Kaj se bo zgodilo, ko se življenjski cikel zvezde konča. Razvoj zvezd različnih mas

Zvezdna masa T☼ in polmer R lahko označimo z njegovo potencialno energijo E . potencial oz gravitacijska energija zvezda je delo, ki ga je treba porabiti, da se zvezdna snov razprši v neskončnost. In obratno, ta energija se sprosti, ko se zvezda krči, tj. ko se njen polmer zmanjšuje. Vrednost te energije je mogoče izračunati po formuli:

Potencialna energija Sonca je enaka: E ☼ = 5,9∙10 41 J.

Teoretična študija procesa gravitacijskega stiskanja zvezde je pokazala, da zvezda odda približno polovico svoje potencialne energije, drugo polovico pa porabi za povečanje temperature svoje mase na približno deset milijonov kelvinov. Ni pa se težko prepričati, da bi Sonce to energijo oddalo v 23 milijonih let. Torej je lahko gravitacijska kompresija vir energije za zvezde le na nekaterih, precej kratkih stopnjah njihovega razvoja.

Teorijo termonuklearne fuzije sta leta 1938 oblikovala nemška fizika Karl Weizsäcker in Hans Bethe. Predpogoj za to je bila najprej določitev mase atoma helija leta 1918 s strani F. Astona (Anglija), ki je enaka 3,97 mase atoma vodika. , drugič, ugotovitev povezave med telesno težo leta 1905 T in njegovo energijo E v obliki Einsteinove formule:

kjer je c svetlobna hitrost, tretjič, odkritje leta 1929, da se lahko zaradi učinka tunela dva enako nabita delca (dva protona) približata na razdaljo, kjer je sila privlačnosti večja, kot tudi odkritje leta 1932 pozitrona e+ in nevtrona n.

Prva in najučinkovitejša reakcija termonuklearne fuzije je tvorba štirih protonov v jedru atoma helija po shemi:

To, kar se tukaj dogaja, je zelo pomembno masna napaka: masa helijevega jedra je 4,00389 amu, medtem ko je masa štirih protonov 4,03252 amu. Z Einsteinovo formulo izračunamo energijo, ki se sprosti pri nastanku enega helijevega jedra:

Ni težko izračunati, da če bi bilo Sonce na začetni stopnji razvoja sestavljeno samo iz vodika, bi njegova transformacija v helij zadostovala za obstoj Sonca kot zvezde s trenutnimi izgubami energije približno 100 milijard let. Pravzaprav govorimo o "izgorevanju" približno 10% vodika iz najglobljega črevesja zvezde, kjer je temperatura zadostna za fuzijske reakcije.

Reakcije sinteze helija lahko potekajo na dva načina. Prvi se imenuje pp cikel drugič - Z BREZ cikla. V obeh primerih se dvakrat v vsakem helijevem jedru proton spremeni v nevtron po naslednji shemi:

kje V- nevtrino.

Tabela 1 prikazuje povprečni čas vsake reakcije termonuklearne fuzije, obdobje, v katerem se bo število začetnih delcev zmanjšalo za e enkrat.

Tabela 1. Reakcije sinteze helija.

Učinkovitost fuzijskih reakcij je označena z močjo vira, količino energije, ki se sprosti na enoto mase snovi na enoto časa. Iz teorije izhaja, da

Če temperatura v notranjosti zvezde po izčrpanju vodika doseže stotine milijonov kelvinov, kar je mogoče za zvezde z maso T>1,2m ☼, potem vir energije postane reakcija pretvorbe helija v ogljik po shemi:

Pri višjih temperaturah pride do naslednjih reakcij:

itd. do tvorbe železovih jeder. To so reakcije eksotermno, Zaradi njihovega napredovanja se sprošča energija.

Kot vemo, se energija, ki jo zvezda oddaja v okoliški prostor, sprošča v njenih globinah in postopoma pronica na površje zvezde. Ta prenos energije skozi debelino zvezdne snovi se lahko izvede z dvema mehanizmoma: sevalni prenos oz konvekcija.

V prvem primeru govorimo o ponavljajoči se absorpciji in ponovni emisiji kvantov. Pravzaprav se med vsakim takšnim dogodkom kvanti razdrobijo, tako da namesto trdih γ-kvantov, ki nastanejo med termonuklearno fuzijo v črevesju zvezde, njeno površino dosežejo milijoni nizkoenergijskih kvantov. V tem primeru je zakon o ohranitvi energije izpolnjen.

V teoriji prenosa energije je bil uveden koncept proste poti kvanta določene frekvence υ. Ni težko razumeti, da v zvezdnih atmosferah prosta pot kvanta ne presega nekaj centimetrov. In čas, ki je potreben, da kvanti energije uhajajo iz središča zvezde na njeno površino, se meri v milijonih let. Vendar pa lahko v globinah zvezd nastanejo razmere, v katerih se takšno sevalno ravnovesje poruši. Podobno se voda obnaša v posodi, ki jo segrevamo od spodaj. Za določen čas je tekočina tukaj v stanju ravnovesja, saj molekula, ki je prejela presežek energije neposredno z dna posode, uspe del energije zaradi trkov prenesti na druge molekule, ki se nahajajo zgoraj. S tem se vzpostavi določen temperaturni gradient v posodi od njenega dna do zgornjega roba. Vendar sčasoma postane hitrost, s katero lahko molekule prenašajo energijo navzgor s trki, manjša od hitrosti, s katero se toplota prenaša od spodaj. Pojavi se vrenje – prenos toplote z neposrednim gibanjem snovi.

Povsem naravno je, da zvezde niso živa bitja, vendar gredo tudi skozi evolucijske stopnje, podobne rojstvu, življenju in smrti. Tako kot človek se tudi zvezda skozi svoje življenje korenito spremeni. Vendar je treba opozoriti, da očitno živijo dlje - milijone in celo milijarde zemeljskih let.

Kako se rodijo zvezde? Sprva oziroma po velikem poku je bila snov v vesolju razporejena neenakomerno. Zvezde so začele nastajati v meglicah – velikanskih oblakih medzvezdnega prahu in plinov, večinoma vodika. Na to snov vpliva gravitacija in del meglice je stisnjen. Nato nastanejo okrogli in gosti plinski in prašni oblaki – Bokove kroglice. Ko se taka globula še naprej kondenzira, se njena masa povečuje zaradi privlačnosti snovi iz meglice. V notranjem delu globule je gravitacijska sila najmočnejša, ta se začne segrevati in vrteti. To je že protozvezda. Atoma vodika začneta bombardirati drug drugega in pri tem ustvarjata veliko količino energije. Sčasoma temperatura osrednjega dela doseže temperaturo približno petnajst milijonov stopinj Celzija in nastane jedro nove zvezde. Novorojenček se razplamti, začne goreti in žareti. Kako dolgo bo to trajalo, je odvisno od mase nove zvezde. Kar sem ti povedal na najinem zadnjem srečanju. Večja kot je masa, krajša je življenjska doba zvezde.
Mimogrede, od mase je odvisno, ali lahko protozvezda postane zvezda. Po izračunih mora biti, da bi se to krčeno nebesno telo spremenilo v zvezdo, njegova masa znašala vsaj 8% mase Sonca. Manjša krogla, ki se kondenzira, se bo postopoma ohladila in spremenila v prehodni objekt, nekaj med zvezdo in planetom. Takšni predmeti se imenujejo rjavi pritlikavci.

Planet Jupiter je na primer premajhen, da bi postal zvezda. Če bi bil Jupiter masivnejši, bi se morda v njegovih globinah začele termonuklearne reakcije in bi bilo naše Osončje dvojni zvezdni sistem. Ampak to je vse besedilo ...

Torej, glavna faza življenja zvezde. Večino svojega obstoja je zvezda v ravnotežnem stanju. Gravitacijska sila želi zvezdo stisniti, energija, ki se sprošča kot posledica termonuklearnih reakcij, ki potekajo v zvezdi, pa zvezdo prisili, da se razširi. Ti dve sili ustvarjata stabilen ravnotežni položaj – tako stabilen, da zvezda tako živi milijone in milijarde let. Ta faza življenja zvezde zagotavlja njeno mesto v glavnem nizu. -

Velika zvezda, torej zvezda, ki je vsaj šestkrat težja od Sonca, začne po milijonih letih svetenja dogorevati. Ko jedru zmanjka vodika, se zvezda razširi in ohladi ter postane rdeča supervelikanka. Ta supervelikan se bo nato krčil, dokler ne bo končno eksplodiral v pošastni in dramatični, briljantni eksploziji, imenovani supernova. Tukaj je treba opozoriti, da zelo masivni modri supergiganti obidejo stopnjo transformacije v rdečega supergiganta in veliko hitreje eksplodirajo v supernovo.
Če je preostalo jedro supernove majhno, potem se začne njegovo katastrofalno stiskanje (gravitacijski kolaps) v zelo gosto nevtronsko zvezdo, in če je dovolj veliko, se bo stisnilo še bolj in oblikovalo črno luknjo.

Smrt navadne zvezde je nekoliko drugačen. Takšna zvezda živi dlje in umre bolj mirno. Sonce bo na primer gorelo še pet milijard let, preden bo njegovemu jedru zmanjkalo vodika. Njegove zunanje plasti se bodo nato začele širiti in ohlajati; nastane rdeči orjak. V tej obliki lahko zvezda obstaja približno 100 milijonov let na heliju, ki nastane med njenim življenjem v njenem jedru. Toda helij tudi izgori. Za piko na i pa bodo zunanje plasti odnesle – oblikovale bodo planetarno meglico, iz jedra pa se bo skrčila gosta bela pritlikavka. Čeprav je bela pritlikavka precej vroča, se bo sčasoma ohladila in postala mrtva zvezda, imenovana črna pritlikavka.

Vesolje je nenehno spreminjajoč se makrokozmos, kjer je vsak predmet, snov ali materija v stanju transformacije in spremembe. Ti procesi trajajo milijarde let. V primerjavi s trajanjem človeškega življenja je to nepojmljivo časovno obdobje ogromno. V vesoljskem merilu so te spremembe precej minljive. Zvezde, ki jih zdaj vidimo na nočnem nebu, so bile enake pred več tisoč leti, ko so jih lahko videli egipčanski faraoni, a dejansko se ves ta čas spreminjanje fizičnih lastnosti nebesnih teles ni ustavilo niti za sekundo. Zvezde se rojevajo, živijo in seveda tudi starajo - evolucija zvezd poteka kot običajno.

Položaj zvezd ozvezdja Velikega medveda v različnih zgodovinskih obdobjih v intervalu pred 100.000 leti - naš čas in po 100.000 letih

Razlaga evolucije zvezd z vidika povprečnega človeka

Za povprečnega človeka se vesolje zdi svet miru in tišine. Pravzaprav je vesolje velikanski fizikalni laboratorij, kjer se dogajajo ogromne transformacije, med katerimi se spreminjajo kemična sestava, fizikalne lastnosti in struktura zvezd. Življenje zvezde traja, dokler sveti in oddaja toploto. Vendar tako sijajno stanje ne traja večno. Svetlemu rojstvu sledi obdobje zvezdne zrelosti, ki se neizogibno konča s staranjem nebesnega telesa in njegovo smrtjo.

Nastanek protozvezde iz oblaka plina in prahu pred 5-7 milijardami let

Vse naše informacije o zvezdah danes sodijo v okvir znanosti. Termodinamika nam daje razlago procesov hidrostatičnega in toplotnega ravnovesja, v katerem se nahaja zvezdna snov. Jedrska in kvantna fizika nam omogočata razumeti kompleksen proces jedrske fuzije, ki omogoča obstoj zvezde, ki oddaja toploto in daje svetlobo okoliškemu prostoru. Ob rojstvu zvezde se oblikuje hidrostatsko in toplotno ravnovesje, ki ga vzdržuje lasten vir energije. Ob koncu blesteče zvezdniške kariere se to ravnovesje poruši. Začne se vrsta nepovratnih procesov, katerih posledica je uničenje zvezde ali kolaps - grandiozen proces takojšnje in briljantne smrti nebesnega telesa.

Eksplozija supernove je svetel zaključek življenja zvezde, rojene v zgodnjih letih vesolja.

Spremembe fizikalnih lastnosti zvezd so posledica njihove mase. Na hitrost evolucije objektov vpliva njihova kemijska sestava in do neke mere tudi obstoječi astrofizikalni parametri - hitrost vrtenja in stanje magnetnega polja. O tem, kako se vse pravzaprav dogaja, ni mogoče natančno govoriti zaradi enormnega trajanja opisanih procesov. Hitrost evolucije in stopnje transformacije so odvisne od časa rojstva zvezde in njene lokacije v vesolju ob rojstvu.

Razvoj zvezd z znanstvenega vidika

Vsaka zvezda se rodi iz grude hladnega medzvezdnega plina, ki se pod vplivom zunanjih in notranjih gravitacijskih sil stisne v stanje plinske krogle. Proces stiskanja plinaste snovi se ne ustavi za trenutek, spremlja ga ogromno sproščanje toplotne energije. Temperatura novotvorbe narašča, dokler se ne začne termonuklearna fuzija. Od tega trenutka se stiskanje zvezdne snovi ustavi in ​​doseže se ravnovesje med hidrostatičnim in toplotnim stanjem objekta. Vesolje je bilo napolnjeno z novo, polnopravno zvezdo.

Glavno zvezdno gorivo je atom vodika kot posledica sprožene termonuklearne reakcije.

V evoluciji zvezd so njihovi viri toplotne energije temeljnega pomena. Sevalna in toplotna energija, ki uhajata v vesolje s površine zvezde, se obnovita s hlajenjem notranjih plasti nebesnega telesa. Nenehno prihajajoče termonuklearne reakcije in gravitacijsko stiskanje v črevesju zvezde nadomestijo izgubo. Dokler je v črevesju zvezde dovolj jedrskega goriva, zvezda sveti z močno svetlobo in oddaja toploto. Takoj, ko se proces termonuklearne fuzije upočasni ali popolnoma ustavi, se aktivira mehanizem notranjega stiskanja zvezde, da se ohrani toplotno in termodinamično ravnovesje. V tej fazi objekt že oddaja toplotno energijo, ki je vidna le v infrardečem območju.

Na podlagi opisanih procesov lahko sklepamo, da je evolucija zvezd dosledna sprememba virov zvezdne energije. V sodobni astrofiziki lahko procese transformacije zvezd uredimo v skladu s tremi lestvicami:

• jedrska časovnica;
• toplotno obdobje življenja zvezde;
• dinamični segment (končni) življenja svetila.

V vsakem posameznem primeru se upoštevajo procesi, ki določajo starost zvezde, njene fizične značilnosti in vrsto smrti objekta. Jedrska časovnica je zanimiva, dokler se objekt napaja iz lastnih virov toplote in oddaja energijo, ki je produkt jedrske reakcije. Trajanje te stopnje je ocenjeno z določitvijo količine vodika, ki se bo med termonuklearno fuzijo pretvoril v helij. Večja kot je masa zvezde, večja je intenzivnost jedrskih reakcij in posledično večja je svetilnost objekta.

Velikosti in mase različnih zvezd, od supervelikank do rdečih pritlikavk

Termična časovna lestvica določa stopnjo evolucije, med katero zvezda porabi vso svojo toplotno energijo. Ta proces se začne od trenutka, ko se porabijo zadnje zaloge vodika in se ustavijo jedrske reakcije. Da bi ohranili ravnotežje predmeta, se začne postopek stiskanja. Zvezdna snov pada proti središču. V tem primeru se kinetična energija pretvori v toplotno energijo, ki se porabi za vzdrževanje potrebnega temperaturnega ravnovesja znotraj zvezde. Del energije uhaja v vesolje.

Glede na to, da je svetilnost zvezd določena z njihovo maso, se v trenutku stiskanja predmeta njegova svetlost v vesolju ne spremeni.

Zvezda na poti v glavno sekvenco

Nastajanje zvezd poteka v skladu z dinamično časovno lestvico. Zvezdni plin prosto pada navznoter proti središču, kar povečuje gostoto in pritisk v črevesju bodočega objekta. Večja kot je gostota v središču plinske krogle, višja je temperatura v notranjosti predmeta. Od tega trenutka naprej toplota postane glavna energija nebesnega telesa. Večja ko je gostota in višja temperatura, večji je pritisk v črevesju bodoče zvezde. Prosti pad molekul in atomov se ustavi, ustavi se tudi proces stiskanja zvezdnega plina. To stanje objekta običajno imenujemo protozvezda. Predmet je 90 % molekularni vodik. Ko temperatura doseže 1800 K, vodik preide v atomsko stanje. Med procesom razpadanja se energija porablja, dvig temperature pa se upočasni.

Vesolje je v 75 % sestavljeno iz molekularnega vodika, ki se med nastajanjem protozvezd spremeni v atomski vodik – jedrsko gorivo zvezde.

V tem stanju se tlak v plinski krogli zmanjša, s čimer se sprosti kompresijska sila. To zaporedje se ponovi vsakič, ko je najprej ioniziran ves vodik, nato pa je ioniziran helij. Pri temperaturi 10⁵ K je plin popolnoma ioniziran, stiskanje zvezde se ustavi in ​​nastane hidrostatsko ravnovesje objekta. Nadaljnji razvoj zvezde bo potekal v skladu s toplotno časovno lestvico, veliko počasneje in bolj dosledno.

Polmer protozvezde se od začetka nastajanja zmanjšuje s 100 AU. do ¼ a.u. Predmet je sredi plinskega oblaka. Zaradi akrecije delcev iz zunanjih območij oblaka zvezdnega plina bo masa zvezde nenehno naraščala. Posledično se bo temperatura znotraj objekta povečala, kar bo spremljalo proces konvekcije - prenos energije iz notranjih plasti zvezde na njen zunanji rob. Kasneje z naraščajočo temperaturo v notranjosti nebesnega telesa konvekcijo zamenja prenos sevanja, ki se premika proti površini zvezde. V tem trenutku se sij objekta hitro poveča, poveča pa se tudi temperatura površinskih plasti zvezdne krogle.

Konvekcijski procesi in prenos sevanja v novonastali zvezdi pred začetkom reakcij termonuklearne fuzije

Na primer, pri zvezdah z maso, ki je enaka masi našega Sonca, pride do stiskanja protozvezdnega oblaka v samo nekaj sto letih. Kar se tiče končne faze nastajanja objekta, se kondenzacija zvezdne snovi razteza že milijone let. Sonce se premika proti glavnemu zaporedju precej hitro in to potovanje bo trajalo stotine milijonov ali milijard let. Z drugimi besedami, večja kot je masa zvezde, daljše je obdobje, porabljeno za nastanek polnopravne zvezde. Zvezda z maso 15M se bo gibala po poti do glavnega zaporedja veliko dlje - približno 60 tisoč let.

Faza glavnega zaporedja

Kljub temu, da se nekatere reakcije termonuklearne fuzije začnejo pri nižjih temperaturah, se glavna faza zgorevanja vodika začne pri temperaturi 4 milijone stopinj. Od tega trenutka se začne faza glavnega zaporedja. V igro pride nova oblika reprodukcije zvezdne energije – jedrska. Kinetična energija, ki se sprosti med stiskanjem predmeta, zbledi v ozadje. Doseženo ravnovesje zagotavlja dolgo in mirno življenje zvezde, ki se znajde v začetni fazi glavnega zaporedja.

Cepitev in razpad vodikovih atomov med termonuklearno reakcijo, ki poteka v notranjosti zvezde

Od tega trenutka naprej je opazovanje življenja zvezde jasno vezano na fazo glavnega zaporedja, ki je pomemben del evolucije nebesnih teles. Na tej stopnji je edini vir zvezdne energije rezultat zgorevanja vodika. Predmet je v stanju ravnovesja. Ko se jedrsko gorivo porabi, se spremeni le kemična sestava predmeta. Bivanje Sonca v fazi glavnega zaporedja bo trajalo približno 10 milijard let. Toliko časa bo trajalo, da naša domača zvezda porabi celotno zalogo vodika. Kar se tiče masivnih zvezd, se njihov razvoj zgodi hitreje. Z oddajanjem več energije ostane masivna zvezda v fazi glavnega zaporedja le 10-20 milijonov let.

Manj masivne zvezde gorijo na nočnem nebu veliko dlje. Tako bo zvezda z maso 0,25 M ostala v fazi glavnega zaporedja več deset milijard let.

Hertzsprung-Russellov diagram ocenjuje razmerje med spektrom zvezd in njihovim sijem. Točke na diagramu so lokacije znanih zvezd. Puščice označujejo premik zvezd iz glavnega zaporedja v fazo velikanke in bele pritlikavke.

Če si želite predstavljati razvoj zvezd, samo poglejte diagram, ki označuje pot nebesnega telesa v glavnem zaporedju. Zgornji del grafa je videti manj nasičen s predmeti, saj so tam skoncentrirane masivne zvezde. Ta lokacija je razložena z njihovim kratkim življenjskim ciklom. Od danes znanih zvezd imajo nekatere maso 70M. Predmeti, katerih masa presega zgornjo mejo 100M, morda sploh ne nastanejo.

Nebesna telesa, katerih masa je manjša od 0,08 M, nimajo možnosti premagati kritične mase, potrebne za začetek termonuklearne fuzije, in ostanejo hladna vse življenje. Najmanjše protozvezde se zrušijo in tvorijo planetom podobne pritlikavke.

Planetu podoben rjavi pritlikavec v primerjavi z običajno zvezdo (naše Sonce) in planetom Jupiter

Na dnu zaporedja so zgoščeni objekti, med katerimi prevladujejo zvezde z maso, ki je enaka masi našega Sonca ali nekoliko več. Namišljena meja med zgornjim in spodnjim delom glavnega zaporedja so objekti, katerih masa je – 1,5M.

Naslednje stopnje evolucije zvezd

Vsaka od možnosti za razvoj stanja zvezde je določena z njeno maso in dolžino časa, v katerem se pojavi transformacija zvezdne snovi. Vendar je vesolje večplasten in kompleksen mehanizem, zato lahko evolucija zvezd ubere tudi druge poti.

Pri potovanju po glavnem zaporedju ima zvezda z maso, približno enako masi Sonca, tri glavne možnosti poti:

1. mirno živi svoje življenje in spokojno počivaj v širnih prostranstvih vesolja;
2. preidejo v fazo rdečega velikana in se počasi starajo;
3. pojdite v kategorijo belih pritlikavk, eksplodirajte kot supernova in se spremenite v nevtronsko zvezdo.

Možne možnosti za razvoj protozvezd glede na čas, kemično sestavo predmetov in njihovo maso

Po glavni sekvenci pride velikanska faza. V tem času so zaloge vodika v črevesju zvezde popolnoma izčrpane, osrednji del predmeta je jedro helija, termonuklearne reakcije pa se premaknejo na površino predmeta. Pod vplivom termonuklearne fuzije se lupina razširi, vendar se masa helijevega jedra poveča. Navadna zvezda se spremeni v rdečega velikana.

Velikanska faza in njene značilnosti

Pri zvezdah z majhno maso postane gostota jedra ogromna, zaradi česar se zvezdna snov spremeni v degeneriran relativistični plin. Če je masa zvezde nekoliko večja od 0,26 M, povečanje tlaka in temperature vodi do začetka sinteze helija, ki pokriva celotno osrednjo regijo objekta. Od tega trenutka naprej se temperatura zvezde hitro poveča. Glavna značilnost procesa je, da degenerirani plin nima sposobnosti ekspanzije. Pod vplivom visoke temperature se poveča samo hitrost cepitve helija, ki jo spremlja eksplozivna reakcija. V takih trenutkih lahko opazimo bliskanje helija. Svetlost objekta se poveča stokrat, a agonija zvezde se nadaljuje. Zvezda preide v novo stanje, kjer se vsi termodinamični procesi odvijajo v jedru helija in v izpraznjeni zunanji lupini.

Struktura zvezde glavnega zaporedja solarnega tipa in rdeče orjakinje z izotermnim helijevim jedrom in slojevito cono nukleosinteze

To stanje je začasno in ni stabilno. Zvezdna snov se nenehno meša, njen pomemben del pa se izvrže v okoliški prostor in tvori planetarno meglico. V središču ostane vroče jedro, imenovano bela pritlikavka.

Za zvezde z velikimi masami zgoraj našteti procesi niso tako katastrofalni. Zgorevanje helija nadomesti jedrska reakcija cepitve ogljika in silicija. Sčasoma se bo zvezdno jedro spremenilo v zvezdno železo. Velikanska faza je določena z maso zvezde. Večja kot je masa predmeta, nižja je temperatura v njegovem središču. To očitno ni dovolj za sprožitev reakcije jedrske cepitve ogljika in drugih elementov.

Usoda bele pritlikavke – nevtronske zvezde ali črne luknje

Ko je objekt v stanju bele pritlikavke, je v izjemno nestabilnem stanju. Ustavljene jedrske reakcije povzročijo padec tlaka, jedro preide v stanje kolapsa. Energija, ki se pri tem sprosti, se porabi za razpad železa v atome helija, ki nadalje razpade na protone in nevtrone. Začeti proces se razvija z veliko hitrostjo. Kolaps zvezde je značilen za dinamični segment lestvice in traja delček sekunde. Zgorevanje ostankov jedrskega goriva poteka eksplozivno, pri čemer se v delčku sekunde sprosti ogromna količina energije. To je povsem dovolj, da raznese zgornje plasti predmeta. Zadnja stopnja bele pritlikavke je eksplozija supernove.

Jedro zvezde se začne sesedati (levo). Kolaps oblikuje nevtronsko zvezdo in ustvari tok energije v zunanje plasti zvezde (središče). Energija, ki se sprosti, ko se med eksplozijo supernove odlijejo zunanje plasti zvezde (desno).

Preostalo supergosto jedro bo grozd protonov in elektronov, ki med seboj trčijo in tvorijo nevtrone. Vesolje je napolnjeno z novim objektom - nevtronsko zvezdo. Zaradi velike gostote jedro degenerira, proces kolapsa jedra pa se ustavi. Če bi bila masa zvezde dovolj velika, bi se sesedanje lahko nadaljevalo, dokler preostala zvezdna snov končno ne pade v središče objekta in tvori črno luknjo.

Razlaga zadnjega dela evolucije zvezd

Za normalne ravnotežne zvezde so opisani evolucijski procesi malo verjetni. Vendar pa obstoj belih pritlikavk in nevtronskih zvezd dokazuje resničen obstoj procesov stiskanja zvezdne snovi. Majhno število takih objektov v vesolju kaže na minljivost njihovega obstoja. Končno stopnjo evolucije zvezd lahko predstavimo kot zaporedno verigo dveh vrst:

• normalna zvezda - rdeči orjak - odpadanje zunanjih plasti - bela pritlikavka;
• masivna zvezda – rdeči supergigant – eksplozija supernove – nevtronska zvezda ali črna luknja – nič.

Diagram evolucije zvezd. Možnosti za nadaljevanje življenja zvezd zunaj glavnega zaporedja.

Z znanstvenega vidika je precej težko pojasniti potekajoče procese. Jedrski znanstveniki se strinjajo, da imamo v primeru zadnje stopnje evolucije zvezd opravka z utrujenostjo snovi. Zaradi dolgotrajnega mehanskega in termodinamičnega vpliva snov spremeni svoje fizikalne lastnosti. Utrujenost zvezdne snovi, osiromašene zaradi dolgotrajnih jedrskih reakcij, lahko razloži pojav degeneriranega elektronskega plina, njegovo kasnejšo nevtronizacijo in anihilacijo. Če se vsi našteti procesi odvijajo od začetka do konca, zvezdna snov preneha biti fizična snov – zvezda izgine v vesolju in za seboj ne pusti ničesar.

Medzvezdnih mehurčkov ter oblakov plina in prahu, ki so rojstni kraj zvezd, ni mogoče napolniti samo z izginulimi in eksplodiranimi zvezdami. Vesolje in galaksije so v ravnotežnem stanju. Prihaja do nenehne izgube mase, v enem delu vesolja se zmanjša gostota medzvezdnega prostora. Posledično se v drugem delu vesolja ustvarijo pogoji za nastanek novih zvezd. Z drugimi besedami, shema deluje: če se je na enem mestu izgubila določena količina snovi, se je na drugem mestu v vesolju ista količina snovi pojavila v drugačni obliki.

Za zaključek

S proučevanjem evolucije zvezd pridemo do zaključka, da je vesolje velikanska redka raztopina, v kateri se del snovi spremeni v molekule vodika, ki so gradbeni material za zvezde. Drugi del se raztopi v prostoru in izgine iz sfere materialnih občutkov. Črna luknja je v tem smislu kraj prehoda vsega materiala v antimaterijo. Precej težko je v celoti razumeti pomen tega, kar se dogaja, še posebej, če se pri preučevanju evolucije zvezd zanašate le na zakone jedrske, kvantne fizike in termodinamike. V preučevanje tega vprašanja je treba vključiti teorijo relativne verjetnosti, ki dopušča ukrivljenost prostora, ki omogoča pretvorbo ene energije v drugo, enega stanja v drugega.

Razvoj zvezd je sprememba fizikalnih značilnosti, notranje strukture in kemične sestave zvezd skozi čas. Sodobna teorija o razvoju zvezd je sposobna razložiti splošni potek razvoja zvezd v zadovoljivem soglasju s podatki astronomskih opazovanj. Potek evolucije zvezde je odvisen od njene mase in začetne kemične sestave. Zvezde prve generacije so nastale iz snovi, katere sestavo so določale kozmološke razmere (približno 70% vodika, 30% helija, neznatna primes devterija in litija). Med razvojem zvezd prve generacije so nastajali težki elementi, ki so bili izpuščeni v medzvezdni prostor kot posledica odtekanja snovi iz zvezd ali med zvezdnimi eksplozijami. Zvezde naslednjih generacij so nastale iz snovi, ki vsebuje 3–4 % težkih elementov.

Rojstvo zvezde je nastanek objekta, katerega sevanje je podprto z lastnimi viri energije. Proces nastajanja zvezd se nadaljuje neprekinjeno in traja še danes.

Za razlago strukture megasveta je najpomembnejša gravitacijska interakcija. V plinskih in prašnih meglicah pod vplivom gravitacijskih sil nastajajo nestabilne nehomogenosti, zaradi katerih razpršena snov razpade v niz zgostitev. Če takšne kondenzacije vztrajajo dovolj dolgo, se čez čas spremenijo v zvezde. Pomembno je omeniti, da proces rojstva ni posamezna zvezda, temveč zvezdna združenja. Nastala plinska telesa se med seboj privlačijo, ni pa nujno, da se združijo v eno ogromno telo. Običajno se začnejo vrteti drug glede na drugega, centrifugalne sile tega gibanja pa nasprotujejo privlačnim silam, ki vodijo k nadaljnji koncentraciji.

Mlade zvezde so tiste, ki so še v fazi začetne gravitacijske kompresije. Temperatura v središču takšnih zvezd še ni zadostna za nastanek termonuklearnih reakcij. Sijaj zvezd nastane le zaradi pretvorbe gravitacijske energije v toploto. Gravitacijska kompresija je prva stopnja v evoluciji zvezd. Privede do segrevanja osrednjega območja zvezde do temperature, pri kateri se začne termonuklearna reakcija (10-15 milijonov K) - pretvorba vodika v helij.

Ogromna energija, ki jo oddajajo zvezde, nastane kot posledica jedrskih procesov, ki potekajo znotraj zvezd. Energija, ki nastane v zvezdi, ji omogoča, da oddaja svetlobo in toploto milijone in milijarde let. Predpostavko, da so vir zvezdne energije termonuklearne reakcije sinteze helija iz vodika, je leta 1920 predstavil angleški astrofizik A.S. V notranjosti zvezd sta možni dve vrsti termonuklearnih reakcij, ki vključujejo vodik, imenovani vodikov (proton-proton) in ogljikov (ogljik-dušik) cikel. V prvem primeru je za potek reakcije potreben le vodik, v drugem pa je potrebna tudi prisotnost ogljika, ki služi kot katalizator. Izhodiščni material so protoni, iz katerih kot posledica jedrske fuzije nastanejo helijeva jedra.

Ker transformacija štirih protonov v helijevo jedro proizvede dva nevtrina, nastane vsako sekundo v globinah Sonca 1,8∙10 38 nevtrinov. Nevtrini slabo vplivajo na snov in imajo veliko prodorno moč. Nevtrini ob prehodu skozi ogromno debelino sončne snovi ohranijo vse informacije, ki so jih prejeli v termonuklearnih reakcijah v globinah Sonca. Gostota pretoka sončnih nevtrinov, ki padejo na zemeljsko površino, je 6,6∙10 10 nevtrinov na 1 cm 2 na 1 s. Merjenje toka nevtrinov, ki padajo na Zemljo, omogoča presojo procesov, ki se dogajajo znotraj Sonca.

Tako so vir energije za večino zvezd vodikove termonuklearne reakcije v osrednjem območju zvezde. Kot rezultat termonuklearne reakcije pride do zunanjega toka energije v obliki sevanja v širokem razponu frekvenc (valovnih dolžin). Interakcija med sevanjem in snovjo ima za posledico enakomerno stanje ravnovesja: pritisk zunanjega sevanja je uravnotežen s pritiskom gravitacije. Nadaljnje krčenje zvezde se ustavi, dokler se v središču proizvede dovolj energije. To stanje je precej stabilno in velikost zvezde ostaja nespremenjena. Vodik je glavna sestavina kozmične snovi in ​​najpomembnejša vrsta jedrskega goriva. Zaloge vodika v zvezdi trajajo milijarde let. To pojasnjuje, zakaj so zvezde stabilne tako dolgo. Dokler ves vodik v osrednjem območju ne izgori, se lastnosti zvezde malo spremenijo.

Polje izgorevanja vodika v osrednjem območju zvezde tvori helijevo jedro. Vodikove reakcije še naprej potekajo, vendar le v tanki plasti blizu površine jedra. Jedrske reakcije se premikajo na obrobje zvezde. Strukturo zvezde na tej stopnji opisujejo modeli s slojevitim virom energije. Zgorelo jedro se začne krčiti, zunanja lupina pa se začne širiti. Lupina nabrekne do ogromnih velikosti, zunanja temperatura postane nizka. Zvezda stopi na oder rdečega velikana. Od tega trenutka začne življenje zvezde upadati. Za rdeče velikane so značilne nizke temperature in ogromne velikosti (od 10 do 1000 R c). Povprečna gostota snovi v njih ne doseže 0,001 g/cm 3 . Njihova svetilnost je stokrat večja od svetilnosti Sonca, vendar je temperatura veliko nižja (približno 3000 - 4000 K).

Menijo, da se lahko naše Sonce ob prehodu v stopnjo rdečega velikana toliko poveča, da zapolni orbito Merkurja. Res je, Sonce bo čez 8 milijard let postalo rdeči velikan.

Za rdečega velikana so značilne nizke zunanje temperature, a zelo visoke notranje temperature. Ko se povečuje, se vse težja jedra vključujejo v termonuklearne reakcije. Pri temperaturi 150 milijonov K se začnejo helijeve reakcije, ki niso samo vir energije, ampak med njimi poteka sinteza težjih kemičnih elementov. Po nastanku ogljika v helijevem jedru zvezde so možne naslednje reakcije:

Upoštevati je treba, da sinteza naslednjega težjega jedra zahteva vse višje energije. Ko nastane magnezij, se ves helij v jedru zvezde izčrpa in da bi bile možne nadaljnje jedrske reakcije, se mora zvezda znova skrčiti in njena temperatura se poveča. Vendar to ni mogoče pri vseh zvezdah, le pri velikih, katerih masa več kot 1,4-krat presega maso Sonca (t. i. Chandrasekharjeva meja). Pri zvezdah z manjšo maso se reakcije končajo na stopnji tvorbe magnezija. V zvezdah, katerih masa presega Chandrasekharjevo mejo, se zaradi gravitacijskega stiskanja temperatura dvigne na 2 milijardi stopinj, reakcije se nadaljujejo in tvorijo težje elemente - do železa. Elementi, težji od železa, nastanejo, ko zvezde eksplodirajo.

Zaradi naraščajočega tlaka, pulzacij in drugih procesov rdeči orjak nenehno izgublja snov, ki jo v obliki zvezdnega vetra izvrže v medzvezdni prostor. Ko so notranji termonuklearni viri energije popolnoma izčrpani, je nadaljnja usoda zvezde odvisna od njene mase.

Z maso, manjšo od 1,4 sončne mase, zvezda preide v stacionarno stanje z zelo visoko gostoto (stotine ton na 1 cm3). Take zvezde imenujemo bele pritlikavke. V procesu preoblikovanja rdečega velikana v belega pritlikavca lahko rasa odvrže svoje zunanje plasti kot svetlobna lupina in razkrije jedro. Plinska lupina močno sveti pod vplivom močnega sevanja zvezde. Tako nastanejo planetarne meglice. Pri visokih gostotah snovi znotraj bele pritlikavke se elektronske lupine atomov uničijo, snov zvezde pa je elektronsko-jedrska plazma, njena elektronska komponenta pa je degeneriran elektronski plin. Bele pritlikavke so v ravnotežnem stanju zaradi enakosti sil med gravitacijo (kompresijski faktor) in tlakom degeneriranega plina v črevesju zvezde (ekspanzijski faktor). Bele pritlikavke lahko obstajajo milijarde let.

Toplotne zaloge zvezde se postopoma izčrpavajo, zvezda se počasi ohlaja, kar spremljajo izpusti zvezdnega ovoja v medzvezdni prostor. Zvezda postopoma spreminja svojo barvo iz bele v rumeno, nato v rdečo in na koncu preneha oddajati, postane majhen brezživ predmet, mrtva hladna zvezda, katere velikost je manjša od velikosti Zemlje, njena masa pa je primerljiva na maso Sonca. Gostota takšne zvezde je milijardkrat večja od gostote vode. Take zvezde imenujemo črne pritlikavke. Tako večina zvezd konča svoj obstoj.

Ko je masa zvezde večja od 1,4 sončne mase, postane stacionarno stanje zvezde brez notranjih virov energije nemogoče, ker tlak v zvezdi ne more uravnotežiti sile gravitacije. Začne se gravitacijski kolaps – stiskanje snovi proti središču zvezde pod vplivom gravitacijskih sil.

Če odbijanje delcev in drugi razlogi zaustavijo kolaps, potem pride do močne eksplozije ─ eksplozije supernove z izmetom pomembnega dela snovi v okoliški prostor in nastankom plinskih meglic. Ime je leta 1934 predlagal F. Zwicky. Eksplozija supernove je ena od vmesnih stopenj v evoluciji zvezd pred njihovim preoblikovanjem v bele pritlikavke, nevtronske zvezde ali črne luknje. Med eksplozijo se sprosti energija v količini 10 43 ─ 10 44 J z močjo sevanja 10 34 W. V tem primeru se svetlost zvezde v nekaj dneh poveča za več deset magnitud. Sij supernove lahko preseže sij celotne galaksije, v kateri je eksplodirala.

Plinska meglica, ki nastane med eksplozijo supernove, je deloma sestavljena iz zgornjih plasti zvezde, ki jih je izstrelila eksplozija, in deloma iz medzvezdne snovi, stisnjene in segrete zaradi letečih produktov eksplozije. Najbolj znana plinska meglica je meglica Rakovica v ozvezdju Bika - ostanek supernove iz leta 1054. Mladi ostanki supernove se širijo s hitrostjo 10-20 tisoč km/s. Trk razširjajoče se lupine s stacionarnim medzvezdnim plinom ustvari udarni val, v katerem se plin segreje na milijone Kelvinov in postane vir rentgenskega sevanja. Širjenje udarnega vala v plinu vodi do pojava hitro nabitih delcev (kozmičnih žarkov), ki se gibljejo v stisnjenem medzvezdnem magnetnem polju, okrepljenem z istim valom, oddajajo sevanje v radijskem območju.

Astronomi so zabeležili eksplozije supernove leta 1054, 1572, 1604. Leta 1885 so v Andromedini meglici opazili supernovo. Njegov sijaj je presegel sijaj celotne galaksije in se izkazal za 4 milijarde krat močnejši od sijaja Sonca.

Do leta 1980 je bilo odkritih več kot 500 eksplozij supernov, vendar v naši Galaksiji niso opazili niti ene. Astrofiziki so izračunali, da v naši Galaksiji supernove eksplodirajo s periodo 10 milijonov let v neposredni bližini Sonca. V Metagalaksiji se v povprečju zgodi eksplozija supernove vsakih 30 let.

Doze kozmičnega sevanja na Zemlji lahko presežejo normalno raven za 7000-krat. To bo povzročilo resne mutacije v živih organizmih na našem planetu. Nekateri znanstveniki tako razlagajo nenadno smrt dinozavrov.

Del mase eksplodirane supernove lahko ostane v obliki nadgostega telesa - nevtronske zvezde ali črne luknje. Masa nevtronskih zvezd je (1,4 – 3) M s, premer približno 10 km. Gostota nevtronske zvezde je zelo velika, večja od gostote atomskih jeder ─ 10 15 g/cm 3 . Z naraščajočo kompresijo in tlakom postane možna reakcija absorpcije elektronov s protoni Posledično bo vsa snov zvezde sestavljena iz nevtronov. Nevtronizacijo zvezde spremlja močan izbruh nevtrinskega sevanja. Med eksplozijo supernove SN1987A je trajal izbruh nevtrinov 10 s, energija, ki so jo odnesli vsi nevtrini, pa je dosegla 3∙10 46 J. Temperatura nevtronske zvezde doseže 1 milijardo K. Nevtronske zvezde se zelo hitro ohladijo, njihov sij oslabi. Toda intenzivno oddajajo radijske valove v ozkem stožcu v smeri magnetne osi. Za zvezde, katerih magnetna os ne sovpada z osjo vrtenja, je značilno radijsko oddajanje v obliki ponavljajočih se impulzov. Zato se nevtronske zvezde imenujejo pulsarji. Prvi pulzarji so bili odkriti leta 1967. Frekvenca pulzacij sevanja, določena s hitrostjo vrtenja pulzarja, je od 2 do 200 Hz, kar kaže na njihovo majhnost. Pulzar v meglici Rakovica ima na primer periodo oddajanja impulza 0,03 s. Trenutno je znanih na stotine nevtronskih zvezd. Nevtronska zvezda se lahko pojavi kot posledica tako imenovanega "tihega kolapsa". Če bela pritlikavka vstopi v binarni sistem tesno nameščenih zvezd, pride do pojava akrecije, ko snov iz sosednje zvezde teče na belo pritlikavko. Masa bele pritlikavke raste in na določeni točki preseže Chandrasekharjevo mejo. Bela pritlikavka se spremeni v nevtronsko zvezdo.

Če končna masa bele pritlikavke presega 3 sončne mase, potem je degenerirano nevtronsko stanje nestabilno in se gravitacijsko krčenje nadaljuje, dokler ne nastane objekt, imenovan črna luknja. Izraz "črna luknja" je uvedel J. Wheeler leta 1968. Vendar se je ideja o takih predmetih pojavila nekaj stoletij prej, po odkritju zakona univerzalne gravitacije I. Newtona leta 1687. Leta 1783 je J. Mitchell predlagal, da bi morale v naravi obstajati temne zvezde, katerih gravitacijsko polje je tako močno, da svetloba ne more uiti iz njih. Leta 1798 je isto idejo izrazil P. Laplace. Leta 1916 je fizik Schwarzschild pri reševanju Einsteinovih enačb prišel do zaključka o možnosti obstoja objektov z nenavadnimi lastnostmi, kasneje imenovanih črne luknje. Črna luknja je območje vesolja, v katerem je gravitacijsko polje tako močno, da mora druga kozmična hitrost za telesa, ki se nahajajo v tem območju, preseči svetlobno hitrost, tj. Iz črne luknje ne more poleteti nič – niti delci niti sevanje. V skladu s splošno teorijo relativnosti je značilna velikost črne luknje določena z gravitacijskim polmerom: R g =2GM/c 2, kjer je M masa predmeta, c hitrost svetlobe v vakuumu, G je gravitacijska konstanta. Gravitacijski polmer Zemlje je 9 mm, Sonca 3 km. Meja območja, čez katero svetloba ne uide, se imenuje obzorje dogodkov črne luknje. Rotirajoče črne luknje imajo polmer obzorja dogodkov manjši od gravitacijskega polmera. Posebej zanimiva je možnost, da črna luknja zajame telesa, ki prihajajo iz neskončnosti.

Teorija dopušča obstoj črnih lukenj z maso 3–50 sončnih mas, ki so nastale v poznih fazah evolucije masivnih zvezd z maso več kot 3 sončne mase, supermasivnih črnih lukenj v jedrih galaksij, ki tehtajo milijone in milijarde sončnih mas, primarne (reliktne) črne luknje, nastale v zgodnjih fazah evolucije vesolja. Reliktne črne luknje, ki tehtajo več kot 10 15 g (masa povprečne gore na Zemlji), naj bi preživele do danes zaradi mehanizma kvantnega izhlapevanja črnih lukenj, ki ga je predlagal S.W. Hawking.

Astronomi zaznavajo črne luknje z njihovim močnim rentgenskim sevanjem. Primer te vrste zvezd je močan vir rentgenskih žarkov Cygnus X-1, katerega masa presega 10 M s. Črne luknje pogosto najdemo v rentgenskih dvojnih zvezdnih sistemih. V takih sistemih je bilo odkritih že na desetine črnih lukenj z zvezdno maso (m črnih lukenj = 4-15 M s). Na podlagi učinkov gravitacijske leče je bilo odkritih več posameznih črnih lukenj zvezdne mase (m črnih lukenj = 6-8 M s). Pri tesni dvojni zvezdi opazimo pojav akrecije - tok plazme s površine navadne zvezde pod vplivom gravitacijskih sil na črno luknjo. Snov, ki teče v črno luknjo, ima vrtilno količino. Zato plazma tvori vrteči se disk okoli črne luknje. Temperatura plina v tem vrtečem se disku lahko doseže 10 milijonov stopinj. Pri tej temperaturi plin oddaja rentgenske žarke. To sevanje je mogoče uporabiti za ugotavljanje prisotnosti črne luknje na dani lokaciji.

Posebej zanimive so supermasivne črne luknje v jedrih galaksij. Na podlagi študije rentgenske slike središča naše Galaksije, pridobljene s satelitom CHANDRA, je bila ugotovljena prisotnost supermasivne črne luknje, katere masa je 4 milijone krat večja od mase Sonca. Kot rezultat nedavnih raziskav so ameriški astronomi odkrili edinstveno supertežko črno luknjo, ki se nahaja v središču zelo oddaljene galaksije, katere masa je 10 milijard-krat večja od mase Sonca. Da bi črna luknja dosegla tako nepredstavljivo ogromno velikost in gostoto, je morala nastajati več milijard let ter nenehno privlačiti in absorbirati snov. Njegovo starost znanstveniki ocenjujejo na 12,7 milijarde let, tj. začelo se je oblikovati približno milijardo let po velikem poku. Do danes je bilo odkritih več kot 250 supermasivnih črnih lukenj v jedrih galaksij (m črnih lukenj = (10 6 – 10 9) M s).

Z razvojem zvezd je tesno povezano vprašanje izvora kemičnih elementov. Če sta vodik in helij elementa, ki sta ostala iz zgodnjih faz evolucije vesolja, ki se širi, potem so lahko težji kemični elementi nastali le v globinah zvezd med termonuklearnimi reakcijami. Znotraj zvezd lahko termonuklearne reakcije proizvedejo do 30 kemičnih elementov (vključno z železom).

Glede na agregatno stanje lahko zvezde delimo na normalne in degenerirane. Prvi so sestavljeni predvsem iz snovi z nizko gostoto; v njihovih globinah potekajo termonuklearne fuzijske reakcije. Degenerirane zvezde vključujejo bele pritlikavke in nevtronske zvezde; predstavljajo zadnjo stopnjo zvezdne evolucije. Fuzijske reakcije v njih so se končale, ravnovesje pa vzdržujejo kvantno mehanski učinki degeneriranih fermionov: elektronov v belih pritlikavkah in nevtronov v nevtronskih zvezdah. Bele pritlikavke, nevtronske zvezde in črne luknje se skupaj imenujejo "kompaktni ostanki".

Na koncu evolucije, odvisno od mase, zvezda ali eksplodira ali bolj tiho odloži snov, že obogateno s težkimi kemičnimi elementi. V tem primeru se oblikujejo preostali elementi periodnega sistema. Zvezde naslednjih generacij nastanejo iz medzvezdnega medija, obogatenega s težkimi elementi. Na primer, Sonce je zvezda druge generacije, nastala iz snovi, ki je že bila v črevesju zvezd in je bila obogatena s težkimi elementi. Zato lahko starost zvezd ocenimo po njihovi kemični sestavi, določeni s spektralno analizo.

Če se nekje v vesolju nabere dovolj snovi, se ta stisne v gosto kepo, v kateri se začne termonuklearna reakcija. Tako zasvetijo zvezde. Prvi so se razplamteli v temi mladega vesolja pred 13,7 milijardami (13,7 * 10 9) let, naše Sonce pa le pred kakimi 4,5 milijarde let. Življenjska doba zvezde in procesi, ki se dogajajo ob koncu tega obdobja, so odvisni od mase zvezde.

Medtem ko se termonuklearna reakcija pretvorbe vodika v helij nadaljuje v zvezdi, je na glavnem zaporedju. Čas, ki ga zvezda preživi v glavnem zaporedju, je odvisen od njene mase: največji in najtežji hitro dosežejo stopnjo rdeče velikanke, nato pa zapustijo glavno zaporedje kot posledica eksplozije supernove ali nastanka bele pritlikavke.

Usoda velikanov

Največje in najbolj masivne zvezde hitro izgorejo in eksplodirajo kot supernove. Po eksploziji supernove ostane nevtronska zvezda ali črna luknja, okoli nje pa snov, ki jo izvrže ogromna energija eksplozije in nato postane material za nove zvezde. Od naših najbližjih zvezdnih sosedov takšna usoda čaka na primer Betelgeuse, vendar je nemogoče izračunati, kdaj bo eksplodirala.

Meglica je nastala kot posledica izmeta snovi med eksplozijo supernove. V središču meglice je nevtronska zvezda.

Nevtronska zvezda je strašljiv fizikalni pojav. Jedro eksplodirane zvezde je stisnjeno – podobno kot plin v motorju z notranjim zgorevanjem, le da je zelo veliko in učinkovito: krogla s premerom več sto tisoč kilometrov se spremeni v kroglo s premerom od 10 do 20 kilometrov. Kompresijska sila je tako velika, da elektroni padejo na atomska jedra in tvorijo nevtrone - od tod tudi ime.

NASA Nevtronska zvezda (umetnikova vizija)

Gostota snovi se ob takem stiskanju poveča za približno 15 velikostnih redov, temperatura pa naraste do neverjetnih 10 12 K v središču nevtronske zvezde in 1.000.000 K na obrobju. Nekaj ​​te energije se oddaja v obliki fotonskega sevanja, nekaj pa odnesejo nevtrini, ki nastanejo v jedru nevtronske zvezde. Toda tudi zaradi zelo učinkovitega ohlajanja nevtrinov se nevtronska zvezda ohlaja zelo počasi: potrebuje 10 16 ali celo 10 22 let, da popolnoma izčrpa svojo energijo. Težko je reči, kaj bo ostalo na mestu ohlajene nevtronske zvezde, in nemogoče opazovati: svet je premlad za to. Obstaja domneva, da bo namesto ohlajene zvezde spet nastala črna luknja.

Črne luknje nastanejo zaradi gravitacijskega kolapsa zelo masivnih predmetov, kot so eksplozije supernove. Morda se bodo po trilijonih letih ohlajene nevtronske zvezde spremenile v črne luknje.

Usoda srednje velikih zvezd

Druge, manj masivne zvezde ostanejo na glavnem zaporedju dlje kot največje, a ko ga zapustijo, umrejo veliko hitreje kot njihovi nevtronski sorodniki. Več kot 99 % zvezd v vesolju nikoli ne bo eksplodiralo in se spremenilo v črne luknje ali nevtronske zvezde – njihova jedra so premajhna za takšne kozmične drame. Namesto tega zvezde srednje mase ob koncu svojega življenja postanejo rdeče velikanke, ki se glede na maso spremenijo v bele pritlikavke, eksplodirajo in popolnoma razpadejo ali postanejo nevtronske zvezde.

Bele pritlikavke zdaj predstavljajo od 3 do 10 % zvezdne populacije vesolja. Njihova temperatura je zelo visoka - več kot 20.000 K, več kot trikratna temperatura površine Sonca -, a še vedno nižja kot pri nevtronskih zvezdah, zaradi nižje temperature in večje površine pa se bele pritlikavke ohladijo hitreje - v 10 14 - 10 15 let. To pomeni, da se bo v naslednjih 10 bilijonih let – ko bo vesolje tisočkrat starejše kot je zdaj – v vesolju pojavila nova vrsta objekta: črna pritlikavka, produkt ohlajanja bele pritlikavke.

V vesolju še ni črnih pritlikavk. Tudi najstarejše zvezde, ki se ohlajajo, so izgubile največ 0,2 % svoje energije; za belo pritlikavko s temperaturo 20.000 K to pomeni ohladitev na 19.960 K.

Za najmlajše

O tem, kaj se zgodi, ko se najmanjše zvezde, kot je naša najbližja soseda, rdeča pritlikavka Proksima Kentavra, znanost ve še manj kot o supernovah in črnih pritlikavkah. Termonuklearna fuzija v njihovih jedrih poteka počasi in na glavnem zaporedju ostanejo dlje kot drugi - po nekaterih izračunih do 10 12 let, potem pa bodo predvidoma še naprej živeli kot beli pritlikavci, tj. sveti še 10 14 - 10 15 let, preden se spremeni v črnega pritlikavca.