustiprėjusio saulės vėjo žvaigždė šiame etape praras iki trečdalio savo masės, tačiau turės laiko sugerti Merkurijų.

Saulės šerdies masė dėl aplinkui degančio vandenilio padidės tiek, kad įvyks vadinamasis helio blyksnis ir prasidės termobranduolinis helio branduolių susiliejimas į anglį ir deguonį. Žvaigždės spindulys gerokai sumažės iki 11 standartinių saulės spindulių.

Saulės aktyvumas / © NASA / Goddard / SDO

Tačiau po 100 milijonų metų reakcija su heliu persikels į išorines žvaigždės sritis ir vėl padidės iki raudonojo milžino dydžio, šviesumo ir spindulio.

Saulės vėjas šioje stadijoje taps toks stiprus, kad išpūs išorines žvaigždės sritis į kosmosą ir jose susidarys didžiulis planetinis ūkas.

O kur buvo Saulė, ten liks Žemės dydžio balta nykštukė. Iš pradžių itin ryškus, bet laikui bėgant vis blanksta.