Kako zvezde evoluiraju. Zvjezdana evolucija - kako to funkcionira Šta je evolucija zvijezda

Kao i svako tijelo u prirodi, zvijezde također ne mogu ostati nepromijenjene. Oni se rađaju, razvijaju i na kraju „umiru“. Evolucija zvijezda traje milijarde godina, ali postoje sporovi oko vremena njihovog formiranja. Ranije su astronomi vjerovali da proces njihovog "rađanja" iz zvjezdane prašine zahtijeva milione godina, ali ne tako davno su dobijene fotografije dijela neba iz Velike magline Oriona. U nekoliko godina došlo je do malog

Na fotografijama iz 1947. godine na ovom mestu je zabeležena mala grupa zvezdastih objekata. Do 1954. neki od njih su već postali duguljasti, a nakon još pet godina ovi su se objekti raspali u zasebne. Tako se po prvi put proces rađanja zvijezda odvijao bukvalno pred astronomima.

Pogledajmo pobliže kako se odvija struktura i evolucija zvijezda, kako one počinju i završavaju svoj beskrajni, po ljudskim standardima, život.

Tradicionalno, naučnici pretpostavljaju da se zvijezde formiraju kao rezultat kondenzacije oblaka plinovito-prašinskog okruženja. Pod uticajem gravitacionih sila od formiranih oblaka nastaje neprozirni sloj. gas ball, guste strukture. Njegov unutrašnji pritisak ne može uravnotežiti gravitacione sile koje ga sabijaju. Postepeno, lopta se toliko skuplja da temperatura unutrašnjosti zvijezde raste, a pritisak vrućeg plina unutar lopte balansira vanjske sile. Nakon toga kompresija prestaje. Trajanje ovog procesa zavisi od mase zvezde i obično se kreće od dve do nekoliko stotina miliona godina.

Struktura zvijezda podrazumijeva vrlo visoku temperaturu u njihovim dubinama, što doprinosi kontinuiranim termonuklearnim procesima (vodik koji ih formira pretvara se u helijum). Upravo su ti procesi uzrok intenzivnog zračenja zvijezda. Vrijeme za koje troše raspoloživu zalihu vodonika određeno je njihovom masom. O tome zavisi i trajanje zračenja.

Kada se rezerve vodonika potroše, evolucija zvijezda se približava fazi formiranja, što se događa na sljedeći način. Nakon prestanka oslobađanja energije, gravitacijske sile počinju sabijati jezgro. U ovom slučaju, zvijezda se značajno povećava u veličini. Svjetlost se također povećava kako se proces nastavlja, ali samo u tankom sloju na granici jezgre.

Ovaj proces je praćen povećanjem temperature helijuma koje se skuplja i transformacijom jezgri helija u jezgra ugljika.

Predviđa se da će naše Sunce postati crveni džin za osam milijardi godina. Istovremeno, njegov radijus će se povećati za nekoliko desetina puta, a osvjetljenje će se povećati stotine puta u odnosu na trenutne pokazatelje.

Životni vek zvezde, kao što je već rečeno, zavisi od njene mase. Objekti čija je masa manja od Sunca „troše“ svoje rezerve veoma ekonomično, pa mogu da sijaju desetinama milijardi godina.

Evolucija zvijezda se završava formiranjem.To se dešava kod onih čija je masa bliska masi Sunca, tj. ne prelazi 1,2 od toga.

Divovske zvijezde imaju tendenciju da brzo iscrpe svoje zalihe nuklearnog goriva. Ovo je popraćeno značajnim gubitkom mase, posebno zbog osipanja vanjskih ljuski. Kao rezultat, ostaje samo postupno hladeći središnji dio, u kojem su nuklearne reakcije potpuno prestale. Vremenom, takve zvijezde zaustavljaju svoje zračenje i postaju nevidljive.

Ali ponekad je normalna evolucija i struktura zvijezda poremećena. Najčešće se radi o masivnim objektima koji su iscrpili sve vrste termonuklearnog goriva. Tada se mogu pretvoriti u neutronske, ili I što više naučnici saznaju o ovim objektima, postavlja se više novih pitanja.

Zvijezde, kao i ljudi, mogu biti novorođene, mlade, stare. Svakog trenutka neke zvijezde umiru, a druge se formiraju. Obično su najmlađi od njih slični Suncu. Oni su u fazi formiranja i zapravo predstavljaju protozvijezde. Astronomi ih zovu zvijezde T-Bika, prema njihovom prototipu. Po svojim svojstvima - na primjer, sjajnosti - protozvijezde su promjenljive, jer njihovo postojanje još nije ušlo u stabilnu fazu. Oko mnogih od njih nalazi se velika količina materije. Snažne struje vjetra izviru iz zvijezda T-tipa.

Protozvijezde: početak životnog ciklusa

Ako materija padne na površinu protozvijezde, ona brzo izgara i pretvara se u toplinu. Kao rezultat toga, temperatura protozvijezda stalno raste. Kada se toliko uzdigne da se u centru zvijezde pokrenu nuklearne reakcije, protozvijezda dobija status obične. S početkom nuklearnih reakcija, zvijezda ima stalan izvor energije koji podržava njenu vitalnu aktivnost dugo vremena. Koliko će trajati životni ciklus zvijezde u svemiru ovisi o njenoj početnoj veličini. Međutim, vjeruje se da zvijezde prečnika Sunca imaju dovoljno energije da udobno egzistiraju oko 10 milijardi godina. Uprkos tome, dešava se i da još masivnije zvezde žive samo nekoliko miliona godina. To je zbog činjenice da gorivo sagorevaju mnogo brže.

Zvijezde normalne veličine

Svaka od zvijezda je gomila vrućeg plina. U njihovim dubinama neprestano se odvija proces stvaranja nuklearne energije. Međutim, nisu sve zvijezde poput Sunca. Jedna od glavnih razlika je u boji. Zvijezde nisu samo žute, već i plavkaste, crvenkaste.

Osvetljenost i osvetljenost

Također se razlikuju po karakteristikama kao što su sjaj, svjetlina. Koliko će sjajna biti zvijezda promatrana sa površine Zemlje ovisi ne samo o njenom sjaju, već i o udaljenosti od naše planete. S obzirom na udaljenost od Zemlje, zvijezde mogu imati potpuno različit sjaj. Ovaj indikator se kreće od jedne desethiljaditi dio sjaja Sunca do svjetline uporedive sa više od milion Sunaca.

Većina zvijezda nalazi se u donjem segmentu ovog spektra, jer su mutne. Na mnogo načina, Sunce je prosječna, tipična zvijezda. Međutim, u poređenju sa ostalima, ima mnogo veću osvetljenost. Veliki broj prigušenih zvijezda može se uočiti čak i golim okom. Razlog zašto se zvijezde razlikuju po sjaju je njihova masa. Boja, sjaj i promjena svjetline tokom vremena određuju se količinom supstance.

Pokušaji da se objasni životni ciklus zvijezda

Ljudi su dugo pokušavali da uđu u trag životu zvijezda, ali prvi pokušaji naučnika bili su prilično stidljivi. Prvi napredak bila je primjena Laneovog zakona na Helmholtz-Kelvinovu hipotezu gravitacijske kontrakcije. Ovo je donelo novo razumevanje astronomije: teoretski, temperatura zvezde bi trebalo da raste (njena temperatura je obrnuto proporcionalna poluprečniku zvezde) sve dok povećanje gustine ne uspori procese kontrakcije. Tada će potrošnja energije biti veća od njenog prihoda. U ovom trenutku, zvijezda će početi brzo da se hladi.

Hipoteze o životu zvijezda

Jednu od originalnih hipoteza o životnom ciklusu zvijezde predložio je astronom Norman Lockyer. Vjerovao je da zvijezde nastaju iz meteorske materije. Istovremeno, odredbe njegove hipoteze bile su zasnovane ne samo na teorijskim zaključcima dostupnim u astronomiji, već i na podacima spektralne analize zvijezda. Lockyer je bio uvjeren da su hemijski elementi koji učestvuju u evoluciji nebeska tela, sastoje se od elementarnih čestica - "protoelemenata". Za razliku od modernih neutrona, protona i elektrona, oni nemaju opći, već individualni karakter. Na primjer, prema Lockyeru, vodonik se razlaže u ono što se naziva "protovodonik"; gvožđe postaje "proto-gvožđe". Drugi astronomi su takođe pokušali da opišu životni ciklus zvezde, na primer, James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Džinovske i patuljaste zvezde

Veće zvijezde su najtoplije i najsjajnije. Obično su bijele ili plavkaste boje. Uprkos činjenici da imaju gigantske dimenzije, gorivo u njima izgara tako brzo da ga izgube za samo nekoliko miliona godina.

Male zvijezde, za razliku od džinovskih, obično nisu tako sjajne. Imaju crvenu boju, žive dovoljno dugo - milijarde godina. Ali među najsjajnijim zvijezdama na nebu postoje i crvene i narandžaste. Primjer je zvijezda Aldebaran - takozvano "bikovo oko", smješteno u sazviježđu Bika; kao i u sazvežđu Škorpije. Zašto se ove hladne zvijezde mogu takmičiti u sjaju sa vrućim zvijezdama poput Sirijusa?

To je zbog činjenice da su se nekada jako proširile, a u svom promjeru počele su premašivati ​​ogromne crvene zvijezde (supergigante). Ogromna površina omogućava ovim zvijezdama da zrače za red veličine više energije od Sunca. I to uprkos činjenici da je njihova temperatura mnogo niža. Na primjer, promjer Betelgeusea, koji se nalazi u sazviježđu Orion, nekoliko je stotina puta veći od prečnika Sunca. A prečnik običnih crvenih zvijezda obično nije ni desetina veličine Sunca. Takve zvijezde nazivaju se patuljcima. Svako nebesko tijelo može proći kroz ove tipove životnog ciklusa zvijezda - ista zvijezda u različitim segmentima svog života može biti i crveni džin i patuljak.

U pravilu, svjetiljke poput Sunca podržavaju svoje postojanje zahvaljujući vodoniku u sebi. Pretvara se u helijum unutar nuklearnog jezgra zvijezde. Sunce ima ogromnu količinu goriva, ali čak ni ona nije beskonačna - u proteklih pet milijardi godina potrošena je polovina rezerve.

Životni vijek zvijezda. Životni ciklus zvijezda

Nakon što se iscrpe zalihe vodonika unutar zvijezde, dolaze ozbiljne promjene. Preostali vodonik počinje da gori ne unutar njegovog jezgra, već na površini. U ovom slučaju, životni vijek zvijezde se sve više smanjuje. Ciklus zvijezda, barem većina njih, u ovom segmentu prelazi u stadijum crvenog diva. Veličina zvijezde postaje veća, a njena temperatura, naprotiv, postaje manja. Ovako se pojavljuje većina crvenih divova, kao i supergiganata. Ovaj proces je dio ukupnog niza promjena koje se dešavaju sa zvijezdama, a koje su naučnici nazvali evolucijom zvijezda. Životni ciklus zvijezde uključuje sve njegove faze: na kraju sve zvijezde stare i umiru, a trajanje njihovog postojanja direktno je određeno količinom goriva. Velike zvijezde završavaju svoje živote ogromnom, spektakularnom eksplozijom. Skromniji, naprotiv, umiru, postepeno se smanjujući do veličine bijelih patuljaka. Onda jednostavno nestanu.

Koliko prosječna zvijezda živi? Životni ciklus zvijezde može trajati od manje od 1,5 miliona godina do 1 milijarde godina ili više. Sve to, kao što je rečeno, zavisi od njegovog sastava i veličine. Zvijezde poput Sunca žive između 10 i 16 milijardi godina. Veoma sjajne zvezde, poput Sirijusa, žive relativno kratko - samo nekoliko stotina miliona godina. Dijagram životnog ciklusa zvijezde uključuje sljedeće faze. Ovo je molekularni oblak - gravitacijski kolaps oblaka - rođenje supernove - evolucija protozvezde - kraj protozvezdane faze. Zatim slede faze: početak stadijuma mlade zvezde - sredina života - zrelost - stadijum crvenog džina - planetarna maglina - stadijum belog patuljka. Posljednje dvije faze su karakteristične za male zvijezde.

Priroda planetarnih maglina

Dakle, ukratko smo razmotrili životni ciklus zvijezde. Ali šta je to? Pretvarajući se iz ogromnog crvenog diva u belog patuljka, ponekad zvezde skidaju svoje spoljašnje slojeve, a onda jezgro zvezde postaje golo. Gasni omotač počinje da sija pod uticajem energije koju emituje zvezda. Ova faza je dobila ime zbog činjenice da svjetleći mjehurići plina u ovoj ljusci često izgledaju kao diskovi oko planeta. Ali u stvari, oni nemaju nikakve veze sa planetama. Životni ciklus zvijezda za djecu možda ne uključuje sve naučne detalje. Mogu se opisati samo glavne faze evolucije nebeskih tijela.

zvezdana jata

Astronomi veoma vole istraživanje. Postoji hipoteza da se sve svjetiljke rađaju upravo u grupama, a ne jedna po jedna. Budući da zvijezde koje pripadaju istom jatu imaju slična svojstva, razlike među njima su istinite, a ne zbog udaljenosti od Zemlje. Kakve god promjene napravile ove zvijezde, one počinju u isto vrijeme i pod jednakim uslovima. Posebno mnogo znanja može se dobiti proučavanjem zavisnosti njihovih svojstava o masi. Uostalom, starost zvijezda u jatima i njihova udaljenost od Zemlje su približno jednake, pa se razlikuju samo po ovom pokazatelju. Klasteri će biti zanimljivi ne samo profesionalnim astronomima - svaki amater će rado napraviti prekrasnu fotografiju, diviti se njihovom izuzetno lijepom pogledu u planetariju.

Nastaje kondenzacijom međuzvjezdanog medija. Posmatranjima je bilo moguće utvrditi da su zvijezde nastale u različito vrijeme i da nastaju do danas.

Glavni problem u evoluciji zvijezda je pitanje porijekla njihove energije, zbog čega sijaju i zrače ogromnu količinu energije. Ranije su iznesene mnoge teorije koje su dizajnirane da identifikuju izvore zvjezdane energije. Vjerovalo se da je kontinuirani izvor energije zvijezda kontinuirana kompresija. Ovaj izvor je svakako dobar, ali ne može dugo održavati adekvatno zračenje. Sredinom 20. vijeka pronađen je odgovor na ovo pitanje. Izvor zračenja su reakcije termonuklearne fuzije. Kao rezultat ovih reakcija, vodonik se pretvara u helijum, a oslobođena energija prolazi kroz crijeva zvijezde, transformira se i zrači u svjetski prostor (vrijedi napomenuti da što je temperatura viša, to su reakcije brže, tj. zašto vruće masivne zvijezde brže napuštaju glavni niz).

Sada zamislite pojavu zvezde...

Oblak međuzvjezdanog medija plina i prašine počeo je da se kondenzuje. Iz ovog oblaka formira se prilično gusta lopta plina. Pritisak unutar lopte još nije u stanju da uravnoteži sile privlačenja, pa će se smanjiti (možda se u ovom trenutku oko zvijezde formiraju ugrušci s manjom masom, koji se na kraju pretvaraju u planete). Kada se kompresuje, temperatura raste. Tako se zvijezda postepeno zaustavlja na glavnoj sekvenci. Tada pritisak gasa unutar zvezde balansira privlačnost i protozvezda se pretvara u zvezdu.

Rana faza evolucije zvijezde je vrlo mala i zvijezda je u to vrijeme uronjena u maglinu, tako da je vrlo teško otkriti protozvijezdu.

Transformacija vodonika u helijum dešava se samo u centralnim delovima zvezde. U vanjskim slojevima sadržaj vodika ostaje praktično nepromijenjen. Budući da je količina vodonika ograničena, prije ili kasnije on izgori. Oslobađanje energije u centru zvijezde prestaje i jezgro zvijezde počinje da se skuplja, a školjka da bubri. Nadalje, ako zvijezda ima manje od 1,2 solarne mase, ona odbacuje vanjski sloj (formiranje planetarne magline).

Nakon što se školjka odvoji od zvijezde, njeni unutrašnji vrlo vrući slojevi se otvaraju, au međuvremenu se školjka sve više udaljava. Nakon nekoliko desetina hiljada godina, školjka će se raspasti i ostat će samo vrlo vruća i gusta zvijezda, koja se postepeno hladi i pretvorit će se u bijelog patuljka. Postepeno se hlade, pretvaraju se u nevidljive crne patuljke. Crni patuljci su vrlo guste i hladne zvijezde, nešto veće od Zemlje, ali imaju masu uporedivu sa Sunčevom. Proces hlađenja bijelih patuljaka traje nekoliko stotina miliona godina.

Ako je masa zvijezde od 1,2 do 2,5 solarne, tada će takva zvijezda eksplodirati. Ova eksplozija se zove supernova. Zvijezda koja rasprsne za nekoliko sekundi povećava svoj sjaj stotine miliona puta. Takve epidemije su izuzetno rijetke. U našoj galaksiji, eksplozija supernove događa se otprilike jednom u stotinu godina. Nakon takvog bljeska ostaje maglina koja ima veliku radio emisiju, a također se vrlo brzo raspršuje, i takozvana neutronska zvijezda (o tome više kasnije). Pored ogromne radio emisije, takva maglina će biti i izvor rendgenskog zračenja, ali ovo zračenje apsorbuje zemljina atmosfera, pa se može posmatrati samo iz svemira.

Postoji nekoliko hipoteza o uzroku zvjezdanih eksplozija (supernova), ali još ne postoji općeprihvaćena teorija. Postoji pretpostavka da je to zbog prebrzog pada unutrašnjih slojeva zvijezde do centra. Zvijezda se brzo smanjuje na katastrofalno malu veličinu od oko 10 km, a njena gustina u ovom stanju iznosi 10 17 kg/m 3 , što je blizu gustine atomskog jezgra. Ova zvijezda se sastoji od neutrona (dok se čini da su elektroni utisnuti u protone), zbog čega se naziva "NEUTRON". Njegova početna temperatura je oko milijardu kelvina, ali će se u budućnosti brzo ohladiti.

Ovu zvijezdu, zbog svoje male veličine i brzog hlađenja, dugo se smatralo nemogućim za promatranje. Ali nakon nekog vremena otkriveni su pulsari. Ispostavilo se da su ovi pulsari neutronske zvijezde. Nazvani su tako zbog kratkotrajnog zračenja radio impulsa. One. izgleda da zvezda treperi. Ovo otkriće došlo je sasvim slučajno i to ne tako davno, tačnije 1967. godine. Ovi periodični impulsi nastaju zbog činjenice da tokom veoma brze rotacije pored našeg pogleda, konus magnetne ose neprestano treperi, koji formira ugao sa osom rotacije.

Pulsar se kod nas može detektovati samo u uslovima orijentacije magnetne ose, a to je otprilike 5% njihovog ukupnog broja. Neki pulsari se ne nalaze u radio maglinama, jer se magline relativno brzo raspršuju. Nakon stotinu hiljada godina, ove magline prestaju biti vidljive, a starost pulsara se procjenjuje na desetine miliona godina.

Ako masa zvijezde premašuje 2,5 solarne mase, onda će se na kraju svog postojanja, takoreći, srušiti u sebe i biti smrvljena vlastitom težinom. Za nekoliko sekundi, pretvorit će se u tačku. Ovaj fenomen je nazvan "gravitacioni kolaps", a ovaj objekat je nazvan i "crna rupa".

Iz svega navedenog jasno je da konačna faza evolucije zvijezde zavisi od njene mase, ali je potrebno uzeti u obzir i neizbježan gubitak same te mase i rotacije.

Proučavanje evolucije zvijezda nemoguće je promatranjem samo jedne zvijezde - mnoge promjene na zvijezdama odvijaju se presporo da bi se primijetile čak i nakon mnogo stoljeća. Stoga naučnici proučavaju mnoge zvijezde, od kojih je svaka u određenoj fazi svog životnog ciklusa. U posljednjih nekoliko decenija modeliranje strukture zvijezda korištenjem kompjuterske tehnologije postalo je široko rasprostranjeno u astrofizici.

Enciklopedijski YouTube

1 / 5

✪ Zvijezde i zvjezdana evolucija (kaže astrofizičar Sergej Popov)

✪ Zvijezde i zvjezdana evolucija (pripovijedali Sergey Popov i Ilgonis Vilks)

✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"

✪ Evolucija zvijezda. Evolucija plavog diva za 3 minuta

✪ Surdin V.G. Zvjezdana evolucija 1. dio

Titlovi

Termonuklearna fuzija u unutrašnjosti zvijezda

mlade zvezde

Proces formiranja zvijezde može se opisati na jedinstven način, ali naredne faze evolucije zvijezde gotovo u potpunosti zavise od njene mase, a tek na samom kraju evolucije zvijezde može igrati ulogu njen kemijski sastav.

Mlade zvezde male mase

Mlade zvijezde male mase (do tri solarne mase) [ ] , koji su na putu ka glavnom nizu , potpuno su konvektivni, - proces konvekcije pokriva cijelo tijelo zvijezde. To su još uvijek, zapravo, protozvijezde, u čijim središtima nuklearne reakcije tek počinju, a svo zračenje nastaje uglavnom zbog gravitacijske kompresije. Dok se ne uspostavi hidrostatska ravnoteža, sjaj zvijezde opada pri konstantnoj efektivnoj temperaturi. U Hertzsprung-Russell dijagramu takve zvijezde formiraju gotovo okomitu stazu, nazvanu Hayashi staza. Kako se kontrakcija usporava, mlada zvijezda se približava glavnoj sekvenci. Objekti ovog tipa su povezani sa zvijezdama tipa T Bik.

U to vrijeme, kod zvijezda s masom većom od 0,8 solarnih masa, jezgro postaje providno za zračenje, a prijenos energije zračenja u jezgru postaje dominantan, budući da je konvekcija sve više otežana sve većim zbijanjem zvjezdane materije. U vanjskim slojevima zvjezdanog tijela prevladava konvektivni prijenos energije.

Ne zna se sa sigurnošću koje karakteristike zvijezde niže mase imaju u trenutku kada udare u glavnu sekvencu, budući da vrijeme koje ove zvijezde provedu u kategoriji mladih premašuje starost Univerzuma [ ] . Sve ideje o evoluciji ovih zvijezda zasnovane su samo na numeričkim proračunima i matematičkom modeliranju.

Kako se zvijezda skuplja, pritisak degeneriranog elektronskog plina počinje rasti, a kada se dostigne određeni polumjer zvijezde, kontrakcija prestaje, što dovodi do zaustavljanja daljeg porasta temperature u jezgru zvijezde uzrokovanog kontrakcijom, a zatim i do njenog smanjenja. Za zvijezde manje od 0,0767 Sunčevih masa, to se ne događa: energija oslobođena tokom nuklearnih reakcija nikada neće biti dovoljna da uravnoteži unutrašnji pritisak i gravitacionu kontrakciju. Takve "podzvijezde" zrače više energije nego što se proizvodi u procesu termonuklearnih reakcija, a pripadaju takozvanim smeđim patuljcima. Njihova sudbina je stalna kontrakcija sve dok je pritisak degenerisanog gasa ne zaustavi, a zatim postepeno hlađenje sa prestankom svih započetih reakcija fuzije.

Mlade zvijezde srednje mase

Mlade zvijezde srednje mase (od 2 do 8 solarnih masa) [ ] evoluiraju kvalitativno na potpuno isti način kao i njihove manje sestre i braća, s tim što nemaju konvektivne zone do glavne sekvence.

Objekti ovog tipa povezani su sa tzv. Ae\Be Herbig zvijezde su nepravilne varijable spektralnog tipa B-F0. Takođe imaju diskove i bipolarne mlaznice. Brzina oticanja materije sa površine, luminoznost i efektivna temperatura su znatno veći nego kod T Bika, tako da efikasno zagrijavaju i raspršuju ostatke protozvezdanog oblaka.

Mlade zvezde sa masom većom od 8 solarnih masa

Zvijezde s takvim masama već imaju karakteristike normalnih zvijezda, jer su prošle sve međufaze i mogle su postići takvu brzinu nuklearnih reakcija da su nadoknadile gubitak energije zračenjem, dok je masa akumulirana da bi se postigla hidrostatička ravnoteža jezgra. Za ove zvijezde odljev mase i sjaja su toliko veliki da ne samo da zaustavljaju gravitacijski kolaps vanjskih područja molekularnog oblaka koji još nisu postali dio zvijezde, već ih, naprotiv, raspršuju. Dakle, masa formirane zvijezde je primjetno manja od mase protozvezdanog oblaka. Najvjerovatnije, to objašnjava odsustvo zvijezda s masom većom od oko 300 solarnih masa u našoj galaksiji.

srednji životni ciklus zvijezde

Zvijezde dolaze u velikom izboru boja i veličina. Oni se kreću u spektralnom tipu od vruće plave do hladne crvene boje, i u masi od 0,0767 do oko 300 solarnih masa, prema nedavnim procjenama. Svjetlost i boja zvijezde zavise od temperature njene površine, koja je zauzvrat određena njenom masom. Sve nove zvijezde "zauzimaju svoje mjesto" na glavnoj sekvenci prema svom hemijskom sastavu i masi. Ovdje se, naravno, ne radi o fizičkom kretanju zvijezde - samo o njenom položaju na prikazanom dijagramu, koji ovisi o parametrima zvijezde. Zapravo, kretanje zvijezde duž dijagrama odgovara samo promjeni parametara zvijezde.

Termonuklearno "sagorevanje" materije nastavljeno na novom nivou izaziva monstruoznu ekspanziju zvezde. Zvijezda "nabubri", postaje vrlo "labava", a njena veličina se povećava za oko 100 puta. Tako zvijezda postaje crveni džin, a faza gorenja helijuma traje oko nekoliko miliona godina. Gotovo svi crveni divovi su promjenjive zvijezde.

Završne faze evolucije zvijezda

Stare zvezde sa malom masom

Trenutno se sa sigurnošću ne zna šta se dešava sa svetlosnim zvezdama nakon što se u njihovoj unutrašnjosti iscrpe zalihe vodonika. Budući da je starost svemira 13,7 milijardi godina, što nije dovoljno da se iscrpe zalihe vodikovog goriva u takvim zvijezdama, moderne teorije zasnivaju se na kompjuterskoj simulaciji procesa koji se dešavaju u takvim zvijezdama.

Neke zvijezde mogu sintetizirati helij samo u nekim aktivnim zonama, što uzrokuje njihovu nestabilnost i jake zvjezdane vjetrove. U ovom slučaju ne dolazi do formiranja planetarne magline, a zvijezda samo isparava, postajući čak i manja od smeđeg patuljka [ ] .

Zvijezda s masom manjom od 0,5 solarne mase nije u stanju da pretvori helijum čak ni nakon što u njenom jezgru prestanu reakcije koje uključuju vodonik - masa takve zvijezde je premala da bi omogućila novu fazu gravitacijske kompresije do stepena dovoljnog za " paljenje" helijum. Ove zvijezde uključuju crvene patuljke, kao što je Proxima Centauri, čiji se životni vijek glavne sekvence kreće od desetina milijardi do desetina biliona godina. Nakon završetka termonuklearnih reakcija u njihovim jezgrima, one će, postepeno se hladeći, nastaviti slabo zračiti u infracrvenom i mikrotalasnom opsegu elektromagnetnog spektra.

zvijezde srednje veličine

Po dolasku zvijezda srednje veličine (od 0,4 do 3,4 solarne mase) [ ] faze crvenog diva, u njenom jezgru završava vodonik i počinju reakcije sinteze ugljika iz helijuma. Ovaj proces se događa na višim temperaturama i stoga se energetski tok iz jezgre povećava i, kao rezultat, vanjski slojevi zvijezde počinju da se šire. Početak sinteze ugljika označava novu fazu u životu zvijezde i traje neko vrijeme. Za zvijezdu približnu veličini Sunca, ovaj proces može trajati oko milijardu godina.

Promjene u količini zračene energije uzrokuju da zvijezda prolazi kroz periode nestabilnosti, uključujući promjene u veličini, površinskoj temperaturi i oslobađanju energije. Oslobađanje energije se pomera prema niskofrekventnom zračenju. Sve to je praćeno sve većim gubitkom mase zbog jakih zvjezdanih vjetrova i intenzivnih pulsacija. Zvijezde u ovoj fazi nazivaju se "zvijezde kasnog tipa" (takođe "penzionisane zvijezde"), OH-IR zvijezde ili zvijezde slične Miri, ovisno o njihovim tačnim karakteristikama. Izbačeni plin je relativno bogat teškim elementima koji se proizvode u unutrašnjosti zvijezde, kao što su kisik i ugljik. Gas formira ljusku koja se širi i hladi se dok se udaljava od zvijezde, omogućavajući stvaranje čestica prašine i molekula. S jakim infracrvenim zračenjem izvorne zvijezde stvaraju se idealni uslovi u takvim školjkama za aktivaciju kosmičkih masera.

Reakcije fuzije helijuma su vrlo osjetljive na temperaturu. Ponekad to dovodi do velike nestabilnosti. Javljaju se najjače pulsacije koje kao rezultat daju vanjskim slojevima dovoljno ubrzanja da se odbace i pretvore u planetarnu maglicu. U središtu takve magline ostaje ogoljelo jezgro zvijezde, u kojem prestaju termonuklearne reakcije, a kako se hladi, pretvara se u helijum bijeli patuljak, po pravilu, koji ima masu do 0,5-0,6 solarnih mase i prečnika reda prečnika Zemlje.

Velika većina zvijezda, uključujući Sunce, završava svoju evoluciju skupljanjem sve dok pritisak degeneriranih elektrona ne uravnoteži gravitaciju. U ovom stanju, kada se veličina zvijezde smanji za stotinu i gustina postane milion puta veća od vode, zvijezda se naziva bijeli patuljak. Lišen je izvora energije i, postepeno se hladeći, postaje nevidljivi crni patuljak.

Kod zvijezda masivnijih od Sunca, pritisak degeneriranih elektrona ne može zaustaviti daljnju kompresiju jezgra, te elektroni počinju da se "pritiskaju" u atomska jezgra, što protone pretvara u neutrone, između kojih nema elektrostatičke sile odbijanja. Takva neutronizacija materije dovodi do toga da se veličina zvijezde, koja je sada, zapravo, jedno ogromno atomsko jezgro, mjeri u nekoliko kilometara, a gustina je 100 miliona puta veća od gustine vode. Takav objekat se naziva neutronska zvijezda; njegova ravnoteža se održava pritiskom degenerirane neutronske materije.

supermasivne zvezde

Nakon što zvijezda s masom većom od pet solarnih masa uđe u stadij crvenog supergiganta, njeno jezgro počinje da se skuplja pod utjecajem gravitacijskih sila. Kako se kompresija povećava, temperatura i gustoća se povećavaju i počinje novi slijed termonuklearnih reakcija. U takvim reakcijama sintetišu se sve teži elementi: helijum, ugljenik, kiseonik, silicijum i gvožđe, što privremeno obuzdava kolaps jezgra.

Kao rezultat, kako se formira sve više teških elemenata periodnog sistema, željezo-56 se sintetiše iz silicijuma. U ovoj fazi daljnja egzotermna termonuklearna fuzija postaje nemoguća, budući da jezgro željeza-56 ima maksimalan defekt mase, a stvaranje težih jezgara sa oslobađanjem energije je nemoguće. Stoga, kada željezno jezgro zvijezde dostigne određenu veličinu, pritisak u njemu više nije u stanju izdržati težinu gornjih slojeva zvijezde i dolazi do trenutnog kolapsa jezgra s neutronizacijom njegove tvari.

Šta se dalje događa još nije potpuno jasno, ali, u svakom slučaju, procesi koji su u toku u nekoliko sekundi dovode do eksplozije supernove nevjerovatne snage.

Snažni mlazovi neutrina i rotirajuće magnetno polje istiskuju većinu materijala akumuliranog u zvijezdi [ ] - takozvani elementi za sjedenje, uključujući željezo i upaljačima. Materija koja se širi je bombardovana neutronima emitovanim iz jezgra zvezde, hvatajući ih i na taj način stvarajući skup elemenata težih od gvožđa, uključujući i radioaktivne, sve do uranijuma (a možda čak i Kalifornije). Dakle, eksplozije supernove objašnjavaju prisustvo elemenata težih od željeza u međuzvjezdanoj materiji, ali to nije jedini mogući način njihovog nastanka, što, na primjer, pokazuju zvijezde tehnecija.

eksplozijski talas i mlazovi neutrina odnose materiju sa umiruće zvezde [ ] u međuzvjezdani prostor. Nakon toga, kako se hladi i putuje kroz svemir, ovaj materijal supernove može se sudariti sa drugim svemirskim "otpadom" i, moguće, sudjelovati u formiranju novih zvijezda, planeta ili satelita.

Procesi koji se dešavaju tokom formiranja supernove se još uvek proučavaju, a za sada ovo pitanje nije jasno. Takođe je pod znakom pitanja i trenutak šta je zapravo ostalo od originalne zvezde. Međutim, razmatraju se dvije opcije: neutronske zvijezde i crne rupe.

neutronske zvijezde

Poznato je da u nekim supernovama jaka gravitacija u unutrašnjosti supergiganta dovodi do toga da atomsko jezgro apsorbira elektrone, gdje oni, spajajući se s protonima, formiraju neutrone. Ovaj proces se naziva neutronizacija. Nestaju elektromagnetne sile koje razdvajaju obližnja jezgra. Jezgro zvijezde je sada gusta lopta atomskih jezgara i pojedinačnih neutrona.

Takve zvijezde, poznate kao neutronske zvijezde, izuzetno su male - ne veće od velikog grada - i imaju nezamislivo velike gustine. Njihov orbitalni period postaje izuzetno kratak kako se veličina zvijezde smanjuje (zbog očuvanja ugaonog momenta). Neke neutronske zvijezde naprave 600 okretaja u sekundi. Za neke od njih, ugao između vektora zračenja i ose rotacije može biti takav da Zemlja pada u konus formiran ovim zračenjem; u ovom slučaju, moguće je snimiti impuls zračenja koji se ponavlja u vremenskim intervalima jednakim periodu rotacije zvijezde. Takve neutronske zvijezde su nazvane "pulsari" i postale su prve otkrivene neutronske zvijezde.

Crne rupe

Nisu sve zvijezde, nakon što su prošle fazu eksplozije supernove, postale neutronske zvijezde. Ako zvijezda ima dovoljno veliku masu, tada će se kolaps takve zvijezde nastaviti, a sami neutroni će početi padati prema unutra sve dok njen polumjer ne postane manji od Schwarzschildovog radijusa. Nakon toga, zvijezda postaje crna rupa.

Postojanje crnih rupa predviđala je opšta teorija relativnosti. Prema ovoj teoriji,

Zauzima tačku u gornjem desnom uglu: ima veliki sjaj i niske temperature. Glavno zračenje se javlja u infracrvenom opsegu. Zračenje iz ljuske hladne prašine dopire do nas. U procesu evolucije, položaj zvijezde na dijagramu će se promijeniti. Jedini izvor energije u ovoj fazi je gravitaciona kontrakcija. Zbog toga se zvijezda prilično brzo kreće paralelno sa y-osom.

Temperatura površine se ne mijenja, ali se radijus i osvjetljenje smanjuju. Temperatura u centru zvijezde raste, dostižući vrijednost na kojoj počinju reakcije sa lakim elementima: litijum, berilijum, bor, koji brzo sagorevaju, ali uspevaju da uspore kompresiju. Staza se okreće paralelno sa y-osom, temperatura na površini zvezde raste, a sjaj ostaje skoro konstantan. Konačno, u centru zvijezde počinju reakcije stvaranja helijuma iz vodonika (sagorijevanje vodika). Zvezda ulazi u glavnu sekvencu.

Trajanje početne faze je određeno masom zvijezde. Za zvezde kao što je Sunce, to je oko milion godina, za zvezdu sa masom 10 M☉ oko 1000 puta manji, a za zvijezdu mase 0,1 M☉ hiljade puta više.

Mlade zvezde male mase

Na početku svoje evolucije, zvijezda male mase ima radijantno jezgro i konvektivni omotač (slika 82, I).

U fazi glavne sekvence, zvijezda blista zbog oslobađanja energije u nuklearnim reakcijama pretvaranja vodika u helijum. Opskrba vodonikom osigurava sjaj zvijezde mase 1 M☉ Otprilike u roku od 10 10 godina. Zvijezde veće mase brže troše vodonik: na primjer, zvijezda s masom 10 M☉ će potrošiti vodonik za manje od 10 7 godina (svjetlost je proporcionalna četvrtom stepenu mase).

zvijezde male mase

Kako vodonik sagorijeva, centralni dijelovi zvijezde su snažno komprimirani.

Zvijezde velike mase

Nakon ulaska u glavni niz, evolucija zvijezde velike mase (>1,5 M☉) određena je uslovima sagorevanja nuklearnog goriva u unutrašnjosti zvezde. U fazi glavne sekvence, ovo je sagorijevanje vodonika, ali za razliku od zvijezda male mase, u jezgru dominiraju reakcije ciklusa ugljik-azot. U ovom ciklusu, atomi C i N igraju ulogu katalizatora. Brzina oslobađanja energije u reakcijama takvog ciklusa je proporcionalna T 17 . Stoga se u jezgru formira konvektivno jezgro, okruženo zonom u kojoj se prijenos energije vrši zračenjem.

Svjetlost zvijezda velike mase mnogo je veća od sjaja Sunca, a vodonik se troši mnogo brže. To je zbog činjenice da je temperatura u centru takvih zvijezda također mnogo viša.

Kako se udio vodika u tvari konvektivnog jezgra smanjuje, brzina oslobađanja energije se smanjuje. Ali budući da je brzina oslobađanja određena svjetlinom, jezgro počinje da se skuplja, a brzina oslobađanja energije ostaje konstantna. U isto vrijeme, zvijezda se širi i prelazi u područje crvenih divova.

zvijezde male mase

U trenutku kada vodonik potpuno izgori, u centru zvijezde male mase formira se malo jezgro od helijuma. U jezgru, gustina materije i temperatura dostižu 10 9 kg/m i 10 8 K, respektivno. Sagorevanje vodika se dešava na površini jezgra. Kako temperatura u jezgru raste, brzina sagorijevanja vodonika se povećava, a svjetlost raste. Zona zračenja postepeno nestaje. A zbog povećanja brzine konvektivnih tokova, vanjski slojevi zvijezde bubre. Povećava se njena veličina i sjaj - zvezda se pretvara u crvenog diva (Sl. 82, II).

Zvijezde velike mase

Kada je vodonik zvijezde velike mase potpuno iscrpljen, u jezgru počinje trostruka reakcija helijuma i istovremeno reakcija stvaranja kisika (3He => C i C + He => 0). Istovremeno, vodik počinje da gori na površini jezgre helija. Pojavljuje se izvor prvog sloja.

Zalihe helijuma se vrlo brzo iscrpljuju, jer se u opisanim reakcijama u svakom elementarnom činu oslobađa relativno malo energije. Slika se ponavlja, a u zvijezdi se pojavljuju dva izvora sloja, a reakcija C + C => Mg počinje u jezgru.

Evoluciona staza u ovom slučaju ispada veoma složena (slika 84). U Hertzsprung-Russell dijagramu, zvijezda se kreće duž niza divova ili (sa vrlo velikom masom u supergigantskoj regiji) povremeno postaje cefej.

Stare zvezde male mase

U zvijezdi male mase, na kraju, brzina konvektivnog toka na nekom nivou dostiže drugu svemirska brzina, školjka se odlomi, a zvijezda se pretvara u bijelog patuljka, okruženog planetarnom maglinom.

Evolucijski put zvijezde male mase na Hertzsprung-Russell dijagramu prikazan je na slici 83.

Smrt zvijezda velike mase

Na kraju evolucije, zvijezda velike mase ima vrlo složenu strukturu. Svaki sloj ima svoj hemijski sastav, nuklearne reakcije se odvijaju u nekoliko slojeva izvora, a u centru se formira gvozdeno jezgro (Sl. 85).

Nuklearne reakcije sa željezom se ne odvijaju, jer zahtijevaju trošenje (a ne oslobađanje) energije. Stoga se željezno jezgro brzo komprimira, temperatura i gustoća u njemu se povećavaju, dostižući fantastične vrijednosti - temperaturu od 10 9 K i pritisak od 10 9 kg / m 3. materijal sa sajta

U ovom trenutku počinju dva najvažnija procesa koji se odvijaju u jezgru istovremeno i vrlo brzo (izgleda, u nekoliko minuta). Prvi je da se prilikom sudara jezgara atomi gvožđa raspadaju na 14 atoma helijuma, drugi da se elektroni „pritisnu“ u protone, formirajući neutrone. Oba procesa su povezana sa apsorpcijom energije, a temperatura u jezgru (također pritisak) trenutno pada. Vanjski slojevi zvijezde počinju da padaju prema centru.

Pad vanjskih slojeva dovodi do naglog povećanja temperature u njima. Vodonik, helijum, ugljenik počinju da gore. Ovo je praćeno snažnim mlazom neutrona koji dolazi iz centralnog jezgra. Kao rezultat toga, dolazi do snažne nuklearne eksplozije, koja odbacuje vanjske slojeve zvijezde, koji već sadrže sve teške elemente, do kalifornija. Prema modernim pogledima, svi atomi teških hemijskih elemenata (tj. težih od helijuma) nastali su u svemiru upravo u bakljama