Čo určuje životnosť hviezdy. Ako umierajú hviezdy

Stručne zvážime hlavné fázy vývoja hviezd.

Zmeniť fyzicka charakteristika, vnútorná štruktúra a chemické zloženie hviezdy v priebehu času.

Fragmentácia hmoty. .

Predpokladá sa, že hviezdy vznikajú pri gravitačnom stláčaní úlomkov oblaku plynu a prachu. Takzvané globule teda môžu byť miestami vzniku hviezd.

Globula je hustý nepriehľadný molekulárny prach (plyn a prach) medzihviezdny oblak, ktorý sa pozoruje na pozadí svetelných oblakov plynu a prachu vo forme tmavého okrúhleho útvaru. Pozostáva hlavne z molekulárneho vodíka (H 2) a hélia ( On ) s prímesou molekúl iných plynov a pevných častíc medzihviezdneho prachu. Teplota plynu v globule (hlavne teplota molekulárneho vodíka) T≈ 10 h 50K, priemerná hustota n~ 10 5 častíc / cm 3, čo je o niekoľko rádov viac ako v najhustejších oblakoch obyčajného plynu a prachu, priemer D~ 0,1 h jeden . Hmotnosť guľôčok M≤ 102 × M ⊙ . Niektoré guľôčky obsahujú mladé typy T Býk.

Oblak je stlačený vlastnou gravitáciou v dôsledku gravitačnej nestability, ktorá môže nastať buď spontánne, alebo v dôsledku interakcie oblaku s rázovou vlnou z prúdu nadzvukového hviezdneho vetra z iného blízkeho zdroja tvorby hviezd. Možné sú aj iné dôvody pre vznik gravitačnej nestability.

Teoretické štúdie ukazujú, že za podmienok, ktoré existujú v bežných molekulárnych oblakoch (T≈ 10 ÷ 30 K a n ~ 10 2 častíc / cm 3), počiatočná sa môže vyskytovať v objemoch oblakov s hmotnosťou M≥ 10 3 × M ⊙ . V takomto zmršťujúcom sa oblaku je možný ďalší rozpad na menej masívne úlomky, z ktorých každý bude tiež stlačený vplyvom vlastnej gravitácie. Pozorovania ukazujú, že v Galaxii v procese tvorby hviezd nie jedna, ale skupina hviezd s rôzne masy ako je otvorená hviezdokopa.

Pri stlačení do centrálnych regiónoch hustota oblaku sa zvyšuje, čo vedie k momentu, keď sa látka tejto časti oblaku stáva nepriehľadnou pre svoje vlastné žiarenie. V útrobách oblaku dochádza k stabilnej hustej kondenzácii, ktorú astronómovia nazývajú oh.

Fragmentácia hmoty - rozpad oblaku molekulárneho prachu na menšie časti, z ktorých ďalšia vedie k vzhľadu.

je astronomický objekt, ktorý je v štádiu , z ktorého po určitom čase (tentokrát pre slnečnú hmotu T ~ 10 8 rokov) sa tvorí normál.

S ďalším poklesom hmoty z plynného obalu na jadro (pribúdanie) sa jeho hmotnosť a následne aj teplota zväčšujú natoľko, že plyn a radiačný tlak sa porovnávajú so silami . Kompresia jadra sa zastaví. Vytvorený je obklopený plyno-prachovým plášťom, ktorý je nepriehľadný pre optické žiarenie a prepúšťa von iba infračervené a dlhovlnné žiarenie. Takýto objekt (-kokón) je pozorovaný ako silný zdroj rádiového a infračerveného žiarenia.

S ďalším nárastom hmotnosti a teploty jadra slabý tlak zastaví narastanie a zvyšky obalu sa rozptýlia do vesmíru. Objaví sa mláďa, ktorého fyzikálne vlastnosti závisia od jeho hmotnosti a iniciálu chemické zloženie.

Hlavným zdrojom energie pre rodiacu sa hviezdu je zjavne energia uvoľnená počas gravitačnej kontrakcie. Tento predpoklad vyplýva z viriálnej vety: v stacionárnom systéme súčet potenciálnej energie E p všetkých členov systému a dvojnásobnú kinetickú energiu 2 E do z týchto výrazov je nula:

Ep + 2 Ec = 0. (39)

Veta platí pre systémy pohybujúcich sa častíc obmedzená oblasť priestor pod vplyvom síl, ktorých veľkosť je nepriamo úmerná druhej mocnine vzdialenosti medzi časticami. Z toho vyplýva, že tepelná (kinetická) energia sa rovná polovici gravitačnej (potenciálnej) energie. Keď je hviezda stlačená, celková energia hviezdy klesá, zatiaľ čo gravitačná energia klesá: polovica zmeny gravitačnej energie opúšťa hviezdu prostredníctvom žiarenia a tepelná energia hviezdy sa zvyšuje v dôsledku druhej polovice.

Mladé hviezdy s nízkou hmotnosťou(až tri slnečné hmoty), ktoré sú na ceste k hlavnej postupnosti, sú úplne konvekčné; proces konvekcie pokrýva všetky oblasti hviezdy. Stále sú to v skutočnosti protohviezdy, v centre ktorých sa práve začínajú jadrové reakcie a všetko žiarenie vzniká najmä vďaka. Zatiaľ sa nezistilo, či hviezdy klesajú pri konštantnej efektívnej teplote. V Hertzsprung-Russellovom diagrame takéto hviezdy tvoria takmer vertikálnu dráhu, nazývanú Hayashiho dráha. Keď sa kompresia spomaľuje, mladý sa blíži k hlavnej sekvencii.

Keď sa hviezda zmršťuje, tlak degenerovaného elektrónového plynu sa začína zvyšovať a keď sa dosiahne určitý polomer hviezdy, kompresia sa zastaví, čo vedie k zastaveniu ďalší rast centrálnej teploty spôsobenej kompresiou a následne k jej poklesu. Pre hviezdy s hmotnosťou menšou ako 0,0767 Slnka sa to nestane: energia uvoľnená pri jadrových reakciách nikdy nebude stačiť na vyrovnanie vnútorného tlaku a . Takéto „podhviezdy“ vyžarujú viac energie, ako vzniká pri jadrových reakciách, a patria medzi tzv. ich osudom je neustála kontrakcia, kým ju nezastaví tlak degenerovaného plynu, a potom postupné ochladzovanie so zastavením všetkých jadrových reakcií, ktoré sa začali..

Mladé hviezdy strednej hmotnosti (od 2 do 8 hmotností Slnka) sa kvalitatívne vyvíjajú presne rovnakým spôsobom ako ich menšie sestry, s výnimkou, že až do hlavnej postupnosti nemajú konvekčné zóny.

Hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 8 hmotností Slnkauž majú vlastnosti normálnych hviezd, pretože prešli všetkými medzistupňami a dokázali dosiahnuť takú rýchlosť jadrových reakcií, že kompenzujú stratu energie žiarením pri hromadení hmoty jadra. V týchto hviezdach je odtok hmoty taký veľký, že nielen zastaví kolaps vonkajších oblastí molekulárneho oblaku, ktoré sa ešte nestali súčasťou hviezdy, ale naopak, rozmrazí ich. Hmotnosť vytvorenej hviezdy je teda výrazne menšia ako hmotnosť protohviezdneho oblaku.

Hlavná sekvencia

Teplota hviezdy stúpa, až kým v centrálnych oblastiach nedosiahne hodnoty postačujúce na spustenie termonukleárnych reakcií, ktoré sa potom stávajú hlavným zdrojom energie pre hviezdu. Pre masívne hviezdy ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) je "spaľovanie" vodíka v uhlíkovom cykle; pre hviezdy s hmotnosťou rovnakou alebo menšou ako je hmotnosť Slnka sa energia uvoľňuje pri protón-protónovej reakcii. prechádza do rovnovážneho štádia a zaujíma svoje miesto v hlavnej postupnosti Hertzsprung-Russellovho diagramu: vo hviezde veľkej hmotnosti je teplota v jadre veľmi vysoká ( T ≥ 3 × 107 K ), výroba energie je veľmi intenzívna, - na hlavnej postupnosti zaberá miesto nad Slnkom v oblasti raných ( O … A, (F )); vo hviezde s malou hmotnosťou je teplota v jadre relatívne nízka ( T ≤ 1,5 x 107 K ), výroba energie nie je taká intenzívna, - na hlavnej sekvencii prebieha blízko alebo pod Slnkom v oblasti neskorej (( F), G, K, M).

Na hlavnej sekvencii trávi až 90 % času, ktorý príroda vyčlenila na svoju existenciu. Čas, ktorý hviezda strávi v štádiu hlavnej sekvencie, tiež závisí od hmotnosti. Áno, s hmotnosťou M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O alebo B je v štádiu hlavného sledu asi 10 7 rokov, kým červený trpaslík K5 s hmotnosťou M ≈ 0,5 × M ⊙ je v štádiu hlavného sledu asi 10 11 rokov, teda čas porovnateľný s vekom Galaxie. Masívne horúce hviezdy rýchlo prechádzajú do ďalších štádií evolúcie, studení trpaslíci sú v štádiu hlavnej postupnosti po celý čas existencie Galaxie. Dá sa predpokladať, že červení trpaslíci sú hlavným typom populácie Galaxie.

Červený gigant (supergiant).

Rýchle spaľovanie vodíka v centrálnych oblastiach masívnych hviezd vedie k tomu, že sa v nich objaví héliové jadro. So zlomkom hmotnosti vodíka niekoľkých percent v jadre sa uhlíková reakcia premeny vodíka na hélium takmer úplne zastaví. Jadro sa sťahuje, čo vedie k zvýšeniu jeho teploty. V dôsledku zahrievania spôsobeného gravitačnou kontrakciou jadra hélia sa vodík „rozsvieti“ a v tenkej vrstve umiestnenej medzi jadrom a predĺženým plášťom hviezdy sa začne uvoľňovať energia. Škrupina sa rozširuje, polomer hviezdy sa zväčšuje, efektívna teplota zmenšuje sa, rastie. "opúšťa" hlavnú postupnosť a prechádza do ďalšieho štádia evolúcie - do štádia červeného obra alebo, ak je hmotnosť hviezdy M > 10 × M⊙ , do štádia červeného superobra.

S nárastom teploty a hustoty začne hélium „horieť“ v jadre. O T ~ 2 × 10 8 K a r ~ 10 3 ¸ 10 4 g / cm 3 spúšťa termonukleárnu reakciu, ktorá sa nazýva trojitá a -proces: z troch a -častice (jadrá hélia 4 On ) vzniká jedno stabilné uhlíkové jadro 12 C. S hmotnosťou jadra hviezdy M< 1,4 × M ⊙ тройной a - proces vedie k výbušnému charakteru uvoľnenia energie - héliovému záblesku, ktorý sa pre konkrétnu hviezdu môže mnohokrát opakovať.

V centrálnych oblastiach masívnych hviezd, ktoré sú v štádiu obra alebo supergiant, vedie zvýšenie teploty k postupnej tvorbe uhlíkových, uhlíkovo-kyslíkových a kyslíkových jadier. Po vyhorení uhlíka dochádza k reakciám, v dôsledku ktorých vznikajú ťažšie chemické prvky, prípadne aj jadrá železa. Ďalší vývoj masívnej hviezdy môže viesť k vyvrhnutiu škrupiny, vzplanutiu hviezdy ako Novy alebo s následnou tvorbou objektov, ktoré sú konečným štádiom vývoja hviezd: biely trpaslík, neutrónová hviezda alebo čierna hviezda. diera.

Posledným štádiom vývoja je štádium vývoja všetkých normálnych hviezd po tom, čo tieto vyčerpali svoje termonukleárne palivo; zastavenie termonukleárnych reakcií ako zdroja energie pre hviezdu; prechod hviezdy v závislosti od jej hmotnosti do štádia bieleho trpaslíka, prípadne čiernej diery.

Bieli trpaslíci sú posledným štádiom vývoja všetkých normálnych hviezd s hmotnosťou M< 3 ÷ 5 × M ⊙ po vyčerpaní termonukleárneho paliva týmito mi. Po prekonaní štádia červeného obra (alebo podobra) takáto škrupina odhodí a odkryje jadro, z ktorého sa po ochladení stane biely trpaslík. Malý polomer (R b.c ~ 10-2 × R ⊙ ) a biela alebo modro-biela (T b.c ~ 10 4 K) určil názov tejto triedy astronomických objektov. Hmotnosť bieleho trpaslíka je vždy menšia ako 1,4×M⊙ - je dokázané, že bieli trpaslíci s veľkými hmotnosťami nemôžu existovať. S hmotnosťou porovnateľnou s hmotnosťou Slnka a rozmermi porovnateľnými s veľké planéty slnečná sústava, bieli trpaslíci majú obrovskú priemernú hustotu: ρ b.c ~ 10 6 g / cm 3, teda hmotnosť 1 cm 3 hmoty bieleho trpaslíka váži tonu! Zrýchlenie voľného pádu na povrch g b.c ~ 10 8 cm / s 2 (porovnaj so zrýchlením na povrchu Zeme - g c ≈980 cm/s 2). Pri takomto gravitačnom zaťažení vnútorných oblastí hviezdy je rovnovážny stav bieleho trpaslíka udržiavaný tlakom degenerovaného plynu (hlavne degenerovaného elektrónového plynu, keďže príspevok iónovej zložky je malý). Pripomeňme si, že plyn sa nazýva degenerovaný, ak neexistuje žiadne maxwellovské rozloženie rýchlosti častíc. V takomto plyne bude pri určitých hodnotách teploty a hustoty počet častíc (elektrónov) s akoukoľvek rýchlosťou v rozsahu od v = 0 do v = v max rovnaký. v max je určená hustotou a teplotou plynu. S hmotnosťou bieleho trpaslíka M b.c > 1,4 × M ⊙ maximálna rýchlosť elektrónov v plyne je porovnateľná s rýchlosťou svetla, degenerovaný plyn sa stáva relativistickým a jeho tlak už nie je schopný odolávať gravitačnej kompresii. Polomer trpaslíka má tendenciu k nule – „zrúti sa“ do bodu.

Tenké, horúce atmosféry bielych trpaslíkov sú buď zložené z vodíka, pričom v atmosfére sa nenachádzajú prakticky žiadne iné prvky; alebo z hélia, pričom vodíka je v atmosfére státisíckrát menej ako v atmosfére normálnych hviezd. Podľa typu spektra patria bieli trpaslíci do spektrálnych tried O, B, A, F. Na „rozlíšenie“ bielych trpaslíkov od normálnych hviezd sa pred označenie umiestňuje písmeno D (DOVII, DBVII atď. D je prvé písmeno v anglické slovo Degenerovať – degenerovať). Zdrojom žiarenia bieleho trpaslíka je zásoba tepelnej energie, ktorá biely trpaslík prijaté, pričom sú jadrom materskej hviezdy. Mnoho bielych trpaslíkov zdedilo po svojom rodičovi silné magnetické pole, ktorého silu H ~ 10 8 O. Predpokladá sa, že počet bielych trpaslíkov je asi 10 % celkový počet hviezdy galaxie.

Na obr. 15 zobrazuje fotografiu Siriusa - najjasnejšej hviezdy na oblohe (α Canis Major; m v = -1 m,46; trieda A1V). Disk viditeľný na obrázku je výsledkom fotografického ožiarenia a difrakcie svetla na šošovke ďalekohľadu, to znamená, že disk samotnej hviezdy nie je na fotografii rozlíšený. Lúče prichádzajúce z fotografického disku Sirius sú stopy skreslenia čelo vlny svetelný tok na optike ďalekohľadu. Sírius sa nachádza vo vzdialenosti 2,64 od Slnka, svetlu zo Síria trvá 8,6 roka, kým sa dostane na Zem – je teda jednou z hviezd, ktoré sú najbližšie k Slnku. Sírius je 2,2-krát hmotnejší ako Slnko; jeho M v = +1 m ,43, teda náš sused vyžaruje 23-krát viac energie ako Slnko.

Jedinečnosť fotografie spočíva v tom, že spolu s obrázkom Siriusa bolo možné získať aj obrázok jeho satelitu - satelit „svieti“ jasnou bodkou naľavo od Siriusa. Sirius - teleskopicky: Sirius samotný je označený písmenom A a jeho satelit písmenom B. Zdanlivá veľkosť Sirius B m v \u003d +8 m,43, to znamená, že je takmer 10 000-krát slabší ako Sírius A. Hmotnosť Síria B sa takmer presne rovná hmotnosti Slnka, polomer je približne 0,01 polomeru Slnka, povrchová teplota je asi 12 000 K, ale Sirius B vyžaruje 400-krát menšie ako slnko. Sirius B je typický biely trpaslík. Navyše ide o prvého bieleho trpaslíka, ktorý, mimochodom, objavil Alven Clark v roku 1862 počas vizuálneho pozorovania ďalekohľadom.

Sírius A a Sírius B sa točia spolu s obdobím 50 rokov; vzdialenosť medzi komponentmi A a B je len 20 AU.

Podľa trefnej poznámky V.M. Lipunova „dozrievajú“ vo vnútri masívnych hviezd (s hmotnosťou viac ako 10×M⊙ )“. Vyvíjajúce sa jadrá hviezd neutrónová hviezda, majú 1.4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; potom, čo sa vyčerpajú zdroje termonukleárnych reakcií a rodič bleskovo vyvrhne značnú časť hmoty, stanú sa tieto jadrá samostatnými objektmi hviezdneho sveta s veľmi špecifickými vlastnosťami. Stláčanie jadra materskej hviezdy sa zastaví pri hustote porovnateľnej s jadrovou (ρ n. h ~ 10 14 h 10 až 15 g/cm3). Pri takejto hmotnosti a hustote sa polomer narodených iba 10 skladá z troch vrstiev. Vonkajšia vrstva (alebo vonkajšia kôra) je tvorená kryštálovou mriežkou z atómové jadráželezo ( Fe ) s možnou malou prímesou atómových jadier iných kovov; hrúbka vonkajšej kôry je len asi 600 m s polomerom 10 km. Pod vonkajšou kôrou je ďalšia vnútorná tvrdá kôra pozostávajúce z atómov železa ( Fe ), ale tieto atómy sú nadmerne obohatené neutrónmi. Hrúbka tejto kôry≈ 2 km. Vnútorná kôra hraničí s kvapalným neutrónovým jadrom, fyzikálne procesy, pri ktorých sú determinované pozoruhodnými vlastnosťami neutrónovej kvapaliny - supratekutosťou a za prítomnosti voľných elektrónov a protónov v nej aj supravodivosťou. Je možné, že v samom strede môže hmota obsahovať mezóny a hyperóny.

Rýchlo sa otáčajú okolo osi - od jednej do stoviek otáčok za sekundu. Takáto rotácia v prítomnosti magnetického poľa ( H ~ 10 13 h 10 15 Oe) často vedie k pozorovanému efektu pulzácie žiarenia hviezdy v rôznych rozsahoch elektromagnetické vlny. Jeden z týchto pulzarov sme videli vo vnútri Krabie hmloviny.

Celkový počet rýchlosť rotácie je už nedostatočná na vyvrhnutie častíc, takže to nemôže byť rádiový pulzar. Je však stále veľký a zachytený magnetické pole okolitá neutrónová hviezda nemôže spadnúť, to znamená, že nedochádza k narastaniu hmoty.

Accretor (röntgenový pulzar). Rýchlosť rotácie je znížená do takej miery, že teraz už nič nebráni tomu, aby hmota spadla na takúto neutrónovú hviezdu. Plazma, ktorá klesá, sa pohybuje pozdĺž čiar magnetického poľa a naráža na pevný povrch v oblasti pólov a zahrieva sa na desiatky miliónov stupňov. Látka zahriata na takéto vysoké teploty žiari v oblasti röntgenového žiarenia. Oblasť, v ktorej sa padajúca hmota zastaví s povrchom hviezdy, je veľmi malá – len asi 100 metrov. Táto horúca škvrna v dôsledku rotácie hviezdy periodicky mizne z dohľadu, čo pozorovateľ vníma ako pulzácie. Takéto objekty sa nazývajú röntgenové pulzary.

Georotátor. Rýchlosť rotácie takýchto neutrónových hviezd je nízka a nebráni akrécii. Ale rozmery magnetosféry sú také, že plazmu zastaví magnetické pole skôr, ako ju zachytí gravitácia.

Ak je súčasťou blízkeho binárneho systému, potom dochádza k „prenosu“ hmoty z normálnej hviezdy (druhá zložka) na neutrónovú. Hmotnosť môže prekročiť kritickú hodnotu (M > 3×M⊙ ), potom je gravitačná stabilita hviezdy narušená, nič neodolá gravitačnej kontrakcii a „odíde“ pod jej gravitačným polomerom

rg = 2 × G × M/c2, (40)

premena na čiernu dieru. Vo vyššie uvedenom vzorci pre r g: M je hmotnosť hviezdy, c je rýchlosť svetla, G je gravitačná konštanta.

Čierna diera je objekt, ktorého gravitačné pole je také veľké, že ani častica, ani fotón, ani žiadne hmotné teleso nemôže dosiahnuť druhú kozmickú rýchlosť a uniknúť do vesmíru.

Čierna diera je jedinečný objekt v zmysle povahy toku fyzikálnych procesov vnútri je stále neprístupný pre teoretický popis. Existencia čiernych dier vyplýva z teoretických úvah, v skutočnosti sa môžu nachádzať v centrálnych oblastiach guľových hviezdokôp, kvazarov, obrích galaxií vrátane stredu našej galaxie.

Ako každé teleso v prírode, ani hviezdy nemôžu zostať nezmenené. Rodia sa, vyvíjajú sa a nakoniec „zomrú“. Vývoj hviezd trvá miliardy rokov, no o čase ich vzniku sa vedú spory. Predtým astronómovia verili, že proces ich "narodenia" od hviezdny prach si vyžaduje milióny rokov, no nie je to tak dávno, čo boli získané fotografie oblasti oblohy zo zloženia Veľkej hmloviny v Orióne. Za pár rokov došlo k malému

Na fotografiách z roku 1947 bola na tomto mieste zaznamenaná malá skupina objektov podobných hviezdam. V roku 1954 sa už niektoré z nich stali podlhovastými a po ďalších piatich rokoch sa tieto objekty rozpadli na samostatné. Po prvýkrát sa teda proces zrodu hviezd odohral doslova pred astronómami.

Pozrime sa bližšie na to, ako prebieha štruktúra a vývoj hviezd, ako začínajú a končia svoj nekonečný, podľa ľudských štandardov, život.

Tradične vedci predpokladajú, že hviezdy vznikajú ako výsledok kondenzácie oblakov plyno-prachového prostredia. Pôsobením gravitačných síl sa z vytvorených oblakov vytvorí nepriehľadná plynová guľa, ktorá má hustú štruktúru. Jeho vnútorný tlak nedokáže vyrovnať gravitačné sily, ktoré ho stláčajú. Postupne sa guľa zmršťuje natoľko, že teplota vo vnútri hviezdy stúpa a tlak horúceho plynu vo vnútri gule sa vyrovnáva vonkajšie sily. Potom sa kompresia zastaví. Trvanie tohto procesu závisí od hmotnosti hviezdy a zvyčajne sa pohybuje od dvoch do niekoľkých stoviek miliónov rokov.

Štruktúra hviezd implikuje veľmi vysokú teplotu v ich hĺbkach, čo prispieva k nepretržitým termonukleárnym procesom (vodík, ktorý ich tvorí, sa mení na hélium). Práve tieto procesy sú príčinou intenzívneho žiarenia hviezd. Čas, za ktorý spotrebujú dostupnú zásobu vodíka, je určený ich hmotnosťou. Od toho závisí aj dĺžka žiarenia.

Keď sa zásoby vodíka vyčerpajú, vývoj hviezd sa blíži k štádiu formovania, a to nasledovne. Po zastavení uvoľňovania energie začnú gravitačné sily stláčať jadro. V tomto prípade sa hviezda výrazne zväčšuje. S pokračujúcim procesom sa tiež zvyšuje svietivosť, ale len v tenkej vrstve na hranici jadra.

Tento proces je sprevádzaný zvýšením teploty zmršťujúceho sa jadra hélia a premenou jadier hélia na jadrá uhlíka.

Podľa predpovedí sa naše Slnko stane červeným obrom za osem miliárd rokov. Zároveň sa jeho polomer niekoľko desiatokkrát zväčší a svietivosť stonásobne v porovnaní so súčasnými ukazovateľmi.

Životnosť hviezdy, ako už bolo uvedené, závisí od jej hmotnosti. Objekty s hmotnosťou menšou ako slnko „vynakladajú“ svoje zásoby veľmi hospodárne, takže môžu svietiť desiatky miliárd rokov.

Evolúcia hviezd sa končí formovaním.To sa deje u tých z nich, ktorých hmotnosť je blízka hmotnosti Slnka, t.j. nepresahuje 1,2 z toho.

Obrie hviezdy majú tendenciu rýchlo vyčerpať zásoby jadrového paliva. Toto je sprevádzané výraznou stratou hmoty, najmä v dôsledku odlupovania vonkajších obalov. V dôsledku toho zostáva len postupne chladnúca stredová časť, v ktorej jadrové reakcieúplne zastavil. Postupom času takéto hviezdy prestanú vyžarovať a stanú sa neviditeľnými.

Ale niekedy je normálny vývoj a štruktúra hviezd narušená. Najčastejšie ide o masívne objekty, ktoré vyčerpali všetky druhy termonukleárneho paliva. Potom sa dajú premeniť na neutrónové, alebo A čím viac sa vedci o týchto objektoch dozvedia, tým viac nových otázok vyvstáva.

Hviezdny vývoj v astronómii je sled zmien, ktorými hviezda prechádza počas svojho života, to znamená v priebehu miliónov alebo miliárd rokov, pričom vyžaruje svetlo a teplo. Počas takýchto kolosálnych období sú zmeny dosť výrazné.

Evolúcia hviezdy začína v obrovskom molekulárnom oblaku, nazývanom aj hviezdna kolíska. Väčšina „prázdneho“ priestoru v galaxii v skutočnosti obsahuje 0,1 až 1 molekulu na cm3. Na druhej strane molekulový oblak má hustotu asi milión molekúl na cm³. Hmotnosť takéhoto oblaku prevyšuje hmotnosť Slnka 100 000 až 10 000 000 krát kvôli jeho veľkosti: od 50 do 300 svetelných rokov v priemere.

Pokiaľ oblak voľne cirkuluje okolo stredu pôvodnej galaxie, nič sa nedeje. Avšak kvôli heterogenite gravitačné pole môžu v ňom vzniknúť poruchy vedúce k lokálnym koncentráciám hmoty. Takéto poruchy spôsobujú gravitačný kolaps oblaku. Jedným zo scenárov, ktorý k tomu vedie, je zrážka dvoch oblakov. Ďalšou udalosťou spôsobujúcou kolaps by mohol byť prechod oblaku cez husté rameno špirálová galaxia. Tiež kritický faktor v blízkosti môže dôjsť k výbuchu supernova, ktorej rázová vlna sa veľkou rýchlosťou zrazí s molekulárnym oblakom. Okrem toho je možná kolízia galaxií, ktorá môže spôsobiť výbuch hviezd, pretože oblaky plynu v každej z galaxií sú zrážkou stlačené. Vo všeobecnosti akékoľvek nehomogenity síl pôsobiacich na hmotu oblaku môžu spustiť proces vzniku hviezd.
Kvôli vzniknutým nehomogenitám už tlak molekulárneho plynu nedokáže zabrániť ďalšiemu stláčaniu a plyn sa vplyvom gravitačných príťažlivých síl začína zhromažďovať okolo stredov budúcich hviezd. Polovica uvoľnenej gravitačnej energie sa minie na ohrev oblaku a polovica na svetelné žiarenie. V oblakoch sa tlak a hustota zvyšujú smerom k stredu a kolaps centrálnej časti nastáva rýchlejšie ako periféria. Ako kontrakcia postupuje, stredná voľná dráha fotónu klesá a oblak sa stáva čoraz menej transparentným pre svoje vlastné žiarenie. To má za následok rýchlejší nárast teploty a ešte rýchlejší nárast tlaku. V závere tlakový gradient vyrovnáva gravitačnú silu, vzniká hydrostatické jadro, s hmotnosťou asi 1% hmotnosti oblaku. Tento moment je neviditeľný – globula je v optickom rozsahu nepriehľadná. Ďalším vývojom protohviezdy je narastanie látky, ktorá naďalej padá na „povrch“ jadra, ktoré vďaka tomu rastie. Nakoniec sa masa hmoty voľne pohybujúcej sa v oblaku vyčerpá a hviezda sa stane viditeľnou v optickom dosahu. Tento moment sa považuje za koniec protohviezdnej fázy a začiatok fázy mladej hviezdy.

Podľa zákona zachovania hybnosti, keď sa veľkosť oblaku zmenšuje, rýchlosť jeho rotácie sa zvyšuje a v určitom okamihu sa látka prestane otáčať ako jedno teleso a rozdelí sa na vrstvy, ktoré pokračujú v kolapse nezávisle od seba. . Počet a hmotnosti týchto vrstiev závisia od počiatočnej hmotnosti a rýchlosti rotácie molekulárneho oblaku. V závislosti od týchto parametrov rôzne systémy nebeské telesá: hviezdokopy, dvojhviezdy, hviezdy s planétami.

Mladá hviezda je fázou mladej hviezdy.

Proces vzniku hviezd sa dá popísať jednotne, ale následné štádiá vývoja hviezdy závisia takmer výlučne od jej hmotnosti a až na samom konci vývoja hviezdy môže hrať rolu jej chemické zloženie.

Mladé hviezdy s nízkou hmotnosťou

Mladé hviezdy nízkej hmotnosti (až do trojnásobku hmotnosti Slnka), ktoré sú na ceste do hlavnej postupnosti, sú úplne konvekčné – proces konvekcie pokrýva celé telo hviezdy. Stále ide v skutočnosti o protohviezdy, v ktorých centrách sa jadrové reakcie len začínajú a všetko žiarenie vzniká najmä vďaka gravitačnej kompresii. Kým sa nenastolí hydrostatická rovnováha, svietivosť hviezdy pri konštantnej efektívnej teplote klesá. Keď sa kontrakcia spomaľuje, mladá hviezda sa blíži k hlavnej sekvencii. Objekty tohto typu sú spojené s hviezdami T Tauri.

V tomto čase sa pri hviezdach s hmotnosťou väčšou ako 0,8 hmotnosti Slnka jadro stáva transparentným pre žiarenie a prevláda prenos radiačnej energie v jadre, pretože konvekcia je čoraz viac brzdená zvyšujúcim sa zhutňovaním hviezdnej hmoty. Vo vonkajších vrstvách hviezdneho telesa prevláda konvekčný prenos energie.

Keď sa hviezda zmršťuje, tlak degenerovaného elektrónového plynu sa začne zvyšovať a keď sa dosiahne určitý polomer hviezdy, kontrakcia sa zastaví, čo vedie k zastaveniu ďalšieho zvyšovania teploty v jadre hviezdy spôsobeného kontrakciou. a potom k jeho zníženiu. Pre hviezdy s hmotnosťou menšou ako 0,0767 Slnka sa to nestane: energia uvoľnená počas jadrových reakcií nikdy nebude stačiť na vyrovnanie vnútorného tlaku a gravitačnej kontrakcie. Takéto „podhviezdy“ vyžarujú viac energie, než sa vyprodukuje v procese termonukleárnych reakcií, a patria k takzvaným hnedým trpaslíkom. Ich osudom je neustála kontrakcia, kým ju tlak degenerovaného plynu nezastaví, a potom postupné ochladzovanie so zastavením všetkých fúznych reakcií, ktoré sa začali.

Mladé hviezdy strednej hmotnosti

Mladé hviezdy strednej hmotnosti (od 2 do 8 hmotností Slnka) sa kvalitatívne vyvíjajú presne rovnakým spôsobom ako ich menšie sestry a bratia, s výnimkou, že až do hlavnej postupnosti nemajú konvekčné zóny. Objekty tohto typu sú spojené s tzv. hviezdy Ae\Be Herbig nepravidelné premenné spektrálneho typu B-F0. Majú tiež disky a bipolárne trysky. Rýchlosť odtoku hmoty z povrchu, svietivosť a efektívna teplota sú podstatne vyššie ako u T Býka, takže účinne ohrievajú a rozptyľujú zvyšky protohviezdneho oblaku.

Mladé hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 8 hmotností Slnka

Mladé hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 8 hmotností Slnka. Hviezdy s takouto hmotnosťou už majú vlastnosti normálnych hviezd, pretože prešli všetkými medzistupňami a boli schopné dosiahnuť takú rýchlosť jadrových reakcií, ktorá kompenzovala stratu energie žiarením, pričom hmotnosť bola akumulovaná na dosiahnutie hydrostatickej rovnováhy jadro. U týchto hviezd je odliv hmoty a svietivosti taký veľký, že nielen zastavia gravitačný kolaps vonkajších oblastí molekulárneho oblaku, ktoré sa ešte nestali súčasťou hviezdy, ale naopak, rozptyľujú ich preč. Hmotnosť vytvorenej hviezdy je teda výrazne menšia ako hmotnosť protohviezdneho oblaku. S najväčšou pravdepodobnosťou to vysvetľuje absenciu hviezd s hmotnosťou väčšou ako približne 300 hmotností Slnka v našej galaxii.

stredný životný cyklus hviezdy

Hviezdy prichádzajú v širokej škále farieb a veľkostí. Podľa najnovších odhadov sa pohybujú v spektrálnom type od horúcej modrej po studenú červenú a v hmotnosti od 0,0767 do približne 300 hmotností Slnka. Svietivosť a farba hviezdy závisí od teploty jej povrchu, ktorá je zase určená jej hmotnosťou. Všetky nové hviezdy „zaberajú svoje miesto“ v hlavnej postupnosti podľa ich chemického zloženia a hmotnosti.

Malí a studení červení trpaslíci pomaly spaľujú svoje zásoby vodíka a zostávajú v hlavnej postupnosti desiatky miliárd rokov, zatiaľ čo mohutní supergianti opúšťajú hlavnú postupnosť už po niekoľkých desiatkach miliónov (a niektorí len niekoľko miliónov) rokov po sformovaní.

Stredne veľké hviezdy ako Slnko zostávajú v hlavnej postupnosti v priemere 10 miliárd rokov. Verí sa, že Slnko je stále na ňom, keďže je uprostred svojho životného cyklu. Len čo hviezda vyčerpá zásoby vodíka v jadre, opustí hlavnú postupnosť.

hviezdna zrelosť

Po určitom čase - od milióna až po desiatky miliárd rokov (v závislosti od počiatočnej hmotnosti) - hviezda vyčerpá zásoby vodíka v jadre. Vo veľkých a horúcich hviezdach sa to deje oveľa rýchlejšie ako pri malých a chladnejších. Vyčerpanie zásob vodíka vedie k zastaveniu termonukleárnych reakcií.

Bez tlaku generovaného týmito reakciami na vyrovnanie vnútornej gravitácie v tele hviezdy sa hviezda začne opäť sťahovať, ako to bolo predtým v procese svojho vzniku. Teplota a tlak sa opäť zvýšia, ale na rozdiel od štádia protohviezdy oveľa viac vysoký stupeň. Kolaps pokračuje, kým pri teplote približne 100 miliónov K nezačnú termonukleárne reakcie zahŕňajúce hélium.

Termonukleárne „spaľovanie“ hmoty obnovené na novej úrovni spôsobuje monštruóznu expanziu hviezdy. Hviezda sa „nafúkne“, veľmi „uvoľní“ a jej veľkosť sa zväčší asi 100-krát. Hviezda sa tak stáva a fáza horenia hélia trvá asi niekoľko miliónov rokov. Takmer všetci červení obri sú premenné hviezdy.

Záverečné fázy hviezdneho vývoja

Staré hviezdy s nízkou hmotnosťou

V súčasnosti nie je s určitosťou známe, čo sa stane so svetelnými hviezdami po vyčerpaní zásob vodíka v ich vnútri. Keďže vesmír je starý 13,7 miliardy rokov, čo nestačí na vyčerpanie zásob vodíkového paliva v takýchto hviezdach, súčasné teórie sú založené na počítačových simuláciách procesov prebiehajúcich v takýchto hviezdach.

Niektoré hviezdy dokážu syntetizovať hélium len v niektorých aktívnych zónach, čo spôsobuje ich nestabilitu a silné hviezdne vetry. V tomto prípade nedôjde k vytvoreniu planetárnej hmloviny a hviezda sa len vyparí a stane sa ešte menšou ako hnedý trpaslík.

“ zapaľovanie" hélium. Medzi takéto hviezdy patria červení trpaslíci, ako napríklad Proxima Centauri, ktorých životnosť hlavnej sekvencie sa pohybuje od desiatok miliárd až po desiatky biliónov rokov. Po ukončení termonukleárnych reakcií v ich jadrách budú po postupnom ochladzovaní naďalej slabo vyžarovať v infračervenej a mikrovlnnej oblasti elektromagnetického spektra.

stredne veľké hviezdy

Po dosiahnutí hviezdy stredná veľkosť(od 0,4 do 3,4 hmotnosti Slnka) fázy červeného obra, vodík končí v jeho jadre a začínajú reakcie syntézy uhlíka z hélia. K tomuto procesu dochádza pri vyšších teplotách a preto sa energetický tok z jadra zvyšuje a v dôsledku toho sa vonkajšie vrstvy hviezdy začínajú rozpínať. Začiatok syntézy uhlíka zn nová etapa v živote hviezdy a nejaký čas pokračuje. V prípade hviezdy blízkej veľkosti Slnka môže tento proces trvať približne miliardu rokov.

Zmeny v množstve vyžiarenej energie spôsobujú, že hviezda prechádza obdobiami nestability, vrátane zmien veľkosti, povrchovej teploty a uvoľňovania energie. Uvoľňovanie energie je posunuté smerom k nízkofrekvenčnému žiareniu. To všetko je sprevádzané narastajúcou stratou hmoty v dôsledku silných hviezdnych vetrov a intenzívnych pulzácií. Hviezdy v tejto fáze sa nazývajú „hviezdy neskorého typu“ (tiež „hviezdy na dôchodku“), hviezdy OH-IR alebo hviezdy podobné Mire, v závislosti od ich presných charakteristík. Vyvrhnutý plyn je pomerne bohatý na ťažké prvky produkované vo vnútri hviezdy, ako je kyslík a uhlík. Plyn vytvára expandujúcu škrupinu a ochladzuje sa, keď sa vzďaľuje od hviezdy, čo umožňuje tvorbu prachových častíc a molekúl. So silným infračerveným žiarením zo zdrojovej hviezdy sa v takýchto obaloch vytvárajú ideálne podmienky na aktiváciu kozmických maserov.

Héliové fúzne reakcie sú veľmi citlivé na teplotu. Niekedy to vedie k veľkej nestabilite. Vznikajú najsilnejšie pulzácie, ktoré v dôsledku toho poskytujú vonkajším vrstvám dostatočné zrýchlenie na to, aby mohli padať a premeniť sa na planetárnu hmlovinu. V strede takejto hmloviny zostáva holé jadro hviezdy, v ktorom sa zastavia termonukleárne reakcie a po ochladení sa zmení na héliového bieleho trpaslíka, ktorý má spravidla hmotnosť do 0,5 až 0,6 hmotnosti Slnka. a priemer rádovo ako priemer Zeme.

Krátko po héliovom záblesku sa uhlík a kyslík „rozsvietia“; každá z týchto udalostí spôsobuje vážnu reštrukturalizáciu tela hviezdy a jej rýchly pohyb pozdĺž Hertzsprung-Russellovho diagramu. Veľkosť atmosféry hviezdy sa ešte zväčší a začne intenzívne strácať plyn v podobe rozpínajúcich sa prúdov hviezdneho vetra. Osud centrálnej časti hviezdy úplne závisí od jej počiatočnej hmotnosti - jadro hviezdy môže ukončiť svoj vývoj ako:

• (hviezdy s nízkou hmotnosťou)
• ako neutrónová hviezda (pulzar), ak hmotnosť hviezdy v neskorších štádiách vývoja prekročí Chandrasekharovu hranicu
• ako čierna diera, ak hmotnosť hviezdy prekročí Oppenheimerov-Volkovov limit

V posledných dvoch situáciách sa vývoj hviezdy končí katastrofickou udalosťou – výbuchom supernovy.

Prevažná väčšina hviezd vrátane Slnka dokončí svoj vývoj kontrakciou, až kým tlak degenerovaných elektrónov nevyrovná gravitáciu. V tomto stave, keď sa veľkosť hviezdy zmenší stonásobne a hustota je miliónkrát vyššia ako hustota vody, sa hviezda nazýva biely trpaslík. Je zbavený zdrojov energie a postupným ochladzovaním sa stáva neviditeľným.

Vo hviezdach hmotnejších ako Slnko nedokáže tlak degenerovaných elektrónov zastaviť ďalšiu kontrakciu jadra a elektróny sa začnú „lisovať“ do atómových jadier, čím sa protóny premenia na neutróny, medzi ktorými nepôsobí elektrostatická odpudzujúca sila. Takáto neutronizácia hmoty vedie k tomu, že veľkosť hviezdy, ktorá je teraz v skutočnosti jedným obrovským atómovým jadrom, sa meria v niekoľkých kilometroch a hustota je 100 miliónov krát vyššia ako hustota vody. Takýto objekt sa nazýva neutrónová hviezda; jeho rovnováha je udržiavaná tlakom degenerovanej neutrónovej hmoty.

supermasívne hviezdy

Po tom, čo hviezda s hmotnosťou väčšou ako päť hmotností Slnka vstúpi do štádia červeného veleobra, sa jej jadro začne vplyvom gravitačných síl zmenšovať. Keď sa kompresia zvyšuje, teplota a hustota sa zvyšujú a nová sekvencia termonukleárne reakcie. Pri takýchto reakciách sa syntetizujú čoraz ťažšie prvky: hélium, uhlík, kyslík, kremík a železo, ktoré dočasne bránia kolapsu jadra.

V dôsledku toho, ako sa tvorí stále viac ťažkých prvkov periodickej tabuľky, železo-56 sa syntetizuje z kremíka. V tomto štádiu je ďalšia exotermická termonukleárna fúzia nemožná, pretože jadro železa-56 má maximálny hmotnostný defekt a tvorba ťažších jadier s uvoľňovaním energie je nemožná. Preto, keď železné jadro hviezdy dosiahne určitú veľkosť, tlak v ňom už nie je schopný odolať váhe nadložných vrstiev hviezdy a s neutronizáciou jej látky nastáva okamžitý kolaps jadra.

Silné prúdy neutrín a rotujúce magnetické pole tlačia najviac materiálu nahromadeného hviezdou - takzvané sedacie prvky, vrátane železných a ľahších prvkov. Expandujúca hmota je bombardovaná neutrónmi vyžarovanými z jadra hviezdy, zachytávajú ich a vytvárajú tak súbor prvkov ťažších ako železo, vrátane rádioaktívnych, až po urán (a možno aj Kaliforniu). Výbuchy supernov teda vysvetľujú prítomnosť prvkov ťažších ako železo v medzihviezdnej hmote, no nie je to jediný možný spôsob ich vzniku, čo demonštrujú napríklad technéciové hviezdy.

Tlaková vlna a výtrysky neutrín odnášajú hmotu od umierajúcej hviezdy do medzihviezdneho priestoru. Následne, keď sa ochladzuje a cestuje vesmírom, môže sa tento materiál supernovy zraziť s iným vesmírnym „odpadom“ a prípadne sa podieľať na tvorbe nových hviezd, planét alebo satelitov.

Procesy, ku ktorým dochádza pri vzniku supernovy, sa stále skúmajú a doteraz táto otázka nie je jasná. Otázkou je aj moment, čo v skutočnosti zostalo z pôvodnej hviezdy. Zvažujú sa však dve možnosti: neutrónové hviezdy a čierne diery.

neutrónové hviezdy

Je známe, že v niektorých supernovách spôsobuje silná gravitácia vo vnútri superobra pohlcovanie elektrónov atómovým jadrom, kde sa spájajú s protónmi a vytvárajú neutróny. Tento proces sa nazýva neutronizácia. Elektromagnetické sily oddeľujúce blízke jadrá zmiznú. Jadro hviezdy je teraz hustá guľa atómových jadier a jednotlivých neutrónov.
Takéto hviezdy, známe ako neutrónové hviezdy, sú extrémne malé – nie väčšie ako veľké mesto – a majú nepredstaviteľne vysoké hustoty. Ich obežná doba sa extrémne skráti, keď sa veľkosť hviezdy zníži (v dôsledku zachovania momentu hybnosti). Niektoré neutrónové hviezdy robia 600 otáčok za sekundu. Pre niektoré z nich môže byť uhol medzi vektorom žiarenia a osou rotácie taký, že Zem spadne do kužeľa vytvoreného týmto žiarením; v tomto prípade je možné zafixovať pulz žiarenia, ktorý sa opakuje v intervaloch, rovná perióde obrátenie hviezd. Takéto neutrónové hviezdy sa nazývali „pulzary“ a stali sa prvými objavenými neutrónovými hviezdami.

Čierne diery

Nie všetky hviezdy, ktoré prešli fázou výbuchu supernovy, sa stanú neutrónovými hviezdami. Ak má hviezda dostatočne veľkú hmotnosť, kolaps takejto hviezdy bude pokračovať a samotné neutróny začnú padať dovnútra, kým sa jej polomer nestane menší ako polomer Schwarzschild. Z hviezdy sa potom stane čierna diera.

Existencia čiernych dier bola predpovedaná všeobecná teória relativity. Podľa tejto teórie hmota a informácie nemôžu za žiadnych okolností opustiť čiernu dieru. Avšak, kvantové efekty, pravdepodobne umožňujú vyhnúť sa tomu napríklad vo forme Hawkingovho žiarenia. Zostáva niekoľko otvorených otázok. Najmä to hlavné zostalo donedávna nezodpovedané: „Existujú vôbec nejaké čierne diery?“. Aby sme s istotou povedali, že daný objekt je čierna diera, je potrebné pozorovať jeho horizont udalostí. To je nemožné len z definície horizontu, ale pomocou ultradlhej základnej rádiovej interferometrie je možné určiť metriku v blízkosti objektu pohybom plynu tam, ako aj stanoviť rýchlu, milisekundovú variabilitu hviezd. - masové čierne diery. Tieto vlastnosti, pozorované v jednom objekte, musia nakoniec dokázať, že pozorovaný objekt je čierna diera.

V súčasnosti sú čierne diery dostupné len na nepriame pozorovania. Pozorovaním svietivosti jadier aktívnych galaxií je teda možné odhadnúť hmotnosť objektu, na ktorom dochádza k akrécii. Hmotnosť objektu možno tiež odhadnúť z rotačnej krivky galaxie alebo z frekvencie otáčania hviezd v blízkosti objektu pomocou viriálnej vety. Ďalšou možnosťou je pozorovanie profilu emisných čiar plynu z centrálnej oblasti aktívnych galaxií, čo umožňuje určiť rýchlosť jeho rotácie, ktorá u blazarov dosahuje desiatky tisíc kilometrov za sekundu. Pre mnoho galaxií sa hmotnosť stredu ukazuje ako príliš veľká pre akýkoľvek iný objekt ako supermasívny. čierna diera. Sú na nich objekty so zjavným narastaním hmoty, ale nepozoruje sa žiadne špecifické žiarenie spôsobené rázovou vlnou. Z toho môžeme usúdiť, že narastanie sa nezastaví tvrdý povrch hviezd, ale jednoducho ide do oblasti veľmi veľkého gravitačného červeného posunu, kde sa podľa moderné nápady a dáta (2009) nie je možný žiadny iný stacionárny objekt ako čierna diera.

Evolúcia hviezd je zmena v priebehu času vo fyzikálnych vlastnostiach, vnútornej štruktúre a chemickom zložení hviezd. Moderná teória hviezdny vývoj môže vysvetliť všeobecný kurz vývoj hviezd v uspokojivej zhode s údajmi astronomických pozorovaní. Vývoj hviezdy závisí od jej hmotnosti a počiatočného chemického zloženia. Hviezdy prvej generácie vznikli z hmoty, ktorej zloženie bolo určené kozmologickými podmienkami (asi 70 % vodíka, 30 % hélia, zanedbateľná prímes deutéria a lítia). Počas vývoja prvej generácie hviezd, ťažké prvky, ktoré boli vyvrhnuté do medzihviezdneho priestoru v dôsledku výlevu hmoty z hviezd alebo pri výbuchoch hviezd. Hviezdy nasledujúcich generácií vznikli z hmoty obsahujúcej 3–4 % ťažkých prvkov.

Zrod hviezdy je vznik objektu, ktorého žiarenie je udržiavané vlastnými zdrojmi energie. Proces tvorby hviezd neprerušovane pokračuje, prebieha v súčasnosti.

Na vysvetlenie štruktúry mega sveta je najdôležitejšie gravitačná interakcia. V plynových a prachových hmlovinách sa vplyvom gravitačných síl vytvárajú nestabilné nehomogenity, vďaka ktorým sa difúzna hmota rozpadá na množstvo zhlukov. Ak takéto zhluky pretrvávajú dostatočne dlho, časom sa zmenia na hviezdy. Je dôležité poznamenať, že prebieha proces zrodu nie jednej hviezdy, ale hviezdnych asociácií. tvorené plynové telesá navzájom priťahované, ale nie nevyhnutne spojené do jedného obrovského tela. Zvyčajne sa začnú otáčať voči sebe navzájom, a odstredivé sily tento pohyb pôsobí proti príťažlivým silám vedúcim k ďalšej koncentrácii.

Mladé hviezdy sú tie, ktoré sú stále v štádiu počiatočnej gravitačnej kontrakcie. Teplota v strede takýchto hviezd je stále nedostatočná na to, aby prebehli termonukleárne reakcie. Žiara hviezd nastáva len vďaka premene gravitačnej energie na teplo. Gravitačná kontrakcia je prvou fázou vývoja hviezd. Vedie k zahriatiu centrálnej zóny hviezdy na teplotu začiatku termonukleárnej reakcie (10 - 15 miliónov K) - premenu vodíka na hélium.

Obrovská energia vyžarovaná hviezdami vzniká v dôsledku jadrových procesov prebiehajúcich vo vnútri hviezd. Energia generovaná vo vnútri hviezdy jej umožňuje vyžarovať svetlo a teplo milióny a miliardy rokov. Predpoklad, že zdrojom hviezdnej energie sú termonukleárne reakcie syntézy hélia z vodíka, bol prvýkrát predložený v roku 1920 anglickým astrofyzikom A.S. Eddingtonom. Vo vnútri hviezd sú možné dva typy termonukleárnych reakcií zahŕňajúcich vodík, nazývané cykly vodíka (protón-protón) a uhlíka (uhlík-dusík). V prvom prípade je na priebeh reakcie potrebný iba vodík, v druhom prípade je nevyhnutná aj prítomnosť uhlíka, ktorý slúži ako katalyzátor. východiskový materiál slúžia protóny, z ktorých v dôsledku jadrovej fúzie vznikajú jadrá hélia.

Keďže dve neutrína sa zrodia počas premeny štyroch protónov na jadro hélia, každú sekundu sa v hlbinách Slnka vytvorí 1,8∙1038 neutrín. Neutríno slabo interaguje s hmotou a má vysokú penetračnú silu. Po prechode cez obrovskú hrúbku slnečnej hmoty si neutrína uchovávajú všetky informácie, ktoré dostali pri termonukleárnych reakciách v útrobách Slnka. Hustota toku slnečných neutrín dopadajúcich na zemský povrch je 6,6∙10 10 neutrín na 1 cm 2 za 1 s. Meranie toku neutrín dopadajúcich na Zem umožňuje posúdiť procesy prebiehajúce vo vnútri Slnka.

Zdrojom energie pre väčšinu hviezd sú teda vodíkové termonukleárne reakcie v centrálna zóna hviezdy. V dôsledku termonukleárnej reakcie vzniká tok energie smerom von vo forme žiarenia v širokom rozsahu frekvencií (vlnových dĺžok). Interakcia medzi žiarením a hmotou vedie k ustálenému stavu rovnováhy: tlak vonkajšieho žiarenia je vyvážený tlakom gravitácie. Ďalšie stláčanie hviezdy sa zastaví, kým je stred dosť energie. Tento stav je pomerne stabilný a veľkosť hviezdy zostáva konštantná. Vodík je hlavnou zložkou kozmickej hmoty a najdôležitejším typom jadrového paliva. Hviezda má dostatočné zásoby vodíka na miliardy rokov. To vysvetľuje, prečo sú hviezdy také stabilné dlho. Kým všetok vodík v centrálnej zóne nevyhorí, vlastnosti hviezdy sa menia len málo.

Pole vyhorenia vodíka v centrálnej zóne hviezdy tvorí héliové jadro. Vodíkové reakcie prebiehajú aj naďalej, ale len v tenkej vrstve blízko povrchu jadra. Jadrové reakcie sa presúvajú na perifériu hviezdy. Štruktúru hviezdy v tomto štádiu popisujú modely s vrstveným zdrojom energie. Vyhorené jadro sa začne zmršťovať a vonkajší obal sa roztiahne. Škrupina napučí do kolosálnych rozmerov, vonkajšia teplota sa zníži. Hviezda sa stáva červeným obrom. Od tohto momentu sa život hviezdy začína znižovať. Červení obri sú iní nízke teploty a obrovské veľkosti (od 10 do 1000 R c). Priemerná hustota látka v nich nedosahuje ani 0,001 g/cm 3 . Ich svietivosť je stokrát vyššia ako svietivosť Slnka, ale teplota je oveľa nižšia (asi 3000 - 4000 K).

Predpokladá sa, že naše Slnko sa pri prechode do štádia červeného obra môže zväčšiť natoľko, že vyplní obežnú dráhu Merkúra. Pravda, Slnko sa za 8 miliárd rokov stane červeným obrom.

Červený obor sa vyznačuje nízkou vonkajšou teplotou, ale veľmi vysokou vnútornou teplotou. S jeho nárastom sa do termonukleárnych reakcií zaraďujú stále ťažšie jadrá. Pri teplote 150 miliónov K začínajú héliové reakcie, ktoré sú nielen zdrojom energie, ale prebieha pri nich syntéza ťažších chemických prvkov. Po vytvorení uhlíka v héliovom jadre hviezdy sú možné nasledujúce reakcie:

Treba poznamenať, že syntéza ďalšieho ťažšieho jadra vyžaduje stále viac a viac vysokoenergetický. Kým sa vytvorí horčík, všetko hélium v ​​jadre hviezdy sa vyčerpá a na to, aby boli možné ďalšie jadrové reakcie, je potrebné nové stlačenie hviezdy a zvýšenie jej teploty. Nie je to však možné pre všetky hviezdy, iba pre dostatočne veľké, ktorých hmotnosť prevyšuje hmotnosť Slnka o viac ako 1,4-násobok (tzv. Chandrasekharova hranica). Vo hviezdach s menšou hmotnosťou sa reakcie končia v štádiu tvorby horčíka. Vo hviezdach, ktorých hmotnosť presahuje Chandrasekharovu hranicu, v dôsledku gravitačnej kontrakcie teplota stúpne na 2 miliardy stupňov, reakcie pokračujú, tvoria sa ťažšie prvky – až železo. Prvky ťažšie ako železo vznikajú pri výbuchu hviezd.

V dôsledku zvyšujúceho sa tlaku, pulzácií a iných procesov červený obr neustále stráca hmotu, ktorá je vyvrhovaná do medzihviezdneho priestoru vo forme hviezdneho vetra. Keď sú vnútorné zdroje energie jadrovej syntézy úplne vyčerpané, ďalší osud hviezda závisí od jej hmotnosti.

S hmotnosťou menšou ako 1,4 hmotnosti Slnka sa hviezda stáva ustálený stav s veľmi vysokou hustotou (stovky ton na 1 cm 3). Takéto hviezdy sa nazývajú bieli trpaslíci. V procese premeny červeného obra na bieleho trpaslíka môže rasa zhodiť svoje vonkajšie vrstvy ako svetelnú škrupinu a odhaliť jadro. Plynný obal jasne žiari pod vplyvom silného žiarenia hviezdy. Takto vznikajú planetárne hmloviny. Pri vysokých hustotách hmoty vo vnútri bieleho trpaslíka elektrónové obaly atómy sú zničené a hmotou hviezdy je elektrónová jadrová plazma a jej elektronická zložka je degenerovaná elektrónový plyn. Bieli trpaslíci sú v rovnováhe v dôsledku rovnosti síl medzi gravitáciou (faktor kompresie) a tlakom degenerovaného plynu vo vnútri hviezdy (faktor expanzie). Bieli trpaslíci môžu existovať miliardy rokov.

Tepelné zásoby hviezdy sa postupne vyčerpávajú, hviezda sa pomaly ochladzuje, čo je sprevádzané výmetmi hviezdneho obalu do medzihviezdneho priestoru. Hviezda postupne mení svoju farbu z bielej na žltú, potom na červenú, nakoniec prestane vyžarovať, stáva sa malým neživým objektom, mŕtvym studená hviezda, ktorého rozmery sú menšie ako rozmery Zeme a ktorého hmotnosť je porovnateľná s hmotnosťou Slnka. Hustota takejto hviezdy je miliardkrát väčšia hustota voda. Takéto hviezdy sa nazývajú čierni trpaslíci. Väčšina hviezd takto končí svoj život.

Keď je hmotnosť hviezdy väčšia ako 1,4 hmotnosti Slnka, stacionárny stav hviezdy je bez interné zdroje energie sa stáva nemožným, pretože Tlak vo vnútri hviezdy nedokáže vyrovnať silu gravitácie. Začína sa gravitačný kolaps – stláčanie hmoty smerom k stredu hviezdy pod vplyvom gravitačných síl.

Ak odpudzovanie častíc a iné príčiny kolaps zastaví, dôjde k silnému výbuchu ─ výbuchu supernovy s vyvrhnutím významnej časti hmoty do okolitého priestoru a vytvorením plynných hmlovín. Názov navrhol F. Zwicky v roku 1934. Výbuch supernovy je jedným z medzistupňov vo vývoji hviezd predtým, ako sa zmenia na bielych trpaslíkov, neutrónové hviezdy alebo čierne diery. Výbuch uvoľní energiu 10 43 ─ 10 44 J pri sile žiarenia 10 34 W. V tomto prípade sa jas hviezdy za pár dní zvýši o desiatky magnitúd. Svietivosť supernovy môže prekročiť svietivosť celej galaxie, v ktorej praskla.

Plynná hmlovina vytvorená pri výbuchu supernovy je čiastočne vyvrhnutá výbuchom horné vrstvy hviezd a čiastočne z medzihviezdnej hmoty, zhutnenej a zohriatej rozpínajúcimi sa produktmi explózie. Najznámejšou plynnou hmlovinou je Krabia hmlovina v súhvezdí Býka – pozostatok supernovy z roku 1054. Mladé zvyšky supernov sa rozpínajú rýchlosťou 10-20 tisíc km/s. Zrážka rozpínajúceho sa obalu so stacionárnym medzihviezdnym plynom generuje rázovú vlnu, pri ktorej sa plyn zahreje na milióny Kelvinov a stane sa zdrojom röntgenového žiarenia. Šírenie rázovej vlny v plyne vedie k objaveniu sa rýchlo nabitých častíc ( kozmické lúče), ktoré sa pohybujú v medzihviezdnom magnetickom poli stlačenom a zosilnenom rovnakou vlnou a vyžarujú v rádiovom dosahu.

Astronómovia zaznamenali výbuchy supernov v rokoch 1054, 1572, 1604. V roku 1885 bola v hmlovine Andromeda pozorovaná supernova. Jeho jas prevýšil jas celej Galaxie a ukázal sa byť 4 miliardy krát intenzívnejší ako jas Slnka.

Už do roku 1980 bolo objavených viac ako 500 výbuchov supernov, ale v našej Galaxii nebola pozorovaná ani jedna. Astrofyzici vypočítali, že supernovy v našej Galaxii vzplanú s periódou 10 miliónov rokov v bezprostrednej blízkosti Slnka. V priemere každých 30 rokov dochádza v Metagalaxii k výbuchu supernovy.

V tomto prípade môžu dávky kozmického žiarenia na Zemi prekročiť normálnu úroveň 7000-krát. To povedie k najzávažnejším mutáciám v živých organizmoch na našej planéte. Niektorí vedci vysvetľujú náhlu smrť dinosaurov týmto spôsobom.

Časť hmoty vybuchnutej supernovy môže zostať vo forme superhustého telesa – neutrónovej hviezdy alebo čiernej diery. Hmotnosť neutrónových hviezd je (1,4 - 3) M s, priemer je asi 10 km. Hustota neutrónovej hviezdy je veľmi vysoká, vyššia ako hustota atómových jadier ─ 10 15 g/cm 3 . So zvýšením kompresie a tlaku je možná reakcia absorpcie elektrónov protónmi Výsledkom je, že všetka hmota hviezdy bude pozostávať z neutrónov. Neutronizáciu hviezdy sprevádza silný výbuch neutrínového žiarenia. Počas výbuchu supernovy SN1987A trval výbuch neutrín 10 s a energia odnesená všetkými neutrínami dosiahla 3∙10 46 J. Teplota neutrónovej hviezdy dosahuje 1 miliardu K. Neutrónové hviezdy sa veľmi rýchlo ochladzujú, svietivosť slabne. Ale intenzívne vyžarujú rádiové vlny v úzkom kuželi v smere magnetickej osi. Hviezdy, ktorých magnetická os sa nezhoduje s osou rotácie, sa vyznačujú rádiovým vyžarovaním vo forme opakujúcich sa impulzov. Preto sa neutrónové hviezdy nazývajú pulzary. Prvé pulzary boli objavené v roku 1967. Frekvencia pulzácií žiarenia, určená rýchlosťou rotácie pulzaru, je od 2 do 200 Hz, čo svedčí o ich malej veľkosti. Napríklad pulzar v Krabej hmlovine má periódu pulzu 0,03 s. V súčasnosti sú známe stovky neutrónových hviezd. Neutrónová hviezda sa môže objaviť v dôsledku takzvaného „tichého kolapsu“. Ak biely trpaslík vstúpi do binárneho systému hviezd blízko seba, potom nastane jav narastania, keď hmota zo susednej hviezdy prúdi na bieleho trpaslíka. Hmotnosť bieleho trpaslíka rastie a v určitom bode prekračuje hranicu Chandrasekhar. Biely trpaslík sa mení na neutrónovú hviezdu.

Ak konečná hmotnosť bieleho trpaslíka presiahne 3 hmotnosti Slnka, potom je degenerovaný neutrónový stav nestabilný a gravitačná kontrakcia pokračuje, kým sa nevytvorí objekt nazývaný čierna diera. Pojem „čierna diera“ zaviedol J. Wheeler v roku 1968. Koncept takýchto objektov však vznikol o niekoľko storočí skôr, po objavení I. Newtona v roku 1687 zákona univerzálnej gravitácie. V roku 1783 J. Mitchell navrhol, že v prírode musia existovať tmavé hviezdy, ktorých gravitačné pole je také silné, že svetlo z nich nemôže uniknúť. V roku 1798 rovnakú myšlienku vyslovil aj P. Laplace. V roku 1916 fyzik Schwarzschild pri riešení Einsteinových rovníc dospel k záveru o možnosti existencie objektov s neobvyklými vlastnosťami, neskôr nazývaných čierne diery. Čierna diera je oblasť vesmíru, v ktorej je gravitačné pole také silné, že druhé vesmírna rýchlosť pre telesá nachádzajúce sa v tejto oblasti musia prekročiť rýchlosť svetla, t.j. z čiernej diery nemôže nič uniknúť, ani častice, ani žiarenie. V súlade so všeobecnou teóriou relativity je charakteristická veľkosť čiernej diery určená gravitačným polomerom: R g = 2GM/c 2 , kde M je hmotnosť objektu, c je rýchlosť svetla vo vákuu a G je gravitačnú konštantu. Gravitačný polomer Zeme je 9 mm, Slnko 3 km. Hranica oblasti, za ktorú neuniká žiadne svetlo, sa nazýva horizont udalostí čiernej diery. Rotujúce čierne diery majú menšie horizonty udalostí gravitačný polomer. Obzvlášť zaujímavá je možnosť zachytenia telies prilietajúcich z nekonečna čiernou dierou.

Teória umožňuje existenciu čiernych dier s hmotnosťou 3–50 hmotností Slnka, ktoré vznikajú v neskorých štádiách vývoja masívnych hviezd s hmotnosťou nad 3 hmotnosti Slnka, supermasívnych čiernych dier v jadrách galaxií s hmotnosť miliónov a miliárd slnečných hmôt, prvotné (reliktné) čierne diery vytvorené v raných fázach vývoja vesmíru. Reliktné čierne diery s hmotnosťou viac ako 10 15 g (hmotn stredná hora na Zemi) v dôsledku mechanizmu kvantového vyparovania čiernych dier, ktorý navrhol S.W.Hawking.

Astronómovia zisťujú čierne diery pomocou sily röntgenové lúče. Príkladom tohto typu hviezdy je výkonný zdroj röntgenového žiarenia Cygnus X-1, ktorého hmotnosť presahuje 10 M s. Čierne diery sa často nachádzajú v röntgenových dvojhviezdach. hviezdne systémy Oh. V takýchto systémoch už boli objavené desiatky čiernych dier s hviezdnou hmotnosťou (m čiernych dier = 4-15 M s). Na základe účinkov gravitačnej šošovky bolo objavených niekoľko jednotlivých čiernych dier s hviezdnou hmotnosťou (m čiernych dier = 6-8 M s). V prípade zatvorenia dvojitá hviezda pozoruje sa jav akrécie - tok plazmy z povrchu obyčajnej hviezdy pod vplyvom gravitačných síl na čiernu dieru. Hmota prúdiaca do čiernej diery má uhlovú hybnosť. Preto plazma vytvára okolo čiernej diery rotujúci disk. Teplota plynu v tomto rotujúcom disku môže dosiahnuť 10 miliónov stupňov. Pri tejto teplote plyn vyžaruje v oblasti röntgenového žiarenia. Z tohto žiarenia je možné určiť prítomnosť v toto miestočierna diera.

Obzvlášť zaujímavé sú supermasívne čierne diery v jadrách galaxií. Na základe štúdia röntgenového obrazu stredu našej Galaxie, získaného pomocou satelitu CHANDRA, sa zistila prítomnosť supermasívnej čiernej diery, ktorej hmotnosť je 4 milióny krát väčšia ako hmotnosť Slnka, bola založená. V dôsledku nedávneho výskumu objavili americkí astronómovia jedinečnú superťažkú ​​čiernu dieru nachádzajúcu sa v strede veľmi vzdialenej galaxie, ktorej hmotnosť je 10 miliárd krát väčšia ako hmotnosť Slnka. Aby sa dosiahla taká nepredstaviteľne obrovská veľkosť a hustota, musela sa v priebehu mnohých miliárd rokov vytvoriť čierna diera, ktorá neustále priťahovala a pohlcovala hmotu. Jeho vek vedci odhadujú na 12,7 miliardy rokov, t.j. začala sa formovať asi po miliarde rokov veľký tresk. Dodnes bolo v jadrách galaxií objavených viac ako 250 supermasívnych čiernych dier (m čiernych dier = (10 6 – 10 9) M s).

Otázka pôvodu chemických prvkov úzko súvisí s vývojom hviezd. Ak sú vodík a hélium prvky, ktoré zostali z raných štádií vývoja rozpínajúceho sa vesmíru, potom by ťažšie chemické prvky mohli vznikať len vo vnútri hviezd počas termonukleárnych reakcií. Vo vnútri hviezd počas termonukleárnych reakcií môže vzniknúť až 30 chemických prvkov (vrátane železa).

Podľa fyzického stavu možno hviezdy rozdeliť na normálne a degenerované. Prvé pozostávajú najmä z hmoty s nízkou hustotou, v ich hĺbkach prebiehajú reakcie termonukleárnej fúzie. Medzi degenerované hviezdy patria bieli trpaslíci a neutrónové hviezdy, predstavujú záverečnú fázu hviezdneho vývoja. Fúzne reakcie v nich skončili a rovnováha je udržiavaná kvantovo-mechanickými účinkami degenerovaných fermiónov: elektrónov v bielych trpaslíkoch a neutrónov v neutrónových hviezdach. Bieli trpaslíci, neutrónové hviezdy a čierne diery sa spájajú spoločný názov„kompaktné zvyšky“.

Na konci evolúcie, v závislosti od hmotnosti, hviezda buď exploduje, alebo pokojnejšie uvoľní hmotu už obohatenú o ťažké chemické prvky. V tomto prípade sa tvoria ostatné prvky periodického systému. Od obohatený o ťažké prvky medzihviezdne médium vznikajú hviezdy ďalších generácií. Napríklad Slnko je hviezda druhej generácie vytvorená z hmoty, ktorá už bola vo vnútri hviezd a obohatená o ťažké prvky. Preto možno vek hviezd posúdiť z ich chemického zloženia určeného spektrálnou analýzou.

Každý z nás sa aspoň raz v živote pozrel na hviezdnu oblohu. Niekto sa na túto krásu pozeral, prežíval romantické pocity, druhý sa snažil pochopiť, odkiaľ všetka táto krása pochádza. Život vo vesmíre, na rozdiel od života na našej planéte, plynie inou rýchlosťou. Čas vo vesmíre žije podľa svojich vlastných kategórií, vzdialenosti a dimenzie vo vesmíre sú kolosálne. Málokedy sa zamýšľame nad tým, že vývoj galaxií a hviezd neustále prebieha pred našimi očami. Každý objekt v obrovskom priestore je dôsledkom určitých fyzikálnych procesov. Galaxie, hviezdy a dokonca aj planéty majú hlavné fázy vývoja.

Naša planéta a my všetci závisíme od nášho svetla. Dokedy nás bude Slnko tešiť svojim teplom, vdychovať život slnečnej sústave? Čo nás čaká v budúcnosti za milióny a miliardy rokov? V tejto súvislosti je zaujímavé dozvedieť sa viac o tom, aké sú fázy vývoja astronomických objektov, odkiaľ pochádzajú hviezdy a ako sa končí život týchto nádherných svietidiel na nočnej oblohe.

Vznik, zrod a vývoj hviezd

Vývoj hviezd a planét, ktoré obývajú našu galaxiu Mliečna dráha a celý vesmír, je z väčšej časti dobre pochopený. Vo vesmíre sú neotrasiteľné fyzikálne zákony, ktoré pomáhajú pochopiť pôvod vesmírnych objektov. V tomto prípade je zvykom spoliehať sa na teóriu veľkého tresku, ktorá je dnes dominantnou doktrínou o procese vzniku vesmíru. Udalosť, ktorá otriasla vesmírom a viedla k vytvoreniu vesmíru, je podľa kozmických štandardov blesková. Pre vesmír prechádzajú okamihy od zrodu hviezdy až po jej smrť. Obrovské vzdialenosti vytvoriť ilúziu nemennosti vesmíru. Hviezda, ktorá vzplanula v diaľke, pre nás žiari miliardy rokov a v tom čase už nemusí existovať.

Teória vývoja galaxie a hviezd je rozvinutím teórie veľkého tresku. Doktrína zrodu hviezd a vzniku hviezdnych systémov sa líši v rozsahu toho, čo sa deje, a v časovom rámci, ktorý možno na rozdiel od vesmíru ako celku pozorovať. modernými prostriedkami veda.

študovať životný cyklus hviezdy môžeme brať ako príklad hviezdy, ktorá je nám najbližšia. Slnko je jednou zo stoviek biliónov hviezd v našom zornom poli. Okrem toho poskytuje vzdialenosť od Zeme k Slnku (150 miliónov km). jedinečná príležitosť preskúmať objekt bez opustenia slnečnej sústavy. Získané informácie nám umožnia podrobne pochopiť, ako sú usporiadané iné hviezdy, ako rýchlo sa tieto obrovské zdroje tepla vyčerpávajú, aké sú fázy vývoja hviezd a aké bude finále tohto skvelého života - tichého a tmavého alebo šumivého, výbušný.

Po veľkom tresku drobné čiastočky vytvorili medzihviezdne oblaky, ktoré sa stali „pôrodnicou“ pre bilióny hviezd. Je charakteristické, že všetky hviezdy sa zrodili súčasne v dôsledku kontrakcie a expanzie. Kompresia v oblakoch kozmického plynu vznikla pod vplyvom vlastnej gravitácie a podobných procesov u nových hviezd v susedstve. Expanzia bola výsledkom vnútorného tlaku medzihviezdneho plynu a magnetických polí vo vnútri oblaku plynu. V tomto prípade sa oblak voľne otáčal okolo svojho ťažiska.

Oblaky plynu vytvorené po výbuchu sú z 98 % zložené z atómového a molekulárneho vodíka a hélia. Len 2 % z tohto masívu tvoria prach a pevné mikroskopické častice. Predtým sa verilo, že v strede akejkoľvek hviezdy leží jadro železa, zahriate na teplotu milión stupňov. Práve tento aspekt vysvetľoval gigantickú hmotnosť hviezdy.

v opozícii fyzická sila prevládali kompresné sily, keďže svetlo vznikajúce uvoľnením energie nepreniká do oblaku plynu. Svetlo sa spolu s časťou uvoľnenej energie šíri smerom von a vytvára tak zónu s mínusovou teplotou a nízkym tlakom vo vnútri hustej akumulácie plynu. V tomto stave je kozmický plyn rýchlo stlačený, vplyv gravitačných síl vedie k tomu, že častice začnú tvoriť hviezdnu hmotu. Keď je akumulácia plynu hustá, intenzívna kompresia spôsobuje tvorbu hviezdokopa. Keď je veľkosť oblaku plynu malá, kompresia vedie k vytvoreniu jedinej hviezdy.

Stručný popis toho, čo sa deje, je, že budúce svietidlo prechádza dvoma fázami - rýchlou a pomalou kompresiou do stavu protohviezdy. V jednoduchom a zrozumiteľnom jazyku je rýchla kontrakcia pádom hviezdnej hmoty smerom do stredu protohviezdy. Pomalá kontrakcia nastáva už na pozadí vytvoreného centra protohviezdy. Počas nasledujúcich stoviek tisíc rokov sa veľkosť nového útvaru zmenšuje a jeho hustota sa miliónkrát zvyšuje. Postupne sa protohviezda stáva nepriehľadnou v dôsledku vysoká hustota hviezdna hmota a prebiehajúca kompresia spúšťa mechanizmus vnútorných reakcií. Rast vnútorného tlaku a teploty vedie k vzniku budúcej hviezdy s vlastným ťažiskom.

V tomto stave protohviezda zostáva milióny rokov, pomaly vydáva teplo a postupne sa zmenšuje a zmenšuje veľkosť. V dôsledku toho sa objavia obrysy novej hviezdy a hustota jej hmoty sa stane porovnateľnou s hustotou vody.

Priemerná hustota našej hviezdy je 1,4 kg / cm3 - takmer rovnaká ako hustota vody v slanom Mŕtvom mori. V strede má Slnko hustotu 100 kg/cm3. Hviezdna hmota nie je in tekutom stave a nachádza sa vo forme plazmy.

Pod vplyvom obrovského tlaku a teploty približne 100 miliónov K sa začínajú termonukleárne reakcie vodíkového cyklu. Kompresia sa zastaví, hmotnosť objektu sa zväčší, keď sa energia gravitácie zmení na termonukleárne spaľovanie vodíka. Od tohto momentu nová hviezda, vyžarujúca energiu, začína strácať hmotnosť.

Vyššie uvedená verzia vzniku hviezdy je len primitívna schéma, ktorá popisuje Prvé štádium vývoj a zrod hviezdy. Dnes sú takéto procesy v našej galaxii a v celom vesmíre prakticky nepostrehnuteľné v dôsledku intenzívneho ubúdania hviezdneho materiálu. V celej vedomej histórii pozorovaní našej Galaxie boli zaznamenané iba jednotlivé objavy nových hviezd. V meradle vesmíru sa toto číslo môže zvýšiť stokrát a tisíckrát.

Protohviezdy sú väčšinu svojho života pred ľudským okom ukryté škrupinou prachu. Žiarenie z jadra je možné pozorovať iba v infračervenej oblasti, čo je jediný spôsob, ako vidieť zrod hviezdy. Napríklad v hmlovine Orion v roku 1967 astrofyzici objavili v infračervenej oblasti nová hviezda, ktorej teplota žiarenia bola 700 stupňov Kelvina. Následne sa ukázalo, že rodiskom protohviezd sú kompaktné zdroje, ktoré sú dostupné nielen v našej galaxii, ale aj v iných od nás vzdialených kútoch Vesmíru. Okrem toho Infra červená radiácia rodiská nových hviezd sú označené intenzívnymi rádiovými signálmi.

Proces štúdia a schéma vývoja hviezd

Celý proces poznávania hviezd možno rozdeliť do niekoľkých etáp. Na samom začiatku by ste mali určiť vzdialenosť k hviezde. Informácie o tom, ako ďaleko je hviezda od nás, ako dlho z nej vychádza svetlo, dáva predstavu o tom, čo sa s hviezdou stalo počas celej tejto doby. Keď sa človek naučil merať vzdialenosť k vzdialeným hviezdam, bolo jasné, že hviezdy sú len rovnaké slnká rôzne veľkosti a s rôznymi osudmi. Keď poznáme vzdialenosť k hviezde, proces termonukleárnej fúzie hviezdy možno vysledovať podľa úrovne svetla a množstva vyžiarenej energie.

Po určení vzdialenosti hviezdy je možné pomocou spektrálnej analýzy vypočítať chemické zloženie hviezdy a zistiť jej štruktúru a vek. Vďaka nástupu spektrografu mali vedci možnosť skúmať povahu svetla hviezd. Toto zariadenie dokáže určiť a zmerať plynné zloženie hviezdnej hmoty, ktorú má hviezda na sebe rôzne štádiá svojej existencie.

študovať spektrálna analýza energie Slnka a iných hviezd vedci dospeli k záveru, že vývoj hviezd a planét má spoločné korene. Všetky vesmírne telesá majú rovnaký typ, podobné chemické zloženie a pochádzajú z rovnakej hmoty, ktorá vznikla v dôsledku Veľkého tresku.

Hviezdna hmota pozostáva z rovnakých chemických prvkov (až po železo) ako naša planéta. Rozdiel je len v počte určitých prvkov a v procesoch prebiehajúcich na Slnku a vo vnútri zemskej nebeskej klenby. To je to, čo odlišuje hviezdy od iných objektov vo vesmíre. Pôvod hviezd by sa mal posudzovať aj v kontexte iného fyzická disciplína- kvantová mechanika. Podľa tejto teórie je hmota, ktorá definuje hviezdnu hmotu, zložená z neustále sa deliacich atómov a elementárne častice vytvorenie vlastného mikrokozmu. V tomto svetle je zaujímavá štruktúra, zloženie, štruktúra a vývoj hviezd. Ako sa ukázalo, väčšina našej hviezdy a mnohých ďalších hviezd tvoria iba dva prvky - vodík a hélium. Teoretický model, popisujúci štruktúru hviezdy, nám umožní pochopiť ich štruktúru a hlavný rozdiel od iných vesmírnych objektov.

Hlavnou črtou je, že mnohé objekty vo vesmíre majú určitú veľkosť a tvar, zatiaľ čo hviezda môže meniť veľkosť, keď sa vyvíja. Horúci plyn je kombinácia atómov, ktoré sú navzájom slabo viazané. Milióny rokov po vzniku hviezdy sa povrchová vrstva hviezdnej hmoty začína ochladzovať. Hviezda odovzdáva väčšinu svojej energie do vesmíru, pričom sa zmenšuje alebo zväčšuje. K prenosu tepla a energie dochádza z vnútorných oblastí hviezdy na povrch, čo ovplyvňuje intenzitu žiarenia. Inými slovami, tá istá hviezda v rôzne obdobia jeho existencia vyzerá inak. Termonukleárne procesy založené na reakciách vodíkového cyklu prispievajú k premene ľahkých atómov vodíka na ťažšie prvky – hélium a uhlík. Podľa astrofyzikov a jadrových vedcov je takáto termonukleárna reakcia najúčinnejšia z hľadiska množstva uvoľneného tepla.

Prečo sa jadrová fúzia jadra nekončí výbuchom takéhoto reaktora? Ide o to, že sily gravitačného poľa v ňom dokážu udržať hviezdnu hmotu v stabilizovanom objeme. Z toho môžeme vyvodiť jednoznačný záver: každá hviezda je masívne telo, ktorá si zachováva svoje rozmery vďaka rovnováhe medzi gravitačnými silami a energiou termonukleárnych reakcií. Výsledok takého ideálu prírodný model je zdroj tepla, ktorý môže pracovať dlhú dobu. Predpokladá sa, že prvé formy života na Zemi sa objavili pred 3 miliardami rokov. Slnko v tých vzdialených časoch zohrievalo našu planétu rovnakým spôsobom ako teraz. V dôsledku toho sa naša hviezda príliš nezmenila, napriek tomu, že rozsah vyžarovaného tepla a slnečnej energie je kolosálny - viac ako 3-4 milióny ton každú sekundu.

Je ľahké vypočítať, koľko naša hviezda za roky svojej existencie schudla. Bude to obrovské číslo, ale vzhľadom na jeho obrovskú hmotnosť a vysokú hustotu vyzerajú takéto straty v meradle vesmíru zanedbateľné.

Etapy hviezdneho vývoja

Osud hviezdy závisí od počiatočnej hmotnosti hviezdy a jej chemického zloženia. Zatiaľ čo hlavné zásoby vodíka sú sústredené v jadre, hviezda zostáva v takzvanej hlavnej postupnosti. Akonáhle je tendencia zväčšovať veľkosť hviezdy, znamená to, že hlavný zdroj termonukleárnej fúzie vyschol. Začala sa dlhá záverečná cesta premeny nebeského telesa.

Svietidlá vytvorené vo vesmíre sú spočiatku rozdelené do troch najbežnejších typov:

• normálne hviezdy (žltí trpaslíci);
• trpasličí hviezdy;
• obrie hviezdy.

Hviezdy s nízkou hmotnosťou (trpaslíci) pomaly spaľujú svoje zásoby vodíka a žijú svoj život celkom pokojne.

Takýchto hviezd je vo vesmíre väčšina a naša hviezda, žltý trpaslík, k nim patrí. S nástupom staroby sa žltý trpaslík stáva červeným obrom alebo supergiantom.

Na základe teórie o vzniku hviezd sa proces vzniku hviezd vo vesmíre neskončil. Väčšina jasné hviezdy v našej galaxii sú nielen najväčšie v porovnaní so Slnkom, ale aj najmladšie. Astrofyzici a astronómovia nazývajú takéto hviezdy modrými supergiantmi. Nakoniec ich stretne rovnaký osud, aký zažívajú bilióny iných hviezd. Po prvé, rýchly pôrod, brilantný a horlivý život, po ktorom príde obdobie pomalého útlmu. Hviezdy veľkosti Slnka majú dlhý životný cyklus a sú v hlavnej postupnosti (v jej strede).

Pomocou údajov o hmotnosti hviezdy to môžeme predpokladať evolučná cesta rozvoj. Jasnou ilustráciou tejto teórie je vývoj našej hviezdy. Nič nie je trvalé. V dôsledku termonukleárnej fúzie sa vodík premieňa na hélium, preto sa jeho počiatočné zásoby spotrebúvajú a znižujú. Jedného dňa, veľmi skoro, sa tieto rezervy vyčerpajú. Súdiac podľa skutočnosti, že naše Slnko svieti už viac ako 5 miliárd rokov bez zmeny veľkosti, zrelý vek hviezdy môžu trvať približne rovnaké obdobie.

Vyčerpanie zásob vodíka povedie k tomu, že vplyvom gravitácie sa jadro slnka začne rýchlo zmenšovať. Hustota jadra bude veľmi vysoká, v dôsledku čoho sa termonukleárne procesy presunú do vrstiev susediacich s jadrom. Takýto stav sa nazýva kolaps, ktorý môže byť spôsobený prechodom termonukleárnych reakcií v horných vrstvách hviezdy. Ako výsledok vysoký tlak sa spúšťajú termonukleárne reakcie s héliom.

Zásoby vodíka a hélia v tejto časti hviezdy vydržia milióny rokov. Nebude trvať dlho a vyčerpanie zásob vodíka povedie k zvýšeniu intenzity žiarenia, k zväčšeniu veľkosti obalu a veľkosti samotnej hviezdy. V dôsledku toho bude naše Slnko veľmi veľké. Ak si predstavíme tento obraz za desiatky miliárd rokov, tak namiesto oslnivého jasného disku bude na oblohe visieť horúci červený disk gigantickej veľkosti. Červení obri sú prirodzenou fázou vývoja hviezdy, jej prechodovým stavom do kategórie premenných hviezd.

V dôsledku takejto transformácie sa vzdialenosť od Zeme k Slnku zníži, takže Zem spadne do zóny vplyvu slnečnej koróny a začne sa v nej „smažiť“. Teplota na povrchu planéty sa desaťnásobne zvýši, čo povedie k zániku atmosféry a vyparovaniu vody. V dôsledku toho sa planéta zmení na skalnatú púšť bez života.

Záverečné fázy hviezdneho vývoja

Po dosiahnutí fázy červeného obra sa normálna hviezda pod vplyvom gravitačných procesov stáva bielym trpaslíkom. Ak je hmotnosť hviezdy približne rovnaká ako hmotnosť nášho Slnka, všetky hlavné procesy v nej prebehnú pokojne, bez impulzov a výbušných reakcií. Biely trpaslík zomrie na dlhú dobu a zhorí na zem.

V prípadoch, keď mala hviezda na začiatku hmotnosť väčšiu ako hmotnosť Slnka 1,4-krát, biely trpaslík nebude konečným štádiom. S veľkou hmotnosťou vo vnútri hviezdy prebiehajú procesy zhutňovania hviezdnej hmoty na atóme, molekulárnej úrovni. Protóny sa menia na neutróny, hustota hviezdy sa zvyšuje a jej veľkosť sa rýchlo zmenšuje.

Neutrónové hviezdy známe vede majú priemer 10-15 km. S takou malou veľkosťou má neutrónová hviezda kolosálnu hmotnosť. Jeden kubický centimeter hviezdna hmota môže vážiť miliardy ton.

V prípade, že sme na začiatku mali do činenia s hviezdou veľkej hmotnosti, záverečná fáza evolúcia má iné formy. Osudom masívnej hviezdy je čierna diera – objekt s neprebádanou povahou a nepredvídateľným správaním. Obrovská hmotnosť hviezdy prispieva k zvýšeniu gravitačných síl, čím sa uvádzajú do pohybu sily kompresie. Tento proces nie je možné zastaviť. Hustota hmoty rastie, až sa zmení na nekonečno, čím vznikne singulárny priestor (Einsteinova teória relativity). Polomer takejto hviezdy sa nakoniec stane nula, stáva sa čiernou dierou vo vesmíre. Čiernych dier by bolo oveľa viac, keby vo vesmíre väčšinu priestoru zaberali masívne a supermasívne hviezdy.

Treba poznamenať, že počas premeny červeného obra na neutrónovú hviezdu alebo na čiernu dieru môže vesmír prežiť jedinečný fenomén- zrod nového vesmírneho objektu.

Zrodenie supernovy je najpôsobivejšie záverečná fáza vývoj hviezd. Pôsobí tu prirodzený zákon prírody: zánikom existencie jedného tela vzniká nový život. Obdobie takého cyklu, akým je zrod supernovy, sa týka najmä masívnych hviezd. Vyčerpané zásoby vodíka vedú k tomu, že hélium a uhlík sú zahrnuté v procese termonukleárnej fúzie. V dôsledku tejto reakcie sa tlak opäť zvýši a v strede hviezdy sa vytvorí železné jadro. Vplyvom najsilnejších gravitačných síl sa ťažisko posúva do centrálnej časti hviezdy. Jadro je také ťažké, že nie je schopné odolať vlastnej gravitácii. V dôsledku toho začína rýchla expanzia jadra, čo vedie k okamžitej explózii. Zrodenie supernovy je výbuch, rázová vlna monstrózna sila, jasný záblesk v obrovských priestoroch vesmíru.

Treba si uvedomiť, že naše Slnko nie je masívna hviezda, preto jej takýto osud nehrozí, takého finále pre našu planétu by ste sa nemali báť. Vo väčšine prípadov k výbuchom supernov dochádza vo vzdialených galaxiách, čo je dôvodom ich pomerne vzácnej detekcie.

Konečne

Evolúcia hviezd je proces, ktorý trvá desiatky miliárd rokov. Naše chápanie prebiehajúcich procesov je len matematický a fyzikálny model, teória. Pozemský čas je len okamihom v obrovskom časovom cykle, v ktorom žije náš vesmír. Môžeme len pozorovať, čo sa stalo pred miliardami rokov a hádať, čomu môžu čeliť budúce generácie pozemšťanov.

Ak máte nejaké otázky - nechajte ich v komentároch pod článkom. My alebo naši návštevníci im radi odpovieme.