Как се развиват звездите. Звездна еволюция - как работи Каква е еволюцията на звездите

Както всяко тяло в природата, звездите също не могат да останат непроменени. Те се раждат, развиват и накрая „умират“. Еволюцията на звездите отнема милиарди години, но има спорове за времето на тяхното формиране. Преди това астрономите смятаха, че процесът на тяхното "раждане" от звезден прах изисква милиони години, но не толкова отдавна бяха получени снимки на област от небето от Голямата мъглявина на Орион. За няколко години имаше малък

На снимките от 1947 г. на това място е записана малка група звездоподобни обекти. До 1954 г. някои от тях вече са станали продълговати и след още пет години тези обекти се разпадат на отделни. Така за първи път процесът на раждане на звездите се случи буквално пред очите на астрономите.

Нека да разгледаме по-отблизо как протича структурата и еволюцията на звездите, как те започват и завършват своя безкраен, според човешките стандарти, живот.

Традиционно учените приемат, че звездите се образуват в резултат на кондензацията на облаци от газово-прахова среда. Под въздействието на гравитационните сили от образувалите се облаци се образува непрозрачен слой. газова топка, плътна структура. Вътрешното му налягане не може да балансира притискащите го гравитационни сили. Постепенно топката се свива толкова много, че температурата във вътрешността на звездата се повишава и налягането на горещия газ вътре в топката балансира външните сили. След това компресията спира. Продължителността на този процес зависи от масата на звездата и обикновено варира от две до няколкостотин милиона години.

Структурата на звездите предполага много висока температура в техните дълбини, което допринася за непрекъснати термоядрени процеси (водородът, който ги образува, се превръща в хелий). Именно тези процеси са причината за интензивното излъчване на звездите. Времето, за което изразходват наличния запас от водород, се определя от тяхната маса. От това зависи и продължителността на облъчването.

Когато запасите от водород са изчерпани, еволюцията на звездите наближава етапа на формиране.Това се случва по следния начин. След прекратяване на отделянето на енергия, гравитационните сили започват да компресират ядрото. В този случай звездата значително се увеличава по размер. Светимостта също се увеличава, докато процесът продължава, но само в тънък слой на границата на ядрото.

Този процес е придружен от повишаване на температурата на свиващото се хелиево ядро ​​и превръщането на хелиевите ядра във въглеродни ядра.

Предвижда се нашето Слънце да се превърне в червен гигант след осем милиарда години. В същото време радиусът му ще се увеличи с няколко десетки пъти, а светимостта ще се увеличи стотици пъти в сравнение с текущите показатели.

Продължителността на живота на една звезда, както вече беше отбелязано, зависи от нейната маса. Обекти с маса, по-малка от слънчевата, "изразходват" резервите си много икономично, така че могат да светят десетки милиарди години.

Еволюцията на звездите завършва с образуването.Това се случва с тези от тях, чиято маса е близка до масата на Слънцето, т.е. не надвишава 1,2 от него.

Гигантските звезди са склонни бързо да изчерпват своите запаси от ядрено гориво. Това е придружено от значителна загуба на маса, по-специално поради отпадането на външните черупки. В резултат на това остава само постепенно охлаждаща се централна част, в която ядрените реакции са напълно прекратени. С течение на времето такива звезди спират излъчването си и стават невидими.

Но понякога нормалната еволюция и структура на звездите се нарушават. Най-често това се отнася за масивни обекти, които са изчерпали всички видове термоядрено гориво. След това те могат да бъдат превърнати в неутронни, или И колкото повече учените научават за тези обекти, толкова повече нови въпроси възникват.

Звездите, като хората, могат да бъдат новородени, млади, стари. Всеки момент някои звезди умират, а други се образуват. Обикновено най-младите от тях са подобни на Слънцето. Те са в етап на формиране и всъщност представляват протозвезди. Астрономите ги наричат ​​звезди от Т-Телец, на техния прототип. По своите свойства - например светимост - протозвездите са променливи, тъй като тяхното съществуване все още не е навлязло в стабилна фаза. Около много от тях има голямо количество материя. Мощни вятърни течения се излъчват от звезди от тип Т.

Протозвезди: началото на жизнения цикъл

Ако материята попадне върху повърхността на протозвезда, тя бързо изгаря и се превръща в топлина. В резултат на това температурата на протозвездите непрекъснато се повишава. Когато се покачи толкова много, че в центъра на звездата се задействат ядрени реакции, протозвездата придобива статут на обикновена. С началото на ядрените реакции звездата има постоянен източник на енергия, който поддържа нейната жизнена дейност за дълго време. Колко дълъг ще бъде жизненият цикъл на една звезда във Вселената зависи от нейния първоначален размер. Смята се обаче, че звездите с диаметър на Слънцето имат достатъчно енергия, за да съществуват комфортно около 10 милиарда години. Въпреки това се случва дори по-масивните звезди да живеят само няколко милиона години. Това се дължи на факта, че те изгарят горивото си много по-бързо.

Звезди с нормален размер

Всяка от звездите е сноп горещ газ. В техните дълбини непрекъснато протича процесът на генериране на ядрена енергия. Не всички звезди обаче са като Слънцето. Една от основните разлики е в цвета. Звездите са не само жълти, но и синкави, червеникави.

Яркост и осветеност

Те също се различават по такива характеристики като блясък, яркост. Колко ярка ще бъде една звезда, наблюдавана от повърхността на Земята, зависи не само от нейната яркост, но и от разстоянието от нашата планета. Като се има предвид разстоянието до Земята, звездите могат да имат напълно различна яркост. Този показател варира от една десетхилядна от блясъка на Слънцето до яркост, сравнима с повече от един милион слънца.

Повечето от звездите са в долния сегмент на този спектър, тъй като са слаби. В много отношения Слънцето е средна, типична звезда. Въпреки това, в сравнение с други, той има много по-голяма яркост. Голям брой бледи звезди могат да се наблюдават дори с просто око. Причината звездите да се различават по яркост е поради тяхната маса. Цветът, блясъкът и промяната в яркостта с течение на времето се определят от количеството вещество.

Опит за обяснение на жизнения цикъл на звездите

Хората отдавна се опитват да проследят живота на звездите, но първите опити на учените са доста плахи. Първият напредък беше прилагането на закона на Лейн към хипотезата на Хелмхолц-Келвин за гравитационното свиване. Това донесе ново разбиране на астрономията: теоретично температурата на една звезда трябва да се повишава (нейната температура е обратно пропорционална на радиуса на звездата), докато увеличаването на плътността забави процесите на свиване. Тогава потреблението на енергия ще бъде по-високо от приходите му. В този момент звездата ще започне да се охлажда бързо.

Хипотези за живота на звездите

Една от първоначалните хипотези за жизнения цикъл на една звезда е предложена от астронома Норман Локиър. Той вярваше, че звездите възникват от метеорна материя. В същото време разпоредбите на неговата хипотеза се основават не само на наличните теоретични заключения в астрономията, но и на данните от спектралния анализ на звездите. Локиър беше убеден, че химичните елементи, които участват в еволюцията небесни тела, се състоят от елементарни частици - "протоелементи". За разлика от съвременните неутрони, протони и електрони те имат не общ, а индивидуален характер. Например, според Локиър, водородът се разпада на това, което се нарича "протоводород"; желязото става "протожелязо". Други астрономи също се опитаха да опишат жизнения цикъл на звезда, например Джеймс Хопууд, Яков Зелдович, Фред Хойл.

Звезди гиганти и джуджета

По-големите звезди са най-горещите и най-ярките. Обикновено са бели или синкави на вид. Въпреки факта, че имат гигантски размери, горивото в тях изгаря толкова бързо, че го губят само за няколко милиона години.

Малките звезди, за разлика от гигантските, обикновено не са толкова ярки. Те имат червен цвят, живеят достатъчно дълго - милиарди години. Но сред най-ярките звезди в небето има и червени и оранжеви. Пример е звездата Алдебаран – т. нар. „волско око“, разположена в съзвездието Телец; както и в съзвездието Скорпион. Защо тези готини звезди могат да се конкурират по яркост с горещи звезди като Сириус?

Това се дължи на факта, че след като те се разшириха много и по диаметър започнаха да надвишават огромните червени звезди (свръхгиганти). Огромната площ позволява на тези звезди да излъчват порядък повече енергия от Слънцето. И това въпреки факта, че температурата им е много по-ниска. Например диаметърът на Бетелгейзе, разположен в съзвездието Орион, е няколкостотин пъти по-голям от диаметъра на Слънцето. А диаметърът на обикновените червени звезди обикновено не е дори една десета от размера на Слънцето. Такива звезди се наричат ​​джуджета. Всяко небесно тяло може да премине през тези типове жизнен цикъл на звездите - една и съща звезда в различни сегменти от живота си може да бъде както червен гигант, така и джудже.

По правило светила като Слънцето поддържат съществуването си благодарение на водорода вътре. Той се превръща в хелий в ядреното ядро ​​на звездата. Слънцето има огромно количество гориво, но дори то не е безкрайно – през последните пет милиарда години половината от резерва е изразходван.

Животът на звездите. Жизнен цикъл на звездите

След изчерпването на запасите от водород в звездата настъпват сериозни промени. Останалият водород започва да гори не вътре в ядрото му, а на повърхността. В този случай животът на звездата намалява все повече и повече. Цикълът на звездите, поне повечето от тях, в този сегмент преминава в етапа на червен гигант. Размерът на звездата става по-голям, а температурата й, напротив, става по-малка. Така се появяват повечето червени гиганти, както и свръхгигантите. Този процес е част от цялостната последователност от промени, които се случват със звездите, които учените наричат ​​еволюция на звездите. Жизненият цикъл на една звезда включва всички негови етапи: в крайна сметка всички звезди остаряват и умират, а продължителността на тяхното съществуване се определя пряко от количеството гориво. Големи звезди завършват живота си с огромна, грандиозна експлозия. По-скромните, напротив, умират, като постепенно се свиват до размера на бели джуджета. Тогава те просто избледняват.

Колко дълго живее средната звезда? Жизненият цикъл на една звезда може да продължи от по-малко от 1,5 милиона години до 1 милиард години или повече. Всичко това, както беше казано, зависи от неговия състав и размер. Звезди като Слънцето живеят между 10 и 16 милиарда години. Много ярки звезди, като Сириус, живеят сравнително кратко време - само няколкостотин милиона години. Диаграмата на жизнения цикъл на звездата включва следните етапи. Това е молекулярен облак - гравитационен колапс на облака - раждане на свръхнова - еволюция на протозвезда - край на протозвездната фаза. След това следват етапите: началото на етапа на млада звезда - средата на живота - зрялост - етапът на червен гигант - планетарна мъглявина - етапът на бяло джудже. Последните две фази са характерни за малките звезди.

Природата на планетарните мъглявини

И така, разгледахме накратко жизнения цикъл на една звезда. Но какво е? Превръщайки се от огромен червен гигант в бяло джудже, понякога звездите изхвърлят външните си слоеве и тогава ядрото на звездата става голо. Газовата обвивка започва да свети под въздействието на енергията, излъчвана от звездата. Този етап получи името си поради факта, че светещите газови мехурчета в тази обвивка често изглеждат като дискове около планети. Но всъщност те нямат нищо общо с планетите. Жизненият цикъл на звездите за деца може да не включва всички научни подробности. Могат да се опишат само основните фази на еволюцията на небесните тела.

звездни купове

Астрономите много обичат да изследват.Има хипотеза, че всички светила се раждат именно в групи, а не един по един. Тъй като звездите, принадлежащи към един и същи куп, имат сходни свойства, разликите между тях са верни, а не се дължат на разстоянието до Земята. Каквито и промени да правят тези звезди, те започват по едно и също време и при еднакви условия. Особено много знания могат да бъдат получени чрез изучаване на зависимостта на техните свойства от масата. В края на краищата възрастта на звездите в куповете и разстоянието им от Земята са приблизително еднакви, така че те се различават само по този показател. Клъстерите ще представляват интерес не само за професионални астрономи - всеки любител ще се радва да направи красива снимка, да се възхищава на изключително красивата им гледка в планетариума.

Образува се от кондензация на междузвездната среда. Чрез наблюдения беше възможно да се определи, че звездите са възникнали по различно време и възникват до днес.

Основният проблем в еволюцията на звездите е въпросът за произхода на тяхната енергия, поради което те светят и излъчват огромно количество енергия. Преди това бяха представени много теории, предназначени да идентифицират източниците на звездна енергия. Смяташе се, че непрекъснатият източник на звездна енергия е непрекъснатото компресиране. Този източник със сигурност е добър, но не може да поддържа адекватно излъчване за дълго време. В средата на 20-ти век отговорът на този въпрос е намерен. Източникът на радиация са реакциите на термоядрен синтез. В резултат на тези реакции водородът се превръща в хелий, а освободената енергия преминава през недрата на звездата, трансформира се и се излъчва в световното пространство (заслужава да се отбележи, че колкото по-висока е температурата, толкова по-бързи са тези реакции; т.е. защо горещите масивни звезди напускат главната последователност по-бързо).

Сега си представете появата на звезда...

Облак от междузвезден газ и прахова среда започна да се кондензира. От този облак се образува доста плътна газова топка. Налягането вътре в топката все още не е в състояние да балансира силите на привличане, така че тя ще се свие (може би по това време около звездата се образуват съсиреци с по-малка маса, които в крайна сметка се превръщат в планети). При компресиране температурата се повишава. Така звездата постепенно се установява на основната последователност. Тогава налягането на газа вътре в звездата балансира привличането и протозвездата се превръща в звезда.

Ранният етап от еволюцията на една звезда е много малък и по това време звездата е потопена в мъглявина, така че е много трудно да се открие протозвезда.

Превръщането на водорода в хелий става само в централните области на звездата. Във външните слоеве съдържанието на водород остава практически непроменено. Тъй като количеството водород е ограничено, рано или късно той изгаря. Освобождаването на енергия в центъра на звездата спира и ядрото на звездата започва да се свива, а обвивката да се раздува. Освен това, ако звездата е по-малка от 1,2 слънчеви маси, тя изхвърля външния слой (образуването на планетарна мъглявина).

След като обвивката се отдели от звездата, нейните вътрешни много горещи слоеве се отварят и междувременно черупката се отдалечава все повече и повече. След няколко десетки хиляди години черупката ще се разпадне и ще остане само много гореща и плътна звезда, която постепенно се охлажда, ще се превърне в бяло джудже. Постепенно изстивайки, те се превръщат в невидими черни джуджета. Черните джуджета са много плътни и студени звезди, малко по-големи от Земята, но с маса, сравнима с тази на слънцето. Процесът на охлаждане на белите джуджета продължава няколкостотин милиона години.

Ако масата на една звезда е от 1,2 до 2,5 слънчеви, тогава такава звезда ще експлодира. Тази експлозия се нарича свръхнова. Една избухнала звезда за няколко секунди увеличава яркостта си стотици милиони пъти. Такива огнища са изключително редки. В нашата Галактика експлозия на свръхнова се случва приблизително веднъж на всеки сто години. След такава светкавица остава мъглявина, която има голямо радиоизлъчване и също се разпръсква много бързо, и така наречената неутронна звезда (повече за това по-късно). В допълнение към огромното радиоизлъчване, такава мъглявина ще бъде източник и на рентгеново лъчение, но това лъчение се абсорбира от земната атмосфера, така че може да се наблюдава само от космоса.

Има няколко хипотези за причината за звездните експлозии (свръхнови), но все още няма общоприета теория. Има предположение, че това се дължи на твърде бързия спад на вътрешните слоеве на звездата към центъра. Звездата бързо се свива до катастрофално малки размери от около 10 km, а плътността й в това състояние е 10 17 kg/m 3, което е близко до плътността на атомно ядро. Тази звезда се състои от неутрони (докато електроните изглеждат пресовани в протони), поради което се нарича "НЕУТРОН". Първоначалната му температура е около милиард келвина, но в бъдеще бързо ще се охлади.

Тази звезда, поради малкия си размер и бързо охлаждане, дълго време се смяташе за невъзможна за наблюдение. Но след известно време бяха открити пулсари. Тези пулсари се оказаха неутронни звезди. Наречени са така заради краткотрайното излъчване на радиоимпулси. Тези. звездата сякаш мига. Това откритие е направено съвсем случайно и не толкова отдавна, а именно през 1967 г. Тези периодични импулси се дължат на факта, че при много бързо въртене покрай нашия поглед, конусът на магнитната ос постоянно трепти, което образува ъгъл с оста на въртене.

Пулсар може да бъде открит за нас само при условия на ориентация на магнитната ос и това е приблизително 5% от общия им брой. Някои пулсари не се намират в радио мъглявините, тъй като мъглявините се разсейват относително бързо. След сто хиляди години тези мъглявини престават да се виждат и възрастта на пулсарите се оценява на десетки милиони години.

Ако масата на една звезда надвишава 2,5 слънчеви маси, тогава в края на своето съществуване тя ще се срине в себе си и ще бъде смачкана от собствената си тежест. След няколко секунди ще се превърне в точка. Това явление беше наречено "гравитационен колапс", а този обект също беше наречен "черна дупка".

От всичко казано по-горе става ясно, че крайният етап от еволюцията на звездата зависи от нейната маса, но също така е необходимо да се вземе предвид неизбежната загуба на тази маса и въртене.

Изследването на еволюцията на звездите е невъзможно чрез наблюдение само на една звезда - много промени в звездите протичат твърде бавно, за да бъдат забелязани дори след много векове. Затова учените изучават много звезди, всяка от които е на определен етап от своя жизнен цикъл. През последните няколко десетилетия моделирането на структурата на звездите с помощта на компютърни технологии стана широко разпространено в астрофизиката.

Енциклопедичен YouTube

1 / 5

✪ Звезди и звездна еволюция (казва астрофизикът Сергей Попов)

✪ Звезди и звездна еволюция (разказано от Сергей Попов и Илгонис Вилкс)

✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"

✪ Звездна еволюция. Еволюцията на синия гигант за 3 минути

✪ Сурдин В.Г. Звездна еволюция част 1

субтитри

Термоядрен синтез във вътрешността на звездите

млади звезди

Процесът на звездообразуване може да бъде описан по единен начин, но следващите етапи от еволюцията на звездата зависят почти изцяло от нейната маса и едва в самия край на еволюцията на звездата нейният химичен състав може да играе роля.

Млади звезди с ниска маса

Млади звезди с ниска маса (до три слънчеви маси) [ ] , които са по пътя към главната последователност , са напълно конвективни, - процесът на конвекция обхваща цялото тяло на звездата. Това все още са всъщност протозвезди, в центровете на които тепърва започват ядрени реакции и цялото излъчване се дължи главно на гравитационното компресиране. Докато се установи хидростатично равновесие, светимостта на звездата намалява при постоянна ефективна температура. В диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел такива звезди образуват почти вертикална писта, наречена писта на Хаяши. Тъй като свиването се забавя, младата звезда се доближава до основната последователност. Обекти от този тип са свързани със звезди от типа T Телец.

По това време при звезди с маса, по-голяма от 0,8 слънчеви маси, ядрото става прозрачно за радиация и преносът на радиационна енергия в ядрото става преобладаващ, тъй като конвекцията все повече се възпрепятства от нарастващото уплътняване на звездната материя. Във външните слоеве на звездното тяло преобладава конвективният пренос на енергия.

Не е известно със сигурност какви характеристики имат звездите с по-ниска маса по време на удара в главната последователност, тъй като времето, което тези звезди прекарват в младата категория, надвишава възрастта на Вселената [ ] . Всички идеи за еволюцията на тези звезди се основават само на числени изчисления и математическо моделиране.

Когато звездата се свие, налягането на изродения електронен газ започва да се увеличава и когато се достигне определен радиус на звездата, свиването спира, което води до спиране на по-нататъшното повишаване на температурата в ядрото на звездата, причинено от свиването, и след това до неговото намаляване. За звезди с по-малко от 0,0767 слънчеви маси това не се случва: енергията, освободена по време на ядрени реакции, никога няма да бъде достатъчна, за да балансира вътрешното налягане и гравитационното свиване. Такива "подзвезди" излъчват повече енергия, отколкото се произвежда в процеса на термоядрени реакции, и принадлежат към така наречените кафяви джуджета. Тяхната съдба е постоянно свиване, докато налягането на изродения газ го спре, и след това постепенно охлаждане с прекратяване на всички реакции на синтез, които са започнали.

Млади звезди с междинна маса

Млади звезди с междинна маса (от 2 до 8 слънчеви маси) [ ] се развиват качествено точно по същия начин като техните по-малки сестри и братя, с изключение на това, че нямат конвективни зони до главната последователност.

Обектите от този тип са свързани с т.нар. Ae\Be Звездите на Хербиг са неправилни променливи от спектрален клас B-F0. Те също имат дискове и биполярни дюзи. Скоростта на изтичане на материя от повърхността, осветеността и ефективната температура са значително по-високи, отколкото за T Taurus, така че те ефективно нагряват и разпръскват остатъците от протозвездния облак.

Млади звезди с маса над 8 слънчеви маси

Звездите с такива маси вече имат характеристиките на нормалните звезди, тъй като са преминали всички междинни етапи и са успели да постигнат такава скорост на ядрени реакции, която компенсира загубата на енергия от радиация, докато масата е натрупана за постигане на хидростатично равновесие на сърцевината. За тези звезди изтичането на маса и светимост са толкова големи, че не само спират гравитационния колапс на външните области на молекулярния облак, които все още не са станали част от звездата, но, напротив, ги разпръскват. Така масата на образуваната звезда е значително по-малка от масата на протозвездния облак. Най-вероятно това обяснява липсата на звезди с маса, по-голяма от около 300 слънчеви маси в нашата галактика.

среден жизнен цикъл на звезда

Звездите се предлагат в голямо разнообразие от цветове и размери. Те варират в спектрален тип от горещо синьо до студено червено и в маса от 0,0767 до около 300 слънчеви маси, според последните оценки. Светимостта и цветът на звездата зависят от температурата на нейната повърхност, която от своя страна се определя от нейната маса. Всички нови звезди "заемат своето място" в главната последователност според техния химичен състав и маса. Тук, разбира се, не става дума за физическото движение на звездата, а само за нейното положение върху посочената диаграма, което зависи от параметрите на звездата. Всъщност движението на звезда по диаграмата съответства само на промяна в параметрите на звездата.

Термоядреното "изгаряне" на материята, възобновено на ново ниво, предизвиква чудовищно разширяване на звездата. Звездата се "издува", става много "хлабава", а размерът й се увеличава около 100 пъти. Така звездата се превръща в червен гигант, а фазата на изгаряне на хелий продължава около няколко милиона години. Почти всички червени гиганти са променливи звезди.

Последните етапи на еволюцията на звездите

Стари звезди с ниска маса

Понастоящем не е известно със сигурност какво се случва с леките звезди след изчерпване на запасите от водород в техните вътрешности. Тъй като възрастта на Вселената е 13,7 милиарда години, което не е достатъчно, за да изчерпи запасите от водородно гориво в такива звезди, съвременни теориисе основават на компютърна симулация на процесите, протичащи в такива звезди.

Някои звезди могат да синтезират хелий само в някои активни зони, което причинява тяхната нестабилност и силни звездни ветрове. В този случай не се образува планетарна мъглявина и звездата само се изпарява, ставайки дори по-малка от кафяво джудже [ ] .

Звезда с маса по-малка от 0,5 слънчева маса не е в състояние да преобразува хелий дори след прекратяване на реакции, включващи водород в нейното ядро ​​- масата на такава звезда е твърде малка, за да осигури нова фаза на гравитационно компресиране до степен, достатъчна за " запалване" хелий. Тези звезди включват червени джуджета, като Проксима Кентавър, чийто живот в основната последователност варира от десетки милиарди до десетки трилиони години. След прекратяване на термоядрените реакции в техните ядра, те, постепенно охлаждайки се, ще продължат да излъчват слабо в инфрачервения и микровълновия диапазон на електромагнитния спектър.

средно големи звезди

При достигане звезда със среден размер (от 0,4 до 3,4 слънчеви маси) [ ] на фазата на червения гигант, водородът завършва в ядрото му и започват реакциите на синтез на въглерод от хелий. Този процес протича при по-високи температури и следователно енергийният поток от ядрото се увеличава и в резултат на това външните слоеве на звездата започват да се разширяват. Началото на синтеза на въглерод бележи нов етап в живота на една звезда и продължава известно време. За звезда, близка до размера на Слънцето, този процес може да отнеме около милиард години.

Промените в количеството излъчена енергия карат звездата да преминава през периоди на нестабилност, включително промени в размера, повърхностната температура и освобождаването на енергия. Освобождаването на енергия се измества към нискочестотно излъчване. Всичко това е придружено от нарастваща загуба на маса поради силни звездни ветрове и интензивни пулсации. Звездите в тази фаза се наричат ​​"звезди от късен тип" (също "звезди в пенсия"), OH-IR звездиили подобни на Мира звезди, в зависимост от точните им характеристики. Изхвърленият газ е сравнително богат на тежки елементи, произведени във вътрешността на звездата, като кислород и въглерод. Газът образува разширяваща се обвивка и се охлажда, докато се отдалечава от звездата, което позволява образуването на прахови частици и молекули. При силно инфрачервено лъчение от звездата източник в такива черупки се формират идеални условия за активиране на космическите мазери.

Реакциите на синтез на хелий са много чувствителни към температурата. Понякога това води до голяма нестабилност. Възникват най-силни пулсации, които в резултат дават на външните слоеве достатъчно ускорение, за да бъдат изхвърлени и превърнати в планетарна мъглявина. В центъра на такава мъглявина остава голото ядро ​​на звездата, в което термоядрените реакции спират и, докато се охлажда, се превръща в хелиево бяло джудже, като правило, с маса до 0,5-0,6 слънчева маси и диаметър от порядъка на диаметъра на Земята.

По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват своята еволюция чрез свиване, докато налягането на изродените електрони балансира гравитацията. В това състояние, когато размерът на звездата намалява с коефициент сто и плътността става милион пъти по-висока от тази на водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, постепенно охлаждайки се, се превръща в невидимо черно джудже.

При звезди, по-масивни от Слънцето, налягането на изродените електрони не може да спре по-нататъшното компресиране на ядрото и електроните започват да се „притискат“ в атомните ядра, което превръща протоните в неутрони, между които няма сила на електростатично отблъскване. Такава неутронизация на материята води до факта, че размерът на звездата, която сега всъщност е едно огромно атомно ядро, се измерва на няколко километра, а плътността е 100 милиона пъти по-висока от плътността на водата. Такъв обект се нарича неутронна звезда; неговото равновесие се поддържа от налягането на изродената неутронна материя.

свръхмасивни звезди

След като звезда с маса по-голяма от пет слънчеви маси навлезе в стадия на червен свръхгигант, ядрото й започва да се свива под въздействието на гравитационните сили. С увеличаването на компресията температурата и плътността се увеличават и започва нова последователност от термоядрени реакции. При такива реакции се синтезират все по-тежки елементи: хелий, въглерод, кислород, силиций и желязо, което временно възпира разпадането на ядрото.

В резултат на това, тъй като се образуват все повече и повече тежки елементи от периодичната таблица, желязо-56 се синтезира от силиций. На този етап по-нататъшният екзотермичен термоядрен синтез става невъзможен, тъй като ядрото на желязо-56 има максимален дефект на масата и образуването на по-тежки ядра с освобождаване на енергия е невъзможно. Следователно, когато желязното ядро ​​на звезда достигне определен размер, налягането в него вече не е в състояние да издържи тежестта на горните слоеве на звездата и настъпва незабавен колапс на ядрото с неутронизация на нейното вещество.

Какво се случва след това все още не е напълно ясно, но, така или иначе, протичащите процеси за секунди водят до експлозия на свръхнова с невероятна сила.

Силните струи неутрино и въртящото се магнитно поле изтласкват по-голямата част от материала, натрупан от звездата [ ] - така наречените елементи за сядане, включително железни и по-леки елементи. Разширяващата се материя е бомбардирана от неутрони, излъчвани от звездното ядро, улавяйки ги и по този начин създавайки набор от елементи, по-тежки от желязото, включително радиоактивни, до уран (и вероятно дори Калифорния). По този начин експлозиите на свръхнови обясняват наличието на елементи, по-тежки от желязото, в междузвездната материя, но това не е единственият възможен начин за тяхното образуване, което например се демонстрира от технециевите звезди.

взривна вълна и струи от неутрино отнасят материята далеч от умираща звезда [ ] в междузвездното пространство. Впоследствие, докато се охлажда и пътува през космоса, този материал от свръхнова може да се сблъска с други космически „скрап“ и евентуално да участва във формирането на нови звезди, планети или спътници.

Процесите, протичащи по време на образуването на свръхнова, все още се изучават и засега този въпрос не е ясен. Също така под въпрос е моментът какво всъщност остава от оригиналната звезда. Разглеждат се обаче два варианта: неутронни звезди и черни дупки.

неутронни звезди

Известно е, че при някои свръхнови силната гравитация във вътрешността на свръхгиганта кара електроните да се абсорбират от атомното ядро, където те, сливайки се с протоните, образуват неутрони. Този процес се нарича неутронизация. Електромагнитните сили, разделящи близките ядра, изчезват. Сега ядрото на звездата е плътна топка от атомни ядра и отделни неутрони.

Такива звезди, известни като неутронни звезди, са изключително малки - не по-големи от голям град - и имат невъобразимо висока плътност. Техният орбитален период става изключително кратък, когато размерът на звездата намалява (поради запазването на ъгловия момент). Някои неутронни звезди правят 600 оборота в секунда. За някои от тях ъгълът между вектора на излъчване и оста на въртене може да бъде такъв, че Земята да попадне в конуса, образуван от това излъчване; в този случай е възможно да се запише радиационен импулс, който се повтаря на интервали от време, равни на периода на въртене на звездата. Такива неутронни звезди бяха наречени "пулсари" и станаха първите открити неутронни звезди.

Черни дупки

Не всички звезди, преминали фазата на експлозия на свръхнова, стават неутронни звезди. Ако звездата има достатъчно голяма маса, тогава колапсът на такава звезда ще продължи и самите неутрони ще започнат да падат навътре, докато нейният радиус стане по-малък от радиуса на Шварцшилд. След това звездата става Черна дупка.

Съществуването на черни дупки е предсказано от общата теория на относителността. Според тази теория,

Заема точка в горния десен ъгъл: има голяма светимост и ниска температура. Основното лъчение възниква в инфрачервения диапазон. До нас достига радиация от студената прахова обвивка. В процеса на еволюция позицията на звездата на диаграмата ще се промени. Единственият източник на енергия на този етап е гравитационното свиване. Следователно звездата се движи доста бързо успоредно на оста y.

Температурата на повърхността не се променя, но радиусът и осветеността намаляват. Температурата в центъра на звездата се повишава, достигайки стойност, при която започват реакции с леки елементи: литий, берилий, бор, които бързо изгарят, но успяват да забавят компресията. Трасето се завърта успоредно на оста y, температурата на повърхността на звездата се повишава, а светимостта остава почти постоянна. И накрая, в центъра на звездата започват реакциите на образуване на хелий от водород (изгаряне на водород). Звездата влиза в основната последователност.

Продължителността на началния етап се определя от масата на звездата. За звезди като Слънцето е около 1 милион години, за звезда с маса 10 М☉ около 1000 пъти по-малък и за звезда с маса 0,1 М☉ хиляди пъти повече.

Млади звезди с ниска маса

В началото на своята еволюция звездата с ниска маса има лъчисто ядро ​​и конвективна обвивка (фиг. 82, I).

На етапа на основната последователност звездата свети поради освобождаването на енергия в ядрените реакции на превръщането на водорода в хелий. Доставянето на водород осигурява светимостта на звезда с маса 1 М☉ Приблизително в рамките на 10 10 години. Звездите с по-голяма маса консумират водород по-бързо: например звезда с маса 10 М☉ ще изразходва водород за по-малко от 10 7 години (осветеността е пропорционална на четвъртата степен на масата).

звезди с малка маса

Тъй като водородът изгаря, централните области на звездата са силно компресирани.

Звезди с голяма маса

След навлизане в главната последователност, еволюцията на звезда с голяма маса (>1.5 М☉) се определя от условията на изгаряне на ядрено гориво във вътрешността на звездата. На етапа на основната последователност това е изгарянето на водород, но за разлика от звездите с ниска маса, в ядрото доминират реакциите на цикъла въглерод-азот. В този цикъл С и N атомите играят ролята на катализатори. Скоростта на освобождаване на енергия в реакциите на такъв цикъл е пропорционална на T 17 . Следователно в ядрото се образува конвективно ядро, заобиколено от зона, в която преносът на енергия се извършва чрез излъчване.

Светимостта на звездите с голяма маса е много по-висока от яркостта на Слънцето и водородът се изразходва много по-бързо. Това се дължи на факта, че температурата в центъра на такива звезди също е много по-висока.

Тъй като делът на водорода в веществото на конвективното ядро ​​намалява, скоростта на освобождаване на енергия намалява. Но тъй като скоростта на освобождаване се определя от осветеността, ядрото започва да се свива и скоростта на освобождаване на енергия остава постоянна. В същото време звездата се разширява и преминава в областта на червените гиганти.

звезди с малка маса

Докато водородът изгори напълно, в центъра на звезда с ниска маса се образува малко хелиево ядро. В ядрото плътността на материята и температурата достигат съответно 10 9 kg/m и 10 8 K. Изгарянето на водород става на повърхността на ядрото. Тъй като температурата в ядрото се повишава, скоростта на изгаряне на водорода се увеличава и светимостта се увеличава. Лъчистата зона постепенно изчезва. И поради увеличаването на скоростта на конвективните потоци, външните слоеве на звездата се издуват. Размерът и светимостта му се увеличават - звездата се превръща в червен гигант (фиг. 82, II).

Звезди с голяма маса

Когато водородът на звезда с голяма маса е напълно изчерпан, в ядрото започва тройна реакция на хелий и в същото време реакцията на образуване на кислород (3He => C и C + He => 0). В същото време водородът започва да гори на повърхността на хелиевото ядро. Появява се източникът на първия слой.

Запасът от хелий се изчерпва много бързо, тъй като при описаните реакции във всеки елементарен акт се отделя относително малко енергия. Картината се повтаря и в звездата се появяват двуслойни източници и реакцията C + C => Mg започва в ядрото.

Еволюционният път в този случай се оказва много сложен (фиг. 84). В диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел звездата се движи по последователността от гиганти или (с много голяма маса в областта на свръхгиганта) периодично се превръща в цефей.

Стари звезди с ниска маса

В звезда с малка маса в крайна сметка скоростта на конвективния поток на едно ниво достига секундата космическа скорост, черупката се откъсва и звездата се превръща в бяло джудже, заобиколено от планетарна мъглявина.

Еволюционният път на звезда с ниска маса върху диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел е показан на фигура 83.

Смърт на звезди с голяма маса

В края на еволюцията звезда с голяма маса има много сложна структура. Всеки слой има свой собствен химичен състав, ядрените реакции протичат в няколко слоя източника, а в центъра се образува желязно ядро ​​(фиг. 85).

Ядрените реакции с желязо не протичат, тъй като изискват разход (а не освобождаване) на енергия. Поради това желязното ядро ​​се компресира бързо, температурата и плътността в него се увеличават, достигайки фантастични стойности - температура от 10 9 K и налягане от 10 9 kg / m 3. материал от сайта

В този момент започват два най-важни процеса, протичащи в ядрото едновременно и много бързо (очевидно за минути). Първият е, че по време на сблъсъка на ядра атомите на желязото се разпадат на 14 атома хелий, вторият е, че електроните се „пресоват“ в протони, образувайки неутрони. И двата процеса са свързани с усвояване на енергия, а температурата в ядрото (също и налягането) пада моментално. Външните слоеве на звездата започват да падат към центъра.

Падането на външните слоеве води до рязко повишаване на температурата в тях. Водородът, хелият, въглеродът започват да горят. Това е придружено от мощен поток от неутрони, който идва от централното ядро. В резултат на това възниква мощна ядрена експлозия, която изхвърля външните слоеве на звездата, които вече съдържат всички тежки елементи, до калифорний. Според съвременните възгледи всички атоми на тежки химични елементи (т.е. по-тежки от хелия) са се образували във Вселената именно при изригвания