Πώς εξελίσσονται τα αστέρια; Αστρική εξέλιξη - πώς λειτουργεί Τι είναι η αστρική εξέλιξη

Όπως κάθε σώμα στη φύση, έτσι και τα αστέρια δεν μπορούν να παραμείνουν αμετάβλητα. Γεννιούνται, αναπτύσσονται και τελικά «πεθαίνουν». Η εξέλιξη των αστεριών διαρκεί δισεκατομμύρια χρόνια, αλλά υπάρχει συζήτηση για τον χρόνο σχηματισμού τους. Προηγουμένως, οι αστρονόμοι πίστευαν ότι η διαδικασία της "γέννησής" τους από την αστρόσκονη χρειάστηκε εκατομμύρια χρόνια, αλλά όχι πολύ καιρό πριν ελήφθησαν φωτογραφίες της περιοχής του ουρανού από το Μεγάλο Νεφέλωμα του Ωρίωνα. Κατά τη διάρκεια αρκετών ετών, ένα μικρό

Φωτογραφίες από το 1947 έδειξαν μια μικρή ομάδα αντικειμένων που μοιάζουν με αστέρια σε αυτήν την τοποθεσία. Μέχρι το 1954, μερικά από αυτά είχαν ήδη γίνει επιμήκη και πέντε χρόνια αργότερα αυτά τα αντικείμενα διαλύθηκαν σε ξεχωριστά. Έτσι, για πρώτη φορά, η διαδικασία γέννησης των αστεριών έγινε κυριολεκτικά μπροστά στα μάτια των αστρονόμων.

Ας δούμε αναλυτικά τη δομή και την εξέλιξη των άστρων, όπου αρχίζει και τελειώνει η ατελείωτη, κατά τα ανθρώπινα πρότυπα, ζωή τους.

Παραδοσιακά, οι επιστήμονες υποθέτουν ότι τα αστέρια σχηματίζονται ως αποτέλεσμα της συμπύκνωσης νεφών αερίου και σκόνης. Υπό την επίδραση των βαρυτικών δυνάμεων, σχηματίζεται ένα αδιαφανές νέφος από τα προκύπτοντα σύννεφα. μπάλα αερίου, πυκνή στη δομή. Η εσωτερική του πίεση δεν μπορεί να εξισορροπήσει τις βαρυτικές δυνάμεις που το συμπιέζουν. Σταδιακά, η μπάλα συστέλλεται τόσο πολύ που η θερμοκρασία του αστρικού εσωτερικού αυξάνεται και η πίεση του θερμού αερίου μέσα στην μπάλα εξισορροπεί τις εξωτερικές δυνάμεις. Μετά από αυτό, η συμπίεση σταματά. Η διάρκεια αυτής της διαδικασίας εξαρτάται από τη μάζα του άστρου και συνήθως κυμαίνεται από δύο έως αρκετές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια.

Η δομή των αστεριών συνεπάγεται πολύ υψηλές θερμοκρασίες στους πυρήνες τους, γεγονός που συμβάλλει σε συνεχείς θερμοπυρηνικές διεργασίες (το υδρογόνο που τα σχηματίζει μετατρέπεται σε ήλιο). Είναι αυτές οι διεργασίες που προκαλούν έντονη ακτινοβολία από τα αστέρια. Ο χρόνος κατά τον οποίο καταναλώνουν τη διαθέσιμη παροχή υδρογόνου καθορίζεται από τη μάζα τους. Η διάρκεια της ακτινοβολίας εξαρτάται επίσης από αυτό.

Όταν τα αποθέματα υδρογόνου εξαντλούνται, η εξέλιξη των άστρων πλησιάζει στο στάδιο του σχηματισμού.Αυτό συμβαίνει ως εξής. Αφού σταματήσει η απελευθέρωση ενέργειας, οι βαρυτικές δυνάμεις αρχίζουν να συμπιέζουν τον πυρήνα. Ταυτόχρονα, το αστέρι αυξάνεται σημαντικά σε μέγεθος. Η φωτεινότητα αυξάνεται επίσης καθώς η διαδικασία συνεχίζεται, αλλά μόνο σε ένα λεπτό στρώμα στο όριο του πυρήνα.

Αυτή η διαδικασία συνοδεύεται από αύξηση της θερμοκρασίας του συστελλόμενου πυρήνα ηλίου και τη μετατροπή των πυρήνων ηλίου σε πυρήνες άνθρακα.

Προβλέπεται ότι ο Ήλιος μας θα μπορούσε να γίνει κόκκινος γίγαντας σε οκτώ δισεκατομμύρια χρόνια. Η ακτίνα του θα αυξηθεί αρκετές δεκάδες φορές και η φωτεινότητά του θα αυξηθεί εκατοντάδες φορές σε σύγκριση με τα τρέχοντα επίπεδα.

Η διάρκεια ζωής ενός αστεριού, όπως έχει ήδη σημειωθεί, εξαρτάται από τη μάζα του. Τα αντικείμενα με μάζα μικρότερη από τον Ήλιο «εξαντλούν» τα αποθέματά τους πολύ οικονομικά, ώστε να μπορούν να λάμπουν για δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια.

Η εξέλιξη των άστρων τελειώνει με το σχηματισμό.Αυτό συμβαίνει σε όσους από αυτούς η μάζα τους είναι κοντά στη μάζα του Ήλιου, δηλ. δεν υπερβαίνει το 1,2 του.

Τα γιγάντια αστέρια τείνουν να εξαντλούν γρήγορα την προσφορά τους σε πυρηνικά καύσιμα. Αυτό συνοδεύεται από σημαντική απώλεια μάζας, ιδίως λόγω της αποβολής των εξωτερικών κελυφών. Ως αποτέλεσμα, παραμένει μόνο ένα σταδιακά ψυχόμενο κεντρικό τμήμα, στο οποίο οι πυρηνικές αντιδράσεις έχουν σταματήσει εντελώς. Με τον καιρό, τέτοια αστέρια σταματούν να εκπέμπουν και γίνονται αόρατα.

Αλλά μερικές φορές η κανονική εξέλιξη και δομή των άστρων διαταράσσεται. Τις περισσότερες φορές αυτό αφορά τεράστια αντικείμενα που έχουν εξαντλήσει όλους τους τύπους θερμοπυρηνικών καυσίμων. Τότε μπορούν να μετατραπούν σε νετρόνια, ή Και όσο περισσότερα οι επιστήμονες μαθαίνουν για αυτά τα αντικείμενα, τόσο περισσότερα νέα ερωτήματα προκύπτουν.

Τα αστέρια, όπως και οι άνθρωποι, μπορεί να είναι νεογέννητα, μικρά, ηλικιωμένα. Κάθε στιγμή κάποια αστέρια πεθαίνουν και άλλα σχηματίζονται. Συνήθως τα νεότερα από αυτά είναι παρόμοια με τον Ήλιο. Βρίσκονται στο στάδιο του σχηματισμού και είναι στην πραγματικότητα πρωτάστρα. Οι αστρονόμοι τους αποκαλούν αστέρια T-Taurus, από το πρωτότυπό τους. Όσον αφορά τις ιδιότητές τους - για παράδειγμα, τη φωτεινότητα - τα πρωτάστρα είναι μεταβλητά, αφού η ύπαρξή τους δεν έχει ακόμη εισέλθει σε σταθερή φάση. Πολλά από αυτά έχουν μεγάλες ποσότητες ύλης γύρω τους. Ισχυρά ρεύματα ανέμου προέρχονται από αστέρια τύπου Τ.

Protostar: η αρχή του κύκλου ζωής τους

Εάν η ύλη πέσει στην επιφάνεια ενός πρωτοάστρου, καίγεται γρήγορα και μετατρέπεται σε θερμότητα. Ως αποτέλεσμα, η θερμοκρασία των πρωτοαστέρων αυξάνεται συνεχώς. Όταν ανεβαίνει τόσο ψηλά ώστε πυρηνικές αντιδράσεις πυροδοτούνται στο κέντρο του άστρου, ο πρωτοάστρος αποκτά την κατάσταση ενός συνηθισμένου. Με την έναρξη των πυρηνικών αντιδράσεων, το αστέρι έχει μια σταθερή πηγή ενέργειας που υποστηρίζει τη ζωή του για μεγάλο χρονικό διάστημα. Το πόσο καιρό θα είναι ο κύκλος ζωής ενός αστεριού στο Σύμπαν εξαρτάται από το αρχικό του μέγεθος. Ωστόσο, πιστεύεται ότι τα αστέρια με τη διάμετρο του Ήλιου έχουν αρκετή ενέργεια για να υπάρχουν άνετα για περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Παρόλα αυτά, συμβαίνει επίσης ότι ακόμη πιο ογκώδη αστέρια ζουν μόνο μερικά εκατομμύρια χρόνια. Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι καίνε τα καύσιμα τους πολύ πιο γρήγορα.

Αστέρια κανονικού μεγέθους

Κάθε ένα από τα αστέρια είναι μια συστάδα καυτού αερίου. Στα βάθη τους, συμβαίνει συνεχώς η διαδικασία παραγωγής πυρηνικής ενέργειας. Ωστόσο, δεν είναι όλα τα αστέρια σαν τον Ήλιο. Μία από τις κύριες διαφορές είναι το χρώμα. Τα αστέρια δεν είναι μόνο κίτρινα, αλλά και μπλε και κοκκινωπά.

Φωτεινότητα και Φωτεινότητα

Διαφέρουν επίσης σε χαρακτηριστικά όπως η λάμψη και η φωτεινότητα. Το πόσο φωτεινό θα είναι ένα αστέρι που παρατηρείται από την επιφάνεια της Γης εξαρτάται όχι μόνο από τη φωτεινότητά του, αλλά και από την απόστασή του από τον πλανήτη μας. Δεδομένης της απόστασής τους από τη Γη, τα αστέρια μπορεί να έχουν εντελώς διαφορετική φωτεινότητα. Αυτός ο δείκτης κυμαίνεται από το ένα δέκατο χιλιοστό της λάμψης του Ήλιου έως μια φωτεινότητα συγκρίσιμη με περισσότερους από ένα εκατομμύριο Ήλιους.

Τα περισσότερα αστέρια βρίσκονται στο χαμηλότερο άκρο αυτού του φάσματος, όντας αμυδρά. Από πολλές απόψεις, ο Ήλιος είναι ένα μέσο, ​​τυπικό αστέρι. Ωστόσο, σε σύγκριση με άλλα, έχει πολύ μεγαλύτερη φωτεινότητα. Ένας μεγάλος αριθμός αμυδρά αστέρια μπορεί να παρατηρηθεί ακόμη και με γυμνό μάτι. Ο λόγος που τα αστέρια ποικίλλουν σε φωτεινότητα οφείλεται στη μάζα τους. Το χρώμα, η λάμψη και η αλλαγή στη φωτεινότητα με την πάροδο του χρόνου καθορίζονται από την ποσότητα της ουσίας.

Προσπάθειες εξήγησης του κύκλου ζωής των αστεριών

Οι άνθρωποι προσπάθησαν από καιρό να εντοπίσουν τη ζωή των αστεριών, αλλά οι πρώτες προσπάθειες των επιστημόνων ήταν μάλλον δειλές. Η πρώτη πρόοδος ήταν η εφαρμογή του νόμου του Lane στην υπόθεση Helmholtz-Kelvin της βαρυτικής συστολής. Αυτό έφερε μια νέα κατανόηση στην αστρονομία: θεωρητικά, η θερμοκρασία ενός άστρου θα πρέπει να αυξάνεται (ο δείκτης του είναι αντιστρόφως ανάλογος με την ακτίνα του άστρου) έως ότου η αύξηση της πυκνότητας επιβραδύνει τις διαδικασίες συμπίεσης. Τότε η κατανάλωση ενέργειας θα είναι μεγαλύτερη από το εισόδημά της. Αυτή τη στιγμή, το αστέρι θα αρχίσει να κρυώνει γρήγορα.

Υποθέσεις για τη ζωή των αστεριών

Μία από τις αρχικές υποθέσεις για τον κύκλο ζωής ενός αστεριού προτάθηκε από τον αστρονόμο Norman Lockyer. Πίστευε ότι τα αστέρια προέρχονται από μετεωρική ύλη. Επιπλέον, οι διατάξεις της υπόθεσής του βασίστηκαν όχι μόνο σε θεωρητικά συμπεράσματα που είναι διαθέσιμα στην αστρονομία, αλλά και σε δεδομένα από φασματική ανάλυση των άστρων. Ο Lockyer ήταν πεπεισμένος ότι τα χημικά στοιχεία που συμμετέχουν στην εξέλιξη ουράνια σώματα, αποτελούνται από στοιχειώδη σωματίδια - «πρωτοστοιχεία». Σε αντίθεση με τα σύγχρονα νετρόνια, πρωτόνια και ηλεκτρόνια, δεν έχουν γενικό, αλλά ατομικό χαρακτήρα. Για παράδειγμα, σύμφωνα με τον Lockyer, το υδρογόνο διασπάται σε αυτό που ονομάζεται «πρωτοϋδρογόνο». Ο σίδηρος γίνεται «πρωτοσίδηρος». Άλλοι αστρονόμοι προσπάθησαν επίσης να περιγράψουν τον κύκλο ζωής ενός αστεριού, για παράδειγμα, οι James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Γιγαντιαία αστέρια και αστέρια νάνοι

Τα μεγαλύτερα αστέρια είναι τα πιο καυτά και φωτεινότερα. Είναι συνήθως λευκά ή γαλαζωπά στην όψη. Παρά το γεγονός ότι είναι γιγάντια σε μέγεθος, το καύσιμο μέσα τους καίγεται τόσο γρήγορα που το στερούνται σε λίγα μόλις εκατομμύρια χρόνια.

Τα μικρά αστέρια, σε αντίθεση με τα γιγάντια, συνήθως δεν είναι τόσο φωτεινά. Έχουν κόκκινο χρώμα και ζουν αρκετά - για δισεκατομμύρια χρόνια. Αλλά ανάμεσα στα φωτεινά αστέρια στον ουρανό υπάρχουν και κόκκινα και πορτοκαλί. Ένα παράδειγμα είναι το αστέρι Aldebaran - το λεγόμενο "μάτι του ταύρου", που βρίσκεται στον αστερισμό του Ταύρου. και επίσης στον αστερισμό του Σκορπιού. Γιατί αυτά τα δροσερά αστέρια είναι σε θέση να ανταγωνιστούν σε φωτεινότητα με καυτά αστέρια όπως ο Σείριος;

Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι κάποτε επεκτάθηκαν πολύ και η διάμετρός τους άρχισε να ξεπερνά τα τεράστια κόκκινα αστέρια (υπεργίγαντες). Η τεράστια περιοχή επιτρέπει σε αυτά τα αστέρια να εκπέμπουν μια τάξη μεγέθους περισσότερη ενέργεια από τον Ήλιο. Κι αυτό παρά το γεγονός ότι η θερμοκρασία τους είναι πολύ χαμηλότερη. Για παράδειγμα, η διάμετρος του Betelgeuse, που βρίσκεται στον αστερισμό του Ωρίωνα, είναι αρκετές εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη από τη διάμετρο του Ήλιου. Και η διάμετρος των συνηθισμένων κόκκινων αστεριών συνήθως δεν είναι ούτε το ένα δέκατο του μεγέθους του Ήλιου. Τέτοια αστέρια ονομάζονται νάνοι. Κάθε ουράνιο σώμα μπορεί να περάσει από αυτούς τους τύπους κύκλων ζωής αστεριών - το ίδιο αστέρι σε διαφορετικά στάδια της ζωής του μπορεί να είναι και κόκκινος γίγαντας και νάνος.

Κατά κανόνα, φωτιστικά όπως ο Ήλιος υποστηρίζουν την ύπαρξή τους λόγω του υδρογόνου που βρίσκεται μέσα. Μετατρέπεται σε ήλιο μέσα στον πυρηνικό πυρήνα του άστρου. Ο ήλιος έχει τεράστια ποσότητα καυσίμου, αλλά ακόμη και αυτή δεν είναι άπειρη - τα τελευταία πέντε δισεκατομμύρια χρόνια, το ήμισυ της προσφοράς έχει εξαντληθεί.

Διάρκεια ζωής των αστεριών. Ο κύκλος ζωής των αστεριών

Μόλις εξαντληθεί η παροχή υδρογόνου μέσα σε ένα αστέρι, συμβαίνουν σημαντικές αλλαγές. Το υπόλοιπο υδρογόνο αρχίζει να καίγεται όχι μέσα στον πυρήνα του, αλλά στην επιφάνεια. Ταυτόχρονα, η διάρκεια ζωής ενός αστεριού μειώνεται όλο και περισσότερο. Κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου, ο κύκλος των αστεριών, τουλάχιστον τα περισσότερα από αυτά, εισέρχεται στο στάδιο του κόκκινου γίγαντα. Το μέγεθος του αστεριού γίνεται μεγαλύτερο και η θερμοκρασία του, αντίθετα, μειώνεται. Έτσι εμφανίζονται οι περισσότεροι κόκκινοι γίγαντες και υπεργίγαντες. Αυτή η διαδικασία είναι μέρος της γενικής ακολουθίας των αλλαγών που συμβαίνουν στα αστέρια, την οποία οι επιστήμονες ονομάζουν αστρική εξέλιξη. Ο κύκλος ζωής ενός αστεριού περιλαμβάνει όλα τα στάδια του: τελικά, όλα τα αστέρια γερνούν και πεθαίνουν, και η διάρκεια της ύπαρξής τους καθορίζεται άμεσα από την ποσότητα του καυσίμου. Μεγάλα αστέρια δίνουν τέλος στη ζωή τους με μια τεράστια, θεαματική έκρηξη. Οι πιο μετριοπαθείς, αντίθετα, πεθαίνουν, συρρικνώνοντας σταδιακά στο μέγεθος των λευκών νάνων. Μετά απλά ξεθωριάζουν.

Πόσο ζει το μέσο αστέρι; Ο κύκλος ζωής ενός αστεριού μπορεί να διαρκέσει από λιγότερο από 1,5 εκατομμύρια χρόνια έως 1 δισεκατομμύριο χρόνια ή περισσότερο. Όλα αυτά, όπως ειπώθηκε, εξαρτώνται από τη σύνθεση και το μέγεθός του. Αστέρια όπως ο Ήλιος ζουν μεταξύ 10 και 16 δισεκατομμυρίων ετών. Τα πολύ φωτεινά αστέρια, όπως ο Σείριος, έχουν σχετικά σύντομη ζωή - μόνο μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια. Το διάγραμμα κύκλου ζωής αστεριών περιλαμβάνει τα ακόλουθα στάδια. Πρόκειται για ένα μοριακό νέφος - βαρυτική κατάρρευση του νέφους - γέννηση ενός σουπερνόβα - εξέλιξη ενός πρωτοάστρου - το τέλος της πρωτοαστρικής φάσης. Στη συνέχεια ακολουθήστε τα στάδια: αρχή του σταδίου του νεαρού αστεριού - μέση ζωή - ωριμότητα - στάδιο κόκκινου γίγαντα - πλανητικό νεφέλωμα - στάδιο λευκού νάνου. Οι δύο τελευταίες φάσεις είναι χαρακτηριστικές των μικρών αστεριών.

Η φύση των πλανητικών νεφελωμάτων

Έτσι, εξετάσαμε εν συντομία τον κύκλο ζωής ενός αστεριού. Αλλά αυτό που μεταμορφώνεται από έναν τεράστιο κόκκινο γίγαντα σε έναν λευκό νάνο, μερικές φορές τα αστέρια ρίχνουν τα εξωτερικά τους στρώματα και τότε ο πυρήνας του αστεριού εκτίθεται. Το κέλυφος του αερίου αρχίζει να λάμπει υπό την επίδραση της ενέργειας που εκπέμπεται από το αστέρι. Αυτό το στάδιο πήρε το όνομά του λόγω του γεγονότος ότι οι φωτεινές φυσαλίδες αερίου σε αυτό το κέλυφος συχνά μοιάζουν με δίσκους γύρω από πλανήτες. Αλλά στην πραγματικότητα δεν έχουν καμία σχέση με πλανήτες. Ο κύκλος ζωής των αστεριών για τα παιδιά μπορεί να μην περιλαμβάνει όλες τις επιστημονικές λεπτομέρειες. Μπορεί κανείς να περιγράψει μόνο τις κύριες φάσεις της εξέλιξης των ουράνιων σωμάτων.

Αστρικά σμήνη

Οι αστρονόμοι αγαπούν να εξερευνούν.Υπάρχει μια υπόθεση ότι όλοι οι φωτιστές γεννιούνται σε ομάδες και όχι μεμονωμένα. Δεδομένου ότι τα αστέρια που ανήκουν στο ίδιο σμήνος έχουν παρόμοιες ιδιότητες, οι διαφορές μεταξύ τους είναι αληθινές και δεν οφείλονται στην απόσταση από τη Γη. Όποιες αλλαγές συμβαίνουν σε αυτά τα αστέρια, προέρχονται ταυτόχρονα και υπό ίσες συνθήκες. Ιδιαίτερα πολλές γνώσεις μπορούν να ληφθούν μελετώντας την εξάρτηση των ιδιοτήτων τους από τη μάζα. Εξάλλου, η ηλικία των αστεριών στα σμήνη και η απόστασή τους από τη Γη είναι περίπου ίσες, επομένως διαφέρουν μόνο σε αυτόν τον δείκτη. Τα σμήνη θα ενδιαφέρουν όχι μόνο επαγγελματίες αστρονόμους - κάθε ερασιτέχνης θα χαρεί να τραβήξει μια όμορφη φωτογραφία και να θαυμάσει την εξαιρετικά όμορφη θέα τους στο πλανητάριο.

Σχηματίζεται από συμπύκνωση του διαστρικού μέσου. Μέσω των παρατηρήσεων, ήταν δυνατό να προσδιοριστεί ότι τα αστέρια προέκυψαν σε διαφορετικούς χρόνους και εξακολουθούν να εμφανίζονται μέχρι σήμερα.

Το κύριο πρόβλημα στην εξέλιξη των άστρων είναι το ζήτημα της προέλευσης της ενέργειάς τους, χάρη στην οποία λάμπουν και εκπέμπουν τεράστια ποσά ενέργειας. Προηγουμένως, είχαν προταθεί πολλές θεωρίες που είχαν σχεδιαστεί για να προσδιορίσουν τις πηγές ενέργειας των αστεριών. Πιστεύεται ότι μια συνεχής πηγή αστρικής ενέργειας ήταν η συνεχής συμπίεση. Αυτή η πηγή είναι σίγουρα καλή, αλλά δεν μπορεί να διατηρήσει την κατάλληλη ακτινοβολία για μεγάλο χρονικό διάστημα. Στα μέσα του 20ου αιώνα, βρέθηκε η απάντηση σε αυτό το ερώτημα. Η πηγή της ακτινοβολίας είναι οι αντιδράσεις θερμοπυρηνικής σύντηξης. Ως αποτέλεσμα αυτών των αντιδράσεων, το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο και η απελευθερωμένη ενέργεια περνά από τα έντερα του άστρου, μετασχηματίζεται και εκπέμπεται στο διάστημα (αξίζει να σημειωθεί ότι όσο υψηλότερη είναι η θερμοκρασία, τόσο πιο γρήγορα συμβαίνουν αυτές οι αντιδράσεις. γιατί τα καυτά αστέρια μεγάλης μάζας εγκαταλείπουν την κύρια ακολουθία πιο γρήγορα).

Τώρα φανταστείτε την εμφάνιση ενός αστεριού...

Ένα νέφος διαστρικού αερίου και μέσου σκόνης άρχισε να συμπυκνώνεται. Από αυτό το σύννεφο σχηματίζεται μια μάλλον πυκνή μπάλα αερίου. Η πίεση στο εσωτερικό της μπάλας δεν είναι ακόμη σε θέση να εξισορροπήσει τις δυνάμεις έλξης, επομένως θα συρρικνωθεί (ίσως αυτή τη στιγμή να σχηματιστούν συστάδες με λιγότερη μάζα γύρω από το αστέρι, που τελικά θα μετατραπούν σε πλανήτες). Όταν συμπιέζεται, η θερμοκρασία αυξάνεται. Έτσι, το αστέρι σταδιακά δύει στην κύρια ακολουθία. Τότε η πίεση του αερίου μέσα στο άστρο εξισορροπεί τη βαρύτητα και το πρωτοάστρο μετατρέπεται σε αστέρι.

Το πρώιμο στάδιο της εξέλιξης του άστρου είναι πολύ μικρό και το άστρο αυτή τη στιγμή είναι βυθισμένο σε ένα νεφέλωμα, επομένως είναι πολύ δύσκολο να ανιχνευθεί ο πρωτοαστέρας.

Η μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο συμβαίνει μόνο στις κεντρικές περιοχές του άστρου. Στα εξωτερικά στρώματα, η περιεκτικότητα σε υδρογόνο παραμένει πρακτικά αμετάβλητη. Δεδομένου ότι η ποσότητα του υδρογόνου είναι περιορισμένη, αργά ή γρήγορα καίγεται. Η απελευθέρωση ενέργειας στο κέντρο του άστρου σταματά και ο πυρήνας του άστρου αρχίζει να συρρικνώνεται και το κέλυφος αρχίζει να διογκώνεται. Επιπλέον, εάν το αστέρι είναι μικρότερο από 1,2 ηλιακές μάζες, αποβάλλει το εξωτερικό του στρώμα (σχηματισμός πλανητικού νεφελώματος).

Αφού ο φάκελος διαχωριστεί από το αστέρι, τα εσωτερικά, πολύ καυτά στρώματά του εκτίθενται, και εν τω μεταξύ ο φάκελος απομακρύνεται όλο και περισσότερο. Μετά από αρκετές δεκάδες χιλιάδες χρόνια, το κέλυφος θα αποσυντεθεί και θα παραμείνει μόνο ένα πολύ καυτό και πυκνό αστέρι· σταδιακά ψύχοντας, θα μετατραπεί σε λευκό νάνο. Σταδιακά, κρυώνοντας, μετατρέπονται σε αόρατους μαύρους νάνους. Οι μαύροι νάνοι είναι πολύ πυκνά και ψυχρά αστέρια, ελαφρώς μεγαλύτερα από τη Γη, αλλά με μάζα συγκρίσιμη με τη μάζα του ήλιου. Η διαδικασία ψύξης των λευκών νάνων διαρκεί αρκετές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια.

Εάν η μάζα ενός αστεριού είναι από 1,2 έως 2,5 ηλιακή, τότε ένα τέτοιο αστέρι θα εκραγεί. Αυτή η έκρηξη ονομάζεται έκρηξη σουπερνόβα. Το φλεγόμενο αστέρι αυξάνει τη φωτεινότητά του εκατοντάδες εκατομμύρια φορές μέσα σε λίγα δευτερόλεπτα. Τέτοια ξεσπάσματα συμβαίνουν εξαιρετικά σπάνια. Στον Γαλαξία μας, μια έκρηξη σουπερνόβα συμβαίνει περίπου μία φορά κάθε εκατό χρόνια. Μετά από ένα τέτοιο ξέσπασμα, παραμένει ένα νεφέλωμα, το οποίο έχει πολλή ραδιοεκπομπή και επίσης διασκορπίζεται πολύ γρήγορα, και ένα λεγόμενο αστέρι νετρονίων (περισσότερα για αυτό λίγο αργότερα). Εκτός από την τεράστια ραδιοεκπομπή, ένα τέτοιο νεφέλωμα θα είναι επίσης πηγή ακτινοβολίας ακτίνων Χ, αλλά αυτή η ακτινοβολία απορροφάται από την ατμόσφαιρα της γης και επομένως μπορεί να παρατηρηθεί μόνο από το διάστημα.

Υπάρχουν αρκετές υποθέσεις σχετικά με την αιτία των εκρήξεων των αστεριών (supernovae), αλλά δεν υπάρχει ακόμη γενικά αποδεκτή θεωρία. Υπάρχει η υπόθεση ότι αυτό οφείλεται στην πολύ γρήγορη πτώση των εσωτερικών στρωμάτων του άστρου προς το κέντρο. Το αστέρι συστέλλεται γρήγορα σε ένα καταστροφικά μικρό μέγεθος της τάξης των 10 km, και η πυκνότητά του σε αυτή την κατάσταση είναι 10 17 kg/m 3, που είναι κοντά στην πυκνότητα του ατομικού πυρήνα. Αυτό το αστέρι αποτελείται από νετρόνια (ταυτόχρονα, τα ηλεκτρόνια πιέζονται σε πρωτόνια), γι 'αυτό ονομάζεται "ΝΕΤΡΟΝΙΟ". Η αρχική του θερμοκρασία είναι περίπου ένα δισεκατομμύριο Kelvin, αλλά στο μέλλον θα κρυώσει γρήγορα.

Αυτό το αστέρι, λόγω του μικρού του μεγέθους και της γρήγορης ψύξης του, θεωρούνταν από καιρό αδύνατο να παρατηρηθεί. Αλλά μετά από λίγο καιρό, ανακαλύφθηκαν πάλσαρ. Αυτά τα πάλσαρ αποδείχθηκε ότι ήταν αστέρια νετρονίων. Ονομάζονται έτσι λόγω της βραχυπρόθεσμης εκπομπής ραδιοπαλμών. Εκείνοι. το αστέρι φαίνεται να «αναβοσβήνει». Αυτή η ανακάλυψη έγινε εντελώς τυχαία και όχι πολύ καιρό πριν, δηλαδή το 1967. Αυτές οι περιοδικές ωθήσεις οφείλονται στο γεγονός ότι κατά τη διάρκεια της πολύ γρήγορης περιστροφής, ο κώνος του μαγνητικού άξονα περνά συνεχώς από το βλέμμα μας, το οποίο σχηματίζει μια γωνία με τον άξονα περιστροφής.

Ένα πάλσαρ μπορεί να ανιχνευθεί για εμάς μόνο υπό τις συνθήκες προσανατολισμού του μαγνητικού άξονα, και αυτό είναι περίπου το 5% του συνολικού αριθμού τους. Μερικά πάλσαρ δεν βρίσκονται σε ραδιονεφελώματα, αφού τα νεφελώματα διαχέονται σχετικά γρήγορα. Μετά από εκατό χιλιάδες χρόνια, αυτά τα νεφελώματα παύουν να είναι ορατά και η ηλικία των πάλσαρ είναι δεκάδες εκατομμύρια χρόνια.

Εάν η μάζα ενός άστρου υπερβαίνει το 2,5 ηλιακό, τότε στο τέλος της ύπαρξής του θα φαίνεται να καταρρέει από μόνο του και να συνθλίβεται από το ίδιο του το βάρος. Σε λίγα δευτερόλεπτα θα μετατραπεί σε τελεία. Αυτό το φαινόμενο ονομάστηκε «βαρυτική κατάρρευση» και αυτό το αντικείμενο ονομάστηκε επίσης «μαύρη τρύπα».

Από όλα όσα ειπώθηκαν παραπάνω, είναι σαφές ότι το τελικό στάδιο της εξέλιξης ενός άστρου εξαρτάται από τη μάζα του, αλλά είναι επίσης απαραίτητο να ληφθεί υπόψη η αναπόφευκτη απώλεια αυτής ακριβώς της μάζας και της περιστροφής.

Η μελέτη της αστρικής εξέλιξης είναι αδύνατη με την παρατήρηση μόνο ενός αστέρα - πολλές αλλαγές στα αστέρια συμβαίνουν πολύ αργά για να γίνουν αντιληπτές ακόμα και μετά από πολλούς αιώνες. Ως εκ τούτου, οι επιστήμονες μελετούν πολλά αστέρια, καθένα από τα οποία βρίσκεται σε ένα ορισμένο στάδιο του κύκλου ζωής του. Τις τελευταίες δεκαετίες, η μοντελοποίηση της δομής των άστρων με χρήση τεχνολογίας υπολογιστών έχει γίνει ευρέως διαδεδομένη στην αστροφυσική.

Εγκυκλοπαιδικό YouTube

1 / 5

✪ Αστέρια και αστρική εξέλιξη (αφήγηση από τον αστροφυσικό Σεργκέι Ποπόφ)

✪ Αστέρια και αστρική εξέλιξη (αφήγηση από τους Sergey Popov και Ilgonis Vilks)

✪ S. A. Lamzin - "Stellar Evolution"

✪ Εξέλιξη των αστεριών. Εξέλιξη ενός μπλε γίγαντα σε 3 λεπτά

✪ Surdin V.G. Stellar Evolution Μέρος 1

Υπότιτλοι

Θερμοπυρηνική σύντηξη στο εσωτερικό των άστρων

Νεαρά αστέρια

Η διαδικασία σχηματισμού αστεριών μπορεί να περιγραφεί με ενιαίο τρόπο, αλλά τα επόμενα στάδια της εξέλιξης ενός άστρου εξαρτώνται σχεδόν εξ ολοκλήρου από τη μάζα του και μόνο στο τέλος της εξέλιξης του αστεριού μπορεί να παίξει κάποιο ρόλο χημική σύνθεση.

Νεαρά αστέρια χαμηλής μάζας

Νεαρά αστέρια χαμηλής μάζας (έως τρεις ηλιακές μάζες) [ ], τα οποία πλησιάζουν την κύρια ακολουθία, είναι εντελώς συναγωγικά - η διαδικασία μεταφοράς καλύπτει ολόκληρο το σώμα του αστεριού. Πρόκειται ουσιαστικά για πρωτοάστρα, στα κέντρα των οποίων οι πυρηνικές αντιδράσεις μόλις ξεκινούν και όλη η ακτινοβολία οφείλεται κυρίως στη βαρυτική συμπίεση. Μέχρι να επιτευχθεί η υδροστατική ισορροπία, η φωτεινότητα του αστέρα μειώνεται σε μια σταθερή ενεργή θερμοκρασία. Στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell, τέτοια αστέρια σχηματίζουν μια σχεδόν κάθετη τροχιά που ονομάζεται ίχνος Hayashi. Καθώς η συμπίεση επιβραδύνεται, το νεαρό αστέρι πλησιάζει την κύρια ακολουθία. Αντικείμενα αυτού του τύπου συνδέονται με αστέρια T Tauri.

Αυτή τη στιγμή, για αστέρια με μάζα μεγαλύτερη από 0,8 ηλιακές μάζες, ο πυρήνας γίνεται διαφανής στην ακτινοβολία και η μεταφορά ενέργειας ακτινοβολίας στον πυρήνα γίνεται κυρίαρχη, καθώς η μεταφορά παρεμποδίζεται ολοένα και περισσότερο από την αυξανόμενη συμπίεση της αστρικής ύλης. Στα εξωτερικά στρώματα του σώματος του αστεριού επικρατεί η μεταφορά ενέργειας με συναγωγή.

Δεν είναι γνωστό με βεβαιότητα ποια χαρακτηριστικά έχουν τα αστέρια μικρότερης μάζας τη στιγμή που εισέρχονται στην κύρια ακολουθία, καθώς ο χρόνος που πέρασαν αυτά τα αστέρια στη νεαρή κατηγορία υπερβαίνει την ηλικία του Σύμπαντος [ ] . Όλες οι ιδέες για την εξέλιξη αυτών των αστεριών βασίζονται μόνο σε αριθμητικούς υπολογισμούς και μαθηματικά μοντέλα.

Καθώς το αστέρι συστέλλεται, η πίεση του εκφυλισμένου αερίου ηλεκτρονίου αρχίζει να αυξάνεται και όταν επιτευχθεί μια ορισμένη ακτίνα του άστρου, η συμπίεση σταματά, γεγονός που οδηγεί σε διακοπή της περαιτέρω αύξησης της θερμοκρασίας στον πυρήνα του αστέρα που προκαλείται από συμπίεση και στη συνέχεια στη μείωσή της. Για αστέρια μικρότερα από 0,0767 ηλιακές μάζες, αυτό δεν συμβαίνει: η ενέργεια που απελευθερώνεται κατά τις πυρηνικές αντιδράσεις δεν είναι ποτέ αρκετή για να εξισορροπήσει την εσωτερική πίεση και τη βαρυτική συμπίεση. Τέτοιοι «υστεράστρες» εκπέμπουν περισσότερη ενέργεια από αυτή που παράγεται κατά τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις και ταξινομούνται ως οι λεγόμενοι καφέ νάνοι. Η μοίρα τους είναι η συνεχής συμπίεση μέχρι να το σταματήσει η πίεση του εκφυλισμένου αερίου και μετά η σταδιακή ψύξη με τη διακοπή όλων των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων που έχουν ξεκινήσει.

Νεαρά αστέρια μέσης μάζας

Νεαρά αστέρια ενδιάμεσης μάζας (από 2 έως 8 ηλιακές μάζες) [ ] εξελίσσονται ποιοτικά με τον ίδιο ακριβώς τρόπο όπως οι μικρότερες αδερφές και τα αδέρφια τους, με την εξαίρεση ότι δεν έχουν συναγωγικές ζώνες μέχρι την κύρια ακολουθία.

Αντικείμενα αυτού του τύπου συνδέονται με τα λεγόμενα. Αστέρια Ae\Be Herbig με ακανόνιστες μεταβλητές φασματικής τάξης B-F0. Εκθέτουν επίσης δίσκους και διπολικούς πίδακες. Ο ρυθμός εκροής ύλης από την επιφάνεια, η φωτεινότητα και η αποτελεσματική θερμοκρασία είναι σημαντικά υψηλότερα από ό,τι για το T Tauri, επομένως θερμαίνουν αποτελεσματικά και διασκορπίζουν τα υπολείμματα του πρωτοαστρικού νέφους.

Νεαρά αστέρια με μάζα μεγαλύτερη από 8 ηλιακές μάζες

Αστέρια με τέτοιες μάζες έχουν ήδη τα χαρακτηριστικά των κανονικών αστέρων, αφού πέρασαν από όλα τα ενδιάμεσα στάδια και μπόρεσαν να επιτύχουν τέτοιο ρυθμό πυρηνικών αντιδράσεων που αντιστάθμιζε την ενέργεια που χάθηκε από την ακτινοβολία ενώ συσσωρεύτηκε μάζα για να επιτευχθεί υδροστατική ισορροπία του πυρήνα. Για αυτά τα αστέρια, η εκροή μάζας και φωτεινότητας είναι τόσο μεγάλη που όχι μόνο σταματούν τη βαρυτική κατάρρευση των εξωτερικών περιοχών του μοριακού νέφους που δεν έχουν γίνει ακόμη μέρος του αστέρα, αλλά, αντίθετα, τις διασκορπίζουν. Έτσι, η μάζα του αστέρα που προκύπτει είναι αισθητά μικρότερη από τη μάζα του πρωτοαστρικού νέφους. Πιθανότατα, αυτό εξηγεί την απουσία αστεριών στον γαλαξία μας με μάζα μεγαλύτερη από περίπου 300 ηλιακές μάζες.

Ο κύκλος της μέσης ζωής ενός αστεριού

Τα αστέρια έρχονται σε μεγάλη ποικιλία χρωμάτων και μεγεθών. Ανά φασματικό τύπο κυμαίνονται από ζεστό μπλε έως ψυχρό κόκκινο και κατά μάζα - από 0,0767 έως περίπου 300 ηλιακές μάζες, σύμφωνα με τις τελευταίες εκτιμήσεις. Η φωτεινότητα και το χρώμα ενός αστεριού εξαρτώνται από τη θερμοκρασία της επιφάνειάς του, η οποία με τη σειρά της καθορίζεται από τη μάζα του. Όλα τα νέα αστέρια «παίρνουν τη θέση τους» στην κύρια ακολουθία ανάλογα με τη χημική σύσταση και τη μάζα τους. Φυσικά, δεν μιλάμε για τη φυσική κίνηση του αστεριού - μόνο για τη θέση του στο υποδεικνυόμενο διάγραμμα, ανάλογα με τις παραμέτρους του αστεριού. Στην πραγματικότητα, η κίνηση ενός αστεριού κατά μήκος του διαγράμματος αντιστοιχεί μόνο σε μια αλλαγή στις παραμέτρους του αστεριού.

Η θερμοπυρηνική «καύση» της ύλης, που επαναλαμβάνεται σε νέο επίπεδο, προκαλεί μια τερατώδη διαστολή του άστρου. Το αστέρι "φουσκώνει", γίνεται πολύ "χαλαρό", και το μέγεθός του αυξάνεται περίπου 100 φορές. Έτσι το αστέρι γίνεται κόκκινος γίγαντας και η φάση καύσης ηλίου διαρκεί περίπου αρκετά εκατομμύρια χρόνια. Σχεδόν όλοι οι κόκκινοι γίγαντες είναι μεταβλητά αστέρια.

Τελικά στάδια της αστρικής εξέλιξης

Παλιά αστέρια με χαμηλή μάζα

Προς το παρόν, δεν είναι γνωστό με βεβαιότητα τι συμβαίνει με τα φωτεινά αστέρια αφού εξαντληθεί η παροχή υδρογόνου στους πυρήνες τους. Δεδομένου ότι η ηλικία του Σύμπαντος είναι 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια, κάτι που δεν είναι αρκετό για να εξαντληθεί η παροχή καυσίμου υδρογόνου σε τέτοια αστέρια, σύγχρονες θεωρίεςβασίζονται σε υπολογιστική μοντελοποίηση των διεργασιών που συμβαίνουν σε τέτοια αστέρια.

Μερικά αστέρια μπορούν να συνθέσουν ήλιο μόνο σε ορισμένες ενεργές ζώνες, προκαλώντας αστάθεια και ισχυρούς αστρικούς ανέμους. Σε αυτή την περίπτωση, ο σχηματισμός ενός πλανητικού νεφελώματος δεν συμβαίνει και το αστέρι εξατμίζεται μόνο, γίνεται ακόμη μικρότερο από έναν καφέ νάνο [ ] .

Ένα αστέρι με μάζα μικρότερη από 0,5 ηλιακή δεν είναι σε θέση να μετατρέψει ήλιο ακόμη και μετά από αντιδράσεις που περιλαμβάνουν υδρογόνο σταματούν στον πυρήνα του - η μάζα ενός τέτοιου άστρου είναι πολύ μικρή για να παρέχει μια νέα φάση βαρυτικής συμπίεσης σε βαθμό επαρκή για να «αναφλεγεί». ήλιο Τέτοια αστέρια περιλαμβάνουν κόκκινους νάνους, όπως ο Proxima Centauri, των οποίων ο χρόνος παραμονής στην κύρια ακολουθία κυμαίνεται από δεκάδες δισεκατομμύρια έως δεκάδες τρισεκατομμύρια χρόνια. Μετά τη διακοπή των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων στους πυρήνες τους, αυτοί, σταδιακά ψύχοντας, θα συνεχίσουν να εκπέμπουν ασθενώς στην υπέρυθρη και μικροκυματική περιοχή του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος.

Αστέρια μεσαίου μεγέθους

Φτάνοντας ένα αστέρι μεσαίου μεγέθους (από 0,4 έως 3,4 ηλιακές μάζες) [ ] της φάσης του κόκκινου γίγαντα, το υδρογόνο εξαντλείται στον πυρήνα του και αρχίζουν οι αντιδράσεις σύνθεσης άνθρακα από ήλιο. Αυτή η διαδικασία συμβαίνει σε υψηλότερες θερμοκρασίες και επομένως η ροή ενέργειας από τον πυρήνα αυξάνεται και, ως αποτέλεσμα, τα εξωτερικά στρώματα του άστρου αρχίζουν να διαστέλλονται. Η έναρξη της σύνθεσης άνθρακα σηματοδοτεί ένα νέο στάδιο στη ζωή ενός αστεριού και συνεχίζεται για κάποιο χρονικό διάστημα. Για ένα αστέρι παρόμοιο σε μέγεθος με τον Ήλιο, αυτή η διαδικασία μπορεί να διαρκέσει περίπου ένα δισεκατομμύριο χρόνια.

Οι αλλαγές στην ποσότητα της ενέργειας που εκπέμπεται αναγκάζουν το αστέρι να περάσει από περιόδους αστάθειας, συμπεριλαμβανομένων των αλλαγών στο μέγεθος, τη θερμοκρασία της επιφάνειας και την απελευθέρωση ενέργειας. Η παραγωγή ενέργειας μετατοπίζεται προς την ακτινοβολία χαμηλής συχνότητας. Όλα αυτά συνοδεύονται από αυξανόμενη απώλεια μάζας λόγω ισχυρών αστρικών ανέμων και έντονων παλμών. Τα αστέρια σε αυτή τη φάση ονομάζονται «αστέρια όψιμου τύπου» (επίσης «συνταξιούχοι αστέρια»), OH -IR αστέριαή αστέρια τύπου Mira, ανάλογα με τα ακριβή χαρακτηριστικά τους. Το εκτοξευόμενο αέριο είναι σχετικά πλούσιο σε βαριά στοιχεία που παράγονται στο εσωτερικό του άστρου, όπως οξυγόνο και άνθρακας. Το αέριο σχηματίζει ένα διαστελλόμενο κέλυφος και ψύχεται καθώς απομακρύνεται από το αστέρι, επιτρέποντας το σχηματισμό σωματιδίων και μορίων σκόνης. Με ισχυρή υπέρυθρη ακτινοβολία από το αστέρι πηγής, σε τέτοια κελύφη σχηματίζονται ιδανικές συνθήκες για την ενεργοποίηση των κοσμικών μέιζερ.

Οι αντιδράσεις θερμοπυρηνικής καύσης του ηλίου είναι πολύ ευαίσθητες στη θερμοκρασία. Μερικές φορές αυτό οδηγεί σε μεγάλη αστάθεια. Προκύπτουν ισχυροί παλμοί, οι οποίοι ως αποτέλεσμα προσδίδουν επαρκή επιτάχυνση στα εξωτερικά στρώματα για να πεταχτούν και να μετατραπούν σε πλανητικό νεφέλωμα. Στο κέντρο ενός τέτοιου νεφελώματος, παραμένει ο γυμνός πυρήνας του άστρου, στον οποίο σταματούν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, και καθώς ψύχεται, μετατρέπεται σε λευκό νάνο ηλίου, που έχει συνήθως μάζα έως 0,5-0,6 ηλιακές μάζες και διάμετρο με τη σειρά της διαμέτρου της Γης.

Η συντριπτική πλειονότητα των άστρων, συμπεριλαμβανομένου του Ήλιου, ολοκληρώνουν την εξέλιξή τους συστέλλοντας έως ότου η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων εξισορροπήσει τη βαρύτητα. Σε αυτή την κατάσταση, όταν το μέγεθος του αστεριού μειώνεται κατά εκατό φορές και η πυκνότητα γίνεται ένα εκατομμύριο φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα του νερού, το αστέρι ονομάζεται λευκός νάνος. Στερείται από πηγές ενέργειας και, σταδιακά ψύχοντας, γίνεται ένας αόρατος μαύρος νάνος.

Σε αστέρια με μεγαλύτερη μάζα από τον Ήλιο, η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων δεν μπορεί να σταματήσει την περαιτέρω συμπίεση του πυρήνα και τα ηλεκτρόνια αρχίζουν να «πιέζονται» σε ατομικούς πυρήνες, οι οποίοι μετατρέπουν τα πρωτόνια σε νετρόνια, μεταξύ των οποίων δεν υπάρχουν ηλεκτροστατικές δυνάμεις απώθησης. Αυτή η ουδετεροποίηση της ύλης οδηγεί στο γεγονός ότι το μέγεθος του άστρου, το οποίο είναι τώρα, στην πραγματικότητα, ένας τεράστιος ατομικός πυρήνας, μετριέται σε πολλά χιλιόμετρα και η πυκνότητα είναι 100 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα του νερού. Ένα τέτοιο αντικείμενο ονομάζεται αστέρι νετρονίων. Η ισορροπία του διατηρείται από την πίεση της εκφυλισμένης ύλης νετρονίων.

Υπερμεγέθη αστέρια

Αφού ένα αστέρι με μάζα μεγαλύτερη από πέντε ηλιακές μάζες εισέλθει στο στάδιο του κόκκινου υπεργίγαντα, ο πυρήνας του αρχίζει να συρρικνώνεται υπό την επίδραση της βαρύτητας. Καθώς η συμπίεση προχωρά, η θερμοκρασία και η πυκνότητα αυξάνονται και ξεκινά μια νέα σειρά θερμοπυρηνικών αντιδράσεων. Σε τέτοιες αντιδράσεις, συντίθενται ολοένα και βαρύτερα στοιχεία: ήλιο, άνθρακας, οξυγόνο, πυρίτιο και σίδηρο, που περιορίζει προσωρινά την κατάρρευση του πυρήνα.

Ως αποτέλεσμα, καθώς σχηματίζονται όλο και πιο βαριά στοιχεία του Περιοδικού Πίνακα, ο σίδηρος-56 συντίθεται από το πυρίτιο. Σε αυτό το στάδιο, η περαιτέρω εξώθερμη θερμοπυρηνική σύντηξη καθίσταται αδύνατη, καθώς ο πυρήνας του σιδήρου-56 έχει ελάττωμα μέγιστης μάζας και ο σχηματισμός βαρύτερων πυρήνων με την απελευθέρωση ενέργειας είναι αδύνατος. Επομένως, όταν ο σιδερένιος πυρήνας ενός άστρου φτάσει σε ένα ορισμένο μέγεθος, η πίεση σε αυτό δεν είναι πλέον σε θέση να αντέξει το βάρος των υπερκείμενων στρωμάτων του άστρου και η άμεση κατάρρευση του πυρήνα συμβαίνει με ουδετεροποίηση της ύλης του.

Το τι θα συμβεί στη συνέχεια δεν είναι ακόμη απολύτως σαφές, αλλά, σε κάθε περίπτωση, οι διαδικασίες που λαμβάνουν χώρα μέσα σε λίγα δευτερόλεπτα οδηγούν σε μια έκρηξη σουπερνόβα απίστευτης ισχύος.

Ισχυροί πίδακες νετρίνων και ένα περιστρεφόμενο μαγνητικό πεδίο σπρώχνουν προς τα έξω μεγάλο μέρος του συσσωρευμένου υλικού του άστρου. [ ] - τα λεγόμενα στοιχεία καθίσματος, συμπεριλαμβανομένων των στοιχείων σιδήρου και ελαφρύτερων στοιχείων. Η εκρηκτική ύλη βομβαρδίζεται από νετρόνια που διαφεύγουν από τον αστρικό πυρήνα, τα αιχμαλωτίζουν και δημιουργώντας έτσι ένα σύνολο στοιχείων βαρύτερων από τον σίδηρο, συμπεριλαμβανομένων ραδιενεργών, μέχρι ουράνιο (και ίσως ακόμη και καλιφόρνιο). Έτσι, οι εκρήξεις σουπερνόβα εξηγούν την παρουσία στοιχείων βαρύτερων από τον σίδηρο στη διαστρική ύλη, αλλά αυτός δεν είναι ο μόνος πιθανός τρόπος σχηματισμού τους, κάτι που, για παράδειγμα, αποδεικνύεται από αστέρια τεχνητίου.

Κύμα έκρηξης και πίδακες νετρίνων μεταφέρουν την ύλη μακριά από το ετοιμοθάνατο αστέρι [ ] στον διαστρικό χώρο. Στη συνέχεια, καθώς ψύχεται και κινείται στο διάστημα, αυτό το υλικό σουπερνόβα μπορεί να συγκρουστεί με άλλα κοσμικά «σωτήρια» και, πιθανώς, να συμμετάσχει στο σχηματισμό νέων αστέρων, πλανητών ή δορυφόρων.

Οι διεργασίες που συμβαίνουν κατά τον σχηματισμό ενός σουπερνόβα εξακολουθούν να μελετώνται και μέχρι στιγμής δεν υπάρχει σαφήνεια σχετικά με αυτό το ζήτημα. Επίσης αμφισβητήσιμο είναι τι απομένει στην πραγματικότητα από το αρχικό αστέρι. Ωστόσο, εξετάζονται δύο επιλογές: αστέρια νετρονίων και μαύρες τρύπες.

Αστέρια νετρονίων

Είναι γνωστό ότι σε ορισμένες σουπερνόβα, η ισχυρή βαρύτητα στα βάθη των υπεργιγάντων αναγκάζει τα ηλεκτρόνια να απορροφηθούν από τον ατομικό πυρήνα, όπου συγχωνεύονται με πρωτόνια για να σχηματίσουν νετρόνια. Αυτή η διαδικασία ονομάζεται ουδετεροποίηση. Οι ηλεκτρομαγνητικές δυνάμεις που χωρίζουν τους κοντινούς πυρήνες εξαφανίζονται. Ο πυρήνας του άστρου είναι τώρα μια πυκνή μπάλα από ατομικούς πυρήνες και μεμονωμένα νετρόνια.

Τέτοια αστέρια, γνωστά ως αστέρια νετρονίων, είναι εξαιρετικά μικρά - όχι περισσότερο από το μέγεθος μιας μεγάλης πόλης - και έχουν μια αφάνταστα υψηλή πυκνότητα. Η τροχιακή τους περίοδος γίνεται εξαιρετικά μικρή καθώς το μέγεθος του άστρου μειώνεται (λόγω της διατήρησης της γωνιακής ορμής). Μερικά αστέρια νετρονίων περιστρέφονται 600 φορές το δευτερόλεπτο. Για μερικά από αυτά, η γωνία μεταξύ του διανύσματος ακτινοβολίας και του άξονα περιστροφής μπορεί να είναι τέτοια ώστε η Γη να πέφτει στον κώνο που σχηματίζεται από αυτή την ακτινοβολία. Σε αυτή την περίπτωση, είναι δυνατό να ανιχνευθεί ένας παλμός ακτινοβολίας που επαναλαμβάνεται σε διαστήματα ίσα με την τροχιακή περίοδο του άστρου. Τέτοια αστέρια νετρονίων ονομάστηκαν «πάλσαρ» και έγιναν τα πρώτα αστέρια νετρονίων που ανακαλύφθηκαν.

Μαύρες τρύπες

Δεν γίνονται όλα τα αστέρια, αφού περάσουν από τη φάση της έκρηξης σουπερνόβα, αστέρες νετρονίων. Εάν το αστέρι έχει αρκετά μεγάλη μάζα, τότε η κατάρρευση ενός τέτοιου άστρου θα συνεχιστεί και τα ίδια τα νετρόνια θα αρχίσουν να πέφτουν προς τα μέσα έως ότου η ακτίνα του γίνει μικρότερη από την ακτίνα Schwarzschild. Μετά από αυτό το αστέρι γίνεται μαύρη τρύπα.

Η ύπαρξη μαύρων τρυπών είχε προβλεφθεί από τη γενική θεωρία της σχετικότητας. Σύμφωνα με αυτή τη θεωρία,

Καταλαμβάνει ένα σημείο στην επάνω δεξιά γωνία: έχει υψηλή φωτεινότητα και χαμηλή θερμοκρασία. Η κύρια ακτινοβολία εμφανίζεται στην υπέρυθρη περιοχή. Η ακτινοβολία από το κέλυφος της ψυχρής σκόνης φτάνει σε εμάς. Κατά τη διαδικασία της εξέλιξης, η θέση του αστεριού στο διάγραμμα θα αλλάξει. Η μόνη πηγή ενέργειας σε αυτό το στάδιο είναι η βαρυτική συμπίεση. Επομένως, το αστέρι κινείται αρκετά γρήγορα παράλληλα με τον άξονα των τεταγμένων.

Η θερμοκρασία της επιφάνειας δεν αλλάζει, αλλά η ακτίνα και η φωτεινότητα μειώνονται. Η θερμοκρασία στο κέντρο του άστρου ανεβαίνει, φτάνοντας σε μια τιμή στην οποία αρχίζουν οι αντιδράσεις με ελαφρά στοιχεία: λίθιο, βηρύλλιο, βόριο, τα οποία καίγονται γρήγορα, αλλά καταφέρνουν να επιβραδύνουν τη συμπίεση. Η τροχιά περιστρέφεται παράλληλα με τον άξονα των τεταγμένων, η θερμοκρασία στην επιφάνεια του άστρου αυξάνεται και η φωτεινότητα παραμένει σχεδόν σταθερή. Τέλος, στο κέντρο του άστρου ξεκινούν αντιδράσεις σχηματισμού ηλίου από υδρογόνο (καύση υδρογόνου). Το αστέρι μπαίνει στην κύρια ακολουθία.

Η διάρκεια του αρχικού σταδίου καθορίζεται από τη μάζα του αστεριού. Για αστέρια όπως ο Ήλιος είναι περίπου 1 εκατομμύριο χρόνια, για ένα αστέρι με μάζα 10 Μ☉ περίπου 1000 φορές λιγότερο και για αστέρι με μάζα 0,1 Μ☉ χιλιάδες φορές περισσότερο.

Νεαρά αστέρια χαμηλής μάζας

Στην αρχή της εξέλιξης, ένα αστέρι χαμηλής μάζας έχει έναν ακτινοβόλο πυρήνα και ένα συναγωγικό περίβλημα (Εικ. 82, I).

Στο στάδιο της κύριας ακολουθίας, το αστέρι λάμπει λόγω της απελευθέρωσης ενέργειας στις πυρηνικές αντιδράσεις μετατροπής του υδρογόνου σε ήλιο. Η παροχή υδρογόνου εξασφαλίζει τη φωτεινότητα ενός αστεριού μάζας 1 Μ☉ περίπου εντός 10 10 ετών. Τα αστέρια μεγαλύτερης μάζας καταναλώνουν υδρογόνο πιο γρήγορα: για παράδειγμα, ένα αστέρι με μάζα 10 Μ☉ θα καταναλώσει υδρογόνο σε λιγότερο από 10 7 χρόνια (η φωτεινότητα είναι ανάλογη με την τέταρτη δύναμη μάζας).

Αστέρια χαμηλής μάζας

Καθώς το υδρογόνο καίγεται, οι κεντρικές περιοχές του άστρου συμπιέζονται πολύ.

Αστέρια μεγάλης μάζας

Μετά την επίτευξη της κύριας ακολουθίας, η εξέλιξη ενός αστέρα μεγάλης μάζας (>1,5 Μ☉) καθορίζεται από τις συνθήκες καύσης του πυρηνικού καυσίμου στα έγκατα του αστέρα. Στο στάδιο της κύριας ακολουθίας, αυτή είναι η καύση υδρογόνου, αλλά σε αντίθεση με τα αστέρια χαμηλής μάζας, οι αντιδράσεις του κύκλου άνθρακα-αζώτου κυριαρχούν στον πυρήνα. Σε αυτόν τον κύκλο, τα άτομα C και N παίζουν το ρόλο των καταλυτών. Ο ρυθμός απελευθέρωσης ενέργειας στις αντιδράσεις ενός τέτοιου κύκλου είναι ανάλογος του Τ 17. Ως εκ τούτου, σχηματίζεται ένας συναγωγικός πυρήνας στον πυρήνα, που περιβάλλεται από μια ζώνη στην οποία η μεταφορά ενέργειας πραγματοποιείται με ακτινοβολία.

Η φωτεινότητα των αστεριών μεγάλης μάζας είναι πολύ μεγαλύτερη από τη φωτεινότητα του Ήλιου και το υδρογόνο καταναλώνεται πολύ πιο γρήγορα. Αυτό οφείλεται επίσης στο γεγονός ότι η θερμοκρασία στο κέντρο τέτοιων αστεριών είναι επίσης πολύ υψηλότερη.

Καθώς η αναλογία του υδρογόνου στην ύλη του συναγωγικού πυρήνα μειώνεται, ο ρυθμός απελευθέρωσης ενέργειας μειώνεται. Αλλά δεδομένου ότι ο ρυθμός απελευθέρωσης καθορίζεται από τη φωτεινότητα, ο πυρήνας αρχίζει να συμπιέζεται και ο ρυθμός απελευθέρωσης ενέργειας παραμένει σταθερός. Ταυτόχρονα, το αστέρι διαστέλλεται και μετακινείται στην περιοχή των ερυθρών γιγάντων.

Αστέρια χαμηλής μάζας

Μέχρι να καεί τελείως το υδρογόνο, σχηματίζεται ένας μικρός πυρήνας ηλίου στο κέντρο ενός αστέρα χαμηλής μάζας. Στον πυρήνα, η πυκνότητα της ύλης και η θερμοκρασία φτάνουν σε τιμές 10 9 kg/m και 10 8 K, αντίστοιχα. Η καύση υδρογόνου συμβαίνει στην επιφάνεια του πυρήνα. Καθώς η θερμοκρασία στον πυρήνα αυξάνεται, ο ρυθμός εξάντλησης υδρογόνου αυξάνεται και η φωτεινότητα αυξάνεται. Η ζώνη ακτινοβολίας σταδιακά εξαφανίζεται. Και λόγω της αύξησης της ταχύτητας των συναγωγικών ροών, τα εξωτερικά στρώματα του άστρου φουσκώνουν. Το μέγεθος και η φωτεινότητά του αυξάνονται - το αστέρι μετατρέπεται σε κόκκινο γίγαντα (Εικ. 82, II).

Αστέρια μεγάλης μάζας

Όταν το υδρογόνο σε ένα αστέρι μεγάλης μάζας εξαντληθεί πλήρως, αρχίζει να συμβαίνει τριπλή αντίδραση ηλίου στον πυρήνα και ταυτόχρονα η αντίδραση σχηματισμού οξυγόνου (3He=>C και C+He=>0). Ταυτόχρονα, το υδρογόνο αρχίζει να καίγεται στην επιφάνεια του πυρήνα του ηλίου. Εμφανίζεται η πηγή πρώτου επιπέδου.

Η παροχή ηλίου εξαντλείται πολύ γρήγορα, αφού στις αντιδράσεις που περιγράφονται, απελευθερώνεται σχετικά λίγη ενέργεια σε κάθε στοιχειώδη πράξη. Η εικόνα επαναλαμβάνεται, και δύο πηγές στρώματος εμφανίζονται στο αστέρι, και η αντίδραση C+C=>Mg ξεκινά στον πυρήνα.

Η εξελικτική διαδρομή αποδεικνύεται πολύ περίπλοκη (Εικ. 84). Στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell, το αστέρι κινείται κατά μήκος της ακολουθίας των γιγάντων ή (με πολύ μεγάλη μάζα στην υπεργιγάντια περιοχή) γίνεται περιοδικά Κηφεΐ.

Παλιά αστέρια χαμηλής μάζας

Για ένα αστέρι χαμηλής μάζας, τελικά η ταχύτητα της συναγωγής ροής σε κάποιο επίπεδο φτάνει το δεύτερο ταχύτητα διαφυγής, το κέλυφος ξεκολλάει και το αστέρι μετατρέπεται σε λευκό νάνο που περιβάλλεται από ένα πλανητικό νεφέλωμα.

Η εξελικτική διαδρομή ενός αστεριού χαμηλής μάζας στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell φαίνεται στο Σχήμα 83.

Θάνατος αστεριών μεγάλης μάζας

Στο τέλος της εξέλιξής του, ένα αστέρι μεγάλης μάζας έχει μια πολύ περίπλοκη δομή. Κάθε στρώμα έχει τη δική του χημική σύσταση, πυρηνικές αντιδράσεις συμβαίνουν σε πολλές πηγές στιβάδων και σχηματίζεται ένας πυρήνας σιδήρου στο κέντρο (Εικ. 85).

Πυρηνικές αντιδράσεις με σίδηρο δεν συμβαίνουν, αφού απαιτούν τη δαπάνη (και όχι την απελευθέρωση) ενέργειας. Επομένως, ο πυρήνας του σιδήρου συστέλλεται γρήγορα, η θερμοκρασία και η πυκνότητα σε αυτόν αυξάνονται, φτάνοντας σε φανταστικές τιμές - θερμοκρασία 10 9 K και πίεση 10 9 kg/m 3. Υλικό από τον ιστότοπο

Αυτή τη στιγμή ξεκινούν δύο σημαντικές διεργασίες, που συμβαίνουν στον πυρήνα ταυτόχρονα και πολύ γρήγορα (προφανώς, σε λίγα λεπτά). Το πρώτο είναι ότι κατά τη διάρκεια πυρηνικών συγκρούσεων, τα άτομα σιδήρου διασπώνται σε 14 άτομα ηλίου, το δεύτερο είναι ότι τα ηλεκτρόνια «πιέζονται» σε πρωτόνια, σχηματίζοντας νετρόνια. Και οι δύο διαδικασίες σχετίζονται με την απορρόφηση ενέργειας και η θερμοκρασία στον πυρήνα (επίσης η πίεση) πέφτει αμέσως. Τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού αρχίζουν να πέφτουν προς το κέντρο.

Η πτώση των εξωτερικών στρωμάτων οδηγεί σε απότομη αύξηση της θερμοκρασίας σε αυτά. Το υδρογόνο, το ήλιο και ο άνθρακας αρχίζουν να καίγονται. Αυτό συνοδεύεται από ένα ισχυρό ρεύμα νετρονίων που προέρχεται από τον κεντρικό πυρήνα. Ως αποτέλεσμα, συμβαίνει μια ισχυρή πυρηνική έκρηξη, που εκτοξεύει τα εξωτερικά στρώματα του άστρου, που ήδη περιέχουν όλα τα βαριά στοιχεία, μέχρι το καλιφόρνιο. Σύμφωνα με τις σύγχρονες απόψεις, όλα τα άτομα βαρέων χημικών στοιχείων (δηλαδή, βαρύτερα από το ήλιο) σχηματίστηκαν στο Σύμπαν ακριβώς σε εκλάμψεις