Kaip vystosi žvaigždės? Žvaigždžių evoliucija – kaip tai veikia Kas yra žvaigždžių evoliucija

Kaip ir visi gamtos kūnai, žvaigždės taip pat negali likti nepakitusios. Jie gimsta, vystosi ir galiausiai „miršta“. Žvaigždžių evoliucija trunka milijardus metų, tačiau diskutuojama dėl jų susidarymo laiko. Anksčiau astronomai manė, kad jų „gimimo“ iš žvaigždžių dulkių procesas užtruko milijonus metų, tačiau ne taip seniai buvo gautos dangaus regiono nuotraukos iš Didžiojo Oriono ūko. Per kelerius metus nedidelis

1947 m. nuotraukose šioje vietoje buvo matyti nedidelė į žvaigždes panašių objektų grupė. 1954 metais kai kurie jų jau buvo pailgi, o po penkerių metų šie objektai suskilo į atskirus. Taigi pirmą kartą žvaigždės gimimo procesas vyko tiesiogine prasme astronomų akyse.

Išsamiai pažvelkime į žvaigždžių struktūrą ir evoliuciją, kur prasideda ir baigiasi jų begalinis gyvenimas pagal žmogiškuosius standartus.

Tradiciškai mokslininkai mano, kad žvaigždės susidaro kondensuojantis dujų ir dulkių debesims. Gravitacinių jėgų įtakoje iš susidariusių debesų susidaro nepermatomas debesis. dujų kamuoliukas, tankios struktūros. Jo vidinis slėgis negali subalansuoti jį suspaudžiančių gravitacinių jėgų. Palaipsniui rutulys susitraukia tiek, kad pakyla žvaigždės vidaus temperatūra, o rutulio viduje esančių karštų dujų slėgis subalansuoja išorines jėgas. Po to suspaudimas sustoja. Šio proceso trukmė priklauso nuo žvaigždės masės ir paprastai svyruoja nuo dviejų iki kelių šimtų milijonų metų.

Žvaigždžių struktūra reiškia labai aukštą temperatūrą jų šerdyje, o tai prisideda prie nenutrūkstamų termobranduolinių procesų (jas formuojantis vandenilis virsta heliu). Būtent šie procesai ir sukelia intensyvią žvaigždžių spinduliuotę. Laikas, per kurį jie sunaudoja turimą vandenilio atsargą, priklauso nuo jų masės. Nuo to priklauso ir spinduliavimo trukmė.

Kai vandenilio atsargos išsenka, žvaigždžių evoliucija artėja prie formavimosi stadijos.Tai vyksta taip. Nutrūkus energijos išleidimui, gravitacinės jėgos pradeda spausti šerdį. Tuo pačiu metu žvaigždė žymiai padidėja. Šviesumas taip pat didėja, kai procesas tęsiasi, bet tik plonu sluoksniu ties šerdies riba.

Šį procesą lydi susitraukiančios helio šerdies temperatūros padidėjimas ir helio branduolių pavertimas anglies branduoliais.

Prognozuojama, kad mūsų Saulė per aštuonis milijardus metų gali tapti raudonuoju milžinu. Jo spindulys padidės kelias dešimtis kartų, o šviesumas – šimtus kartų, palyginti su dabartiniais lygiais.

Žvaigždės gyvenimo trukmė, kaip jau minėta, priklauso nuo jos masės. Objektai, kurių masė mažesnė už Saulę, savo atsargas „išnaudoja“ labai ekonomiškai, todėl gali šviesti dešimtis milijardų metų.

Žvaigždžių evoliucija baigiasi formavimusi.Taip nutinka toms iš jų, kurių masė artima Saulės masei, t.y. neviršija 1,2 jo.

Milžiniškos žvaigždės linkusios greitai išeikvoti savo branduolinio kuro atsargas. Tai lydi didelis masės praradimas, ypač dėl išorinių apvalkalų išsiliejimo. Dėl to lieka tik palaipsniui vėsstanti centrinė dalis, kurioje branduolinės reakcijos visiškai sustojo. Laikui bėgant tokios žvaigždės nustoja skleistis ir tampa nematomos.

Tačiau kartais normali žvaigždžių evoliucija ir struktūra sutrinka. Dažniausiai tai susiję su didžiuliais objektais, kurie išnaudojo visų rūšių termobranduolinį kurą. Tada jie gali būti paversti neutronais arba Ir kuo daugiau mokslininkų sužino apie šiuos objektus, tuo daugiau kyla naujų klausimų.

Žvaigždės, kaip ir žmonės, gali būti naujagimiai, jaunos, senos. Kiekvieną akimirką vienos žvaigždės miršta, o kitos susidaro. Paprastai jauniausi iš jų yra panašūs į Saulę. Jie yra formavimosi stadijoje ir iš tikrųjų yra protožvaigždės. Astronomai jas vadina T-Tauro žvaigždėmis pagal jų prototipą. Pagal savo savybes, pavyzdžiui, šviesumą, protožvaigždės yra kintamos, nes jų egzistavimas dar neįžengė į stabilią fazę. Daugelį jų supa daug medžiagos. Galingos vėjo srovės sklinda iš T tipo žvaigždžių.

Protosžvaigždės: jų gyvavimo ciklo pradžia

Jei materija nukrenta ant protožvaigždės paviršiaus, ji greitai sudega ir virsta šiluma. Dėl to protožvaigždžių temperatūra nuolat kyla. Kai ji pakyla taip aukštai, kad žvaigždės centre suveikia branduolinės reakcijos, protožvaigždė įgyja paprastos statusą. Prasidėjus branduolinėms reakcijoms, žvaigždė turi nuolatinį energijos šaltinį, kuris palaiko jos gyvybę ilgą laiką. Kiek truks žvaigždės gyvavimo ciklas Visatoje, priklauso nuo pradinio jos dydžio. Tačiau manoma, kad Saulės skersmens žvaigždės turi pakankamai energijos patogiai egzistuoti maždaug 10 milijardų metų. Nepaisant to, pasitaiko ir taip, kad net masyvesnės žvaigždės gyvena vos kelis milijonus metų. Taip yra dėl to, kad jie kurą sudegina daug greičiau.

Normalaus dydžio žvaigždės

Kiekviena iš žvaigždžių yra karštų dujų gumulas. Jų gelmėse nuolat vyksta branduolinės energijos gamybos procesas. Tačiau ne visos žvaigždės yra panašios į saulę. Vienas iš pagrindinių skirtumų yra spalva. Žvaigždės yra ne tik geltonos, bet ir melsvos bei rausvos spalvos.

Ryškumas ir šviesumas

Jie taip pat skiriasi tokiomis savybėmis kaip blizgesys ir ryškumas. Kiek ryški bus žvaigždė, stebima nuo Žemės paviršiaus, priklauso ne tik nuo jos šviesumo, bet ir nuo atstumo nuo mūsų planetos. Atsižvelgiant į jų atstumą nuo Žemės, žvaigždės gali turėti visiškai skirtingą ryškumą. Šis indikatorius svyruoja nuo vienos dešimtosios tūkstantosios Saulės spindesio iki šviesumo, prilygstamo daugiau nei milijonui Saulės.

Dauguma žvaigždžių yra apatinėje šio spektro dalyje, nes yra neryškios. Daugeliu atžvilgių Saulė yra vidutinė, tipiška žvaigždė. Tačiau, palyginti su kitais, jis turi daug didesnį ryškumą. Net plika akimi galima stebėti daugybę neryškių žvaigždžių. Žvaigždžių ryškumas skiriasi dėl jų masės. Spalvą, blizgesį ir ryškumo pokyčius laikui bėgant lemia medžiagos kiekis.

Bandoma paaiškinti žvaigždžių gyvavimo ciklą

Žmonės jau seniai bandė atsekti žvaigždžių gyvenimą, tačiau pirmieji mokslininkų bandymai buvo gana nedrąsūs. Pirmasis žingsnis buvo Lane'o dėsnio taikymas Helmholtzo-Kelvino gravitacinio susitraukimo hipotezei. Tai atnešė naują supratimą į astronomiją: teoriškai žvaigždės temperatūra turėtų didėti (jos indikatorius yra atvirkščiai proporcingas žvaigždės spinduliui), kol tankio padidėjimas sulėtins suspaudimo procesus. Tada energijos sąnaudos bus didesnės nei pajamos. Šiuo metu žvaigždė pradės greitai atvėsti.

Hipotezės apie žvaigždžių gyvenimą

Vieną iš pirminių hipotezių apie žvaigždės gyvavimo ciklą pasiūlė astronomas Normanas Lockyeris. Jis tikėjo, kad žvaigždės kyla iš meteorinės medžiagos. Be to, jo hipotezės nuostatos buvo pagrįstos ne tik teorinėmis astronomijos išvadomis, bet ir žvaigždžių spektrinės analizės duomenimis. Lockyeris buvo įsitikinęs, kad evoliucijoje dalyvauja cheminiai elementai dangaus kūnai, susideda iš elementariųjų dalelių – „protoelementų“. Skirtingai nuo šiuolaikinių neutronų, protonų ir elektronų, jie turi ne bendrą, o individualų charakterį. Pavyzdžiui, pasak Lockyer, vandenilis skyla į vadinamąjį „protovandenilį“; geležis tampa „proto-geležimi“. Kiti astronomai taip pat bandė apibūdinti žvaigždės gyvavimo ciklą, pavyzdžiui, Jamesas Hopwoodas, Yakovas Zeldovičius, Fredas Hoyle'as.

Milžiniškos žvaigždės ir nykštukinės žvaigždės

Didesnės žvaigždės yra karščiausios ir ryškiausios. Paprastai jie yra balti arba melsvi. Nepaisant to, kad jie yra milžiniško dydžio, jų viduje esantis kuras sudega taip greitai, kad jų atimama vos per kelis milijonus metų.

Mažos žvaigždės, priešingai nei milžiniškos, paprastai nėra tokios ryškios. Jie yra raudonos spalvos ir gyvena pakankamai ilgai – milijardus metų. Tačiau tarp ryškių žvaigždžių danguje yra ir raudonų bei oranžinių. Pavyzdys yra žvaigždė Aldebaranas - vadinamoji „jaučio akis“, esanti Tauro žvaigždyne; o taip pat Skorpiono žvaigždyne. Kodėl šios šaunios žvaigždės gali konkuruoti ryškumu su karštomis žvaigždėmis, tokiomis kaip Sirijus?

Taip yra dėl to, kad jie kažkada labai išsiplėtė, o jų skersmuo pradėjo viršyti didžiules raudonas žvaigždes (supergiantus). Didžiulis plotas leidžia šioms žvaigždėms išmesti daugiau energijos nei Saulė. Taip yra nepaisant to, kad jų temperatūra yra daug žemesnė. Pavyzdžiui, Betelgeuse, esančios Oriono žvaigždyne, skersmuo yra kelis šimtus kartų didesnis už Saulės skersmenį. O paprastų raudonųjų žvaigždžių skersmuo dažniausiai nesiekia nė dešimtadalio Saulės dydžio. Tokios žvaigždės vadinamos nykštukais. Kiekvienas dangaus kūnas gali pereiti tokio tipo žvaigždžių gyvavimo ciklus – ta pati žvaigždė skirtingais savo gyvenimo tarpsniais gali būti ir raudonoji milžinė, ir nykštukė.

Paprastai tokie šviestuvai kaip Saulė palaiko savo egzistavimą dėl viduje esančio vandenilio. Žvaigždės branduolio viduje jis virsta heliu. Saulė turi didžiulį kuro kiekį, bet net ir jis nėra begalinis – per pastaruosius penkis milijardus metų buvo išnaudota pusė kuro.

Žvaigždžių gyvenimas. Žvaigždžių gyvenimo ciklas

Kai vandenilio atsargos žvaigždės viduje išsenka, įvyksta dideli pokyčiai. Likęs vandenilis pradeda degti ne jo šerdyje, o paviršiuje. Tuo pačiu metu žvaigždės gyvenimo trukmė vis trumpėja. Šiuo laikotarpiu žvaigždžių ciklas, bent jau dauguma jų, patenka į raudonojo milžino stadiją. Žvaigždės dydis tampa didesnis, o jos temperatūra, priešingai, mažėja. Taip atsiranda dauguma raudonųjų milžinų ir supergigantų. Šis procesas yra bendros žvaigždėse vykstančių pokyčių sekos, kurią mokslininkai vadina žvaigždžių evoliucija, dalis. Žvaigždės gyvavimo ciklas apima visas jo stadijas: galiausiai visos žvaigždės sensta ir miršta, o jų egzistavimo trukmę tiesiogiai lemia kuro kiekis. Didžiosios žvaigždės baigia savo gyvenimą didžiuliu įspūdingu sprogimu. Kuklesnės, atvirkščiai, miršta, pamažu susitraukdamos iki baltųjų nykštukų dydžio. Tada jie tiesiog išnyksta.

Kiek gyvena vidutinė žvaigždė? Žvaigždės gyvavimo ciklas gali trukti nuo mažiau nei 1,5 milijono metų iki 1 milijardo metų ar daugiau. Visa tai, kaip minėta, priklauso nuo jo sudėties ir dydžio. Tokios žvaigždės kaip Saulė gyvena nuo 10 iki 16 milijardų metų. Labai ryškios žvaigždės, kaip ir Sirijus, turi palyginti trumpą gyvenimą – vos kelis šimtus milijonų metų. Žvaigždės gyvavimo ciklo diagramą sudaro šie etapai. Tai molekulinis debesis – gravitacinis debesies griūtis – supernovos gimimas – protožvaigždės evoliucija – protožvaigždinės fazės pabaiga. Tada sekite etapus: jaunos žvaigždės stadijos pradžia - gyvenimo vidurys - branda - raudonojo milžino stadija - planetinis ūkas - baltojo nykštuko stadija. Paskutinės dvi fazės būdingos mažoms žvaigždėms.

Planetinių ūkų prigimtis

Taigi, trumpai apžvelgėme žvaigždės gyvavimo ciklą. Tačiau tai, kas iš didžiulio raudonojo milžino virsta baltąja nykštuke, kartais žvaigždės numeta išorinius sluoksnius, o tada išryškėja žvaigždės šerdis. Dujų apvalkalas pradeda švytėti veikiamas žvaigždės skleidžiamos energijos. Šis etapas gavo savo pavadinimą dėl to, kad šviečiantys dujų burbuliukai šiame apvalkale dažnai atrodo kaip diskai aplink planetas. Tačiau iš tikrųjų jie neturi nieko bendra su planetomis. Vaikų žvaigždžių gyvavimo ciklas gali apimti ne visas mokslines detales. Galima apibūdinti tik pagrindines dangaus kūnų evoliucijos fazes.

Žvaigždžių spiečiai

Astronomai mėgsta tyrinėti. Egzistuoja hipotezė, kad visi šviesuoliai gimsta grupėmis, o ne pavieniui. Kadangi žvaigždžių, priklausančių tam pačiam spiečiui, savybės yra panašios, skirtumai tarp jų yra teisingi, o ne dėl atstumo iki Žemės. Kad ir kokie pokyčiai įvyktų šiose žvaigždėse, jie atsiranda tuo pačiu metu ir vienodomis sąlygomis. Ypač daug žinių galima gauti tiriant jų savybių priklausomybę nuo masės. Juk spiečių žvaigždžių amžius ir atstumas nuo Žemės yra maždaug vienodi, todėl skiriasi tik šiuo rodikliu. Klasteriai bus įdomūs ne tik profesionaliems astronomams – kiekvienas mėgėjas mielai nusifotografuos ir pasigrožės išskirtinai gražiu jų vaizdu planetariume.

Susidaro kondensuojantis tarpžvaigždinei terpei. Stebėjimų dėka buvo galima nustatyti, kad žvaigždės iškildavo skirtingu laiku ir vis dar pasirodo iki šių dienų.

Pagrindinė žvaigždžių evoliucijos problema yra jų energijos, kurios dėka jos švyti ir išskiria didžiulius energijos kiekius, kilmės klausimas. Anksčiau buvo pateikta daug teorijų, skirtų žvaigždžių energijos šaltiniams nustatyti. Buvo manoma, kad nuolatinis žvaigždžių energijos šaltinis yra nuolatinis suspaudimas. Šis šaltinis tikrai geras, bet negali palaikyti tinkamos spinduliuotės ilgą laiką. XX amžiaus viduryje buvo rastas atsakymas į šį klausimą. Spinduliuotės šaltinis yra termobranduolinės sintezės reakcijos. Dėl šių reakcijų vandenilis virsta heliu, o išsiskirianti energija praeina per žvaigždės žarnas, transformuojama ir išspinduliuojama į kosmosą (vertėtų pažymėti, kad kuo aukštesnė temperatūra, tuo greičiau šios reakcijos vyksta; tai yra kodėl karštos masyvios žvaigždės greičiau palieka pagrindinę seką).

Dabar įsivaizduokite žvaigždės atsiradimą...

Pradėjo kondensuotis tarpžvaigždinių dujų ir dulkių terpės debesis. Iš šio debesies susidaro gana tankus dujų kamuolys. Rutulio viduje esantis slėgis dar nepajėgia subalansuoti traukos jėgų, todėl jis susitrauks (galbūt šiuo metu aplink žvaigždę susiformuos mažesnės masės gumulėliai, kurie ilgainiui virs planetomis). Suspaudus temperatūra pakyla. Taigi žvaigždė palaipsniui nustato pagrindinę seką. Tada žvaigždės viduje esančių dujų slėgis subalansuoja gravitaciją ir protožvaigždė virsta žvaigžde.

Ankstyvoji žvaigždės evoliucijos stadija yra labai maža, o žvaigždė šiuo metu yra panardinta į ūką, todėl protožvaigždę labai sunku aptikti.

Vandenilio pavertimas heliu vyksta tik centriniuose žvaigždės regionuose. Išoriniuose sluoksniuose vandenilio kiekis praktiškai nesikeičia. Kadangi vandenilio kiekis yra ribotas, anksčiau ar vėliau jis perdega. Energijos išsiskyrimas žvaigždės centre sustoja ir žvaigždės šerdis pradeda trauktis, o apvalkalas ima išsipūsti. Be to, jei žvaigždė yra mažesnė nei 1,2 saulės masės, ji numeta išorinį sluoksnį (susidaro planetinis ūkas).

Apvalkalui atsiskyrus nuo žvaigždės, atidengiami jos vidiniai, labai karšti sluoksniai, o tuo tarpu apvalkalas vis labiau tolsta. Po kelių dešimčių tūkstančių metų apvalkalas subyrės ir liks tik labai karšta ir tanki žvaigždė, kuri palaipsniui vėsdama pavirs balta nykštuke. Palaipsniui vėsdami jie virsta nematomais juodaisiais nykštukais. Juodosios nykštukės yra labai tankios ir vėsios žvaigždės, šiek tiek didesnės už Žemę, bet jų masė panaši į saulės masę. Baltųjų nykštukų aušinimo procesas trunka kelis šimtus milijonų metų.

Jei žvaigždės masė yra nuo 1,2 iki 2,5 saulės, tada tokia žvaigždė sprogs. Šis sprogimas vadinamas supernovos sprogimas. Blyksčioji žvaigždė per kelias sekundes padidina savo šviesumą šimtus milijonų kartų. Tokie protrūkiai pasitaiko itin retai. Mūsų galaktikoje supernovos sprogimas įvyksta maždaug kartą per šimtą metų. Po tokio protrūkio lieka ūkas, kuris turi daug radijo spinduliuotės ir taip pat labai greitai išsisklaido, ir vadinamoji neutroninė žvaigždė (apie tai šiek tiek vėliau). Be didžiulės radijo spinduliuotės, toks ūkas taip pat bus rentgeno spinduliuotės šaltinis, tačiau šią spinduliuotę sugeria žemės atmosfera, todėl ją galima stebėti tik iš kosmoso.

Yra keletas hipotezių apie žvaigždžių sprogimų (supernovų) priežastis, tačiau kol kas nėra visuotinai priimtos teorijos. Yra prielaida, kad taip yra dėl per greito žvaigždės vidinių sluoksnių mažėjimo centro link. Žvaigždė greitai susitraukia iki katastrofiškai mažo, maždaug 10 km dydžio, o jos tankis tokioje būsenoje yra 10 17 kg/m 3, o tai artima atomo branduolio tankiui. Ši žvaigždė susideda iš neutronų (tuo pačiu metu elektronai suspaudžiami į protonus), todėl ji vadinama "NEUTRONAS". Pradinė jo temperatūra yra apie milijardą kelvinų, tačiau ateityje ji greitai atvės.

Šios žvaigždės dėl savo mažo dydžio ir greito aušinimo ilgą laiką buvo manoma, kad neįmanoma stebėti. Tačiau po kurio laiko pulsarai buvo atrasti. Paaiškėjo, kad šie pulsarai yra neutroninės žvaigždės. Jie taip pavadinti dėl trumpalaikio radijo impulsų skleidimo. Tie. atrodo, kad žvaigždė „mirksi“. Šis atradimas buvo padarytas visiškai atsitiktinai ir ne taip seniai, būtent 1967 m. Šie periodiniai impulsai atsiranda dėl to, kad labai greito sukimosi metu pro mūsų žvilgsnį nuolat blykčioja magnetinės ašies kūgis, kuris sudaro kampą su sukimosi ašimi.

Pulsarą galime aptikti tik esant magnetinės ašies orientacijos sąlygoms, ir tai yra maždaug 5% viso jų skaičiaus. Kai kurie pulsarai nėra radijo ūkuose, nes ūkai gana greitai išsisklaido. Po šimto tūkstančių metų šie ūkai nustoja būti matomi, o pulsarų amžius siekia dešimtis milijonų metų.

Jei žvaigždės masė viršija 2,5 saulės, tada egzistavimo pabaigoje atrodys, kad ji subyrės ir bus sutraiškyta dėl savo svorio. Per kelias sekundes jis pavirs tašku. Šis reiškinys buvo vadinamas „gravitaciniu kolapsu“, o šis objektas dar vadinamas „juodąja skyle“.

Iš viso to, kas pasakyta aukščiau, aišku, kad galutinis žvaigždės evoliucijos etapas priklauso nuo jos masės, tačiau taip pat būtina atsižvelgti į neišvengiamą šios masės ir sukimosi praradimą.

Ištirti žvaigždžių evoliuciją neįmanoma stebint tik vieną žvaigždę – daugelis žvaigždžių pokyčių vyksta per lėtai, kad būtų pastebėti net po daugelio šimtmečių. Todėl mokslininkai tiria daugybę žvaigždžių, kurių kiekviena yra tam tikrame savo gyvavimo ciklo etape. Per pastaruosius kelis dešimtmečius astrofizikoje plačiai paplito žvaigždžių struktūros modeliavimas naudojant kompiuterines technologijas.

Enciklopedinis „YouTube“.

1 / 5

✪ Žvaigždės ir žvaigždžių evoliucija (pasakojo astrofizikas Sergejus Popovas)

✪ Žvaigždės ir žvaigždžių evoliucija (pasakojo Sergejus Popovas ir Ilgonis Vilks)

✪ S. A. Lamzinas – „Žvaigždžių evoliucija“

✪ Žvaigždžių evoliucija. Mėlynojo milžino evoliucija per 3 minutes

✪ Surdin V.G. Žvaigždžių evoliucija 1 dalis

Subtitrai

Termobranduolinė sintezė žvaigždžių viduje

Jaunos žvaigždės

Žvaigždžių formavimosi procesą galima apibūdinti vieningai, tačiau tolesni žvaigždės evoliucijos etapai beveik visiškai priklauso nuo jos masės ir tik pačioje žvaigždės evoliucijos pabaigoje ji gali atlikti tam tikrą vaidmenį. cheminė sudėtis.

Jaunos mažos masės žvaigždės

Jaunos mažos masės žvaigždės (iki trijų saulės masių) [ ], kurios artėja prie pagrindinės sekos, yra visiškai konvekcinės – konvekcinis procesas apima visą žvaigždės kūną. Iš esmės tai yra protožvaigždės, kurių centruose branduolinės reakcijos tik prasideda, o visa spinduliuotė daugiausia atsiranda dėl gravitacinio suspaudimo. Kol neatsiranda hidrostatinė pusiausvyra, žvaigždės šviesumas mažėja esant pastoviai efektyviai temperatūrai. Hertzsprung-Russell diagramoje tokios žvaigždės sudaro beveik vertikalią trasą, vadinamą Hayashi takeliu. Suspaudimui lėtėjant, jauna žvaigždė artėja prie pagrindinės sekos. Šio tipo objektai siejami su T Tauri žvaigždėmis.

Šiuo metu žvaigždžių, kurių masė didesnė nei 0,8 Saulės masės, šerdis tampa skaidrus spinduliuotei, o spinduliuotės energijos perdavimas šerdyje tampa vyraujantis, nes konvekcijai vis labiau trukdo didėjantis žvaigždžių medžiagos tankėjimas. Išoriniuose žvaigždės kūno sluoksniuose vyrauja konvekcinis energijos perdavimas.

Tiksliai nežinoma, kokias savybes turi mažesnės masės žvaigždės, kai patenka į pagrindinę seką, nes laikas, kurį šios žvaigždės praleido jaunoje kategorijoje, viršija Visatos amžių [ ] . Visos idėjos apie šių žvaigždžių evoliuciją yra pagrįstos tik skaitiniais skaičiavimais ir matematiniu modeliavimu.

Žvaigždei susitraukiant, pradeda didėti išsigimusių elektronų dujų slėgis, o pasiekus tam tikrą žvaigždės spindulį, suspaudimas sustoja, o tai lemia tolesnį temperatūros kilimą žvaigždės šerdyje, kurį sukelia suspaudimą, o vėliau iki jo sumažėjimo. Žvaigždėms, kurių Saulės masė mažesnė nei 0,0767, taip neįvyksta: branduolinių reakcijų metu išsiskiriančios energijos niekada neužtenka, kad subalansuotų vidinį slėgį ir gravitacinį suspaudimą. Tokios „požvaigždės“ išskiria daugiau energijos, nei pagaminama termobranduolinių reakcijų metu, ir yra priskiriamos vadinamosioms rudosioms nykštukėms. Jų likimas yra nuolatinis suspaudimas, kol išsigimusių dujų slėgis jį sustabdo, o tada laipsniškas atšalimas, kai baigiasi visos prasidėjusios termobranduolinės reakcijos.

Jaunos vidutinės masės žvaigždės

Jaunos vidutinės masės žvaigždės (nuo 2 iki 8 saulės masių) [ ] kokybiškai vystosi lygiai taip pat, kaip ir jų mažesnės seserys ir broliai, išskyrus tai, kad jie neturi konvekcinių zonų iki pagrindinės sekos.

Šio tipo objektai siejami su vadinamaisiais. Ae\Be Herbig žvaigždės su netaisyklingais B-F0 spektrinės klasės kintamaisiais. Juose taip pat eksponuojami diskai ir bipoliniai purkštukai. Medžiagos nutekėjimo iš paviršiaus greitis, šviesumas ir efektyvi temperatūra yra žymiai didesni nei Taurus, todėl jie efektyviai šildo ir išsklaido protožvaigždinio debesies likučius.

Jaunos žvaigždės, kurių masė didesnė nei 8 Saulės masės

Tokios masės žvaigždės jau turi normalių žvaigždžių charakteristikas, nes jos perėjo visas tarpines stadijas ir sugebėjo pasiekti tokį branduolinių reakcijų greitį, kuris kompensavo spinduliuotės prarastą energiją, o masė kaupėsi, kad būtų pasiekta hidrostatinė šerdies pusiausvyra. Šioms žvaigždėms masės ir šviesumo nutekėjimas yra toks didelis, kad jos ne tik sustabdo išorinių molekulinio debesies sričių, kurios dar netapo žvaigždės dalimi, gravitacinį griūtį, bet, priešingai, jas išsklaido. Taigi gautos žvaigždės masė yra pastebimai mažesnė už protožvaigždinio debesies masę. Greičiausiai tai paaiškina, kad mūsų galaktikoje nėra žvaigždžių, kurių masė didesnė nei apie 300 Saulės masių.

Žvaigždės gyvenimo ciklas vidurio

Žvaigždės būna įvairių spalvų ir dydžių. Pagal spektrinį tipą jie svyruoja nuo karštai mėlynos iki šaltai raudonos, o pagal masę – nuo ​​0,0767 iki maždaug 300 Saulės masių, remiantis naujausiais skaičiavimais. Žvaigždės šviesumas ir spalva priklauso nuo jos paviršiaus temperatūros, kurią savo ruožtu lemia jos masė. Visos naujos žvaigždės „užima savo vietą“ pagrindinėje sekoje pagal savo cheminę sudėtį ir masę. Natūralu, kad mes nekalbame apie fizinį žvaigždės judėjimą – tik apie jos padėtį nurodytoje diagramoje, priklausomai nuo žvaigždės parametrų. Tiesą sakant, žvaigždės judėjimas pagal diagramą atitinka tik žvaigždės parametrų pasikeitimą.

Termobranduolinis materijos „deginimas“, atnaujintas naujame lygyje, sukelia siaubingą žvaigždės išsiplėtimą. Žvaigždė „išsipučia“, tampa labai „laisva“, o jos dydis padidėja maždaug 100 kartų. Taigi žvaigždė tampa raudona milžine, o helio degimo fazė trunka apie kelis milijonus metų. Beveik visi raudonieji milžinai yra kintamos žvaigždės.

Paskutiniai žvaigždžių evoliucijos etapai

Senos mažos masės žvaigždės

Šiuo metu tiksliai nežinoma, kas nutinka šviesioms žvaigždėms, kai jų šerdyje išsenka vandenilio atsargos. Kadangi Visatos amžius yra 13,7 milijardo metų, to nepakanka, kad vandenilio kuro atsargos tokiose žvaigždėse būtų išeikvotos, šiuolaikinės teorijos yra pagrįsti kompiuteriniu tokiose žvaigždėse vykstančių procesų modeliavimu.

Kai kurios žvaigždės gali sintetinti helią tik tam tikrose aktyviose zonose, sukeldamos nestabilumą ir stiprius žvaigždžių vėjus. Tokiu atveju planetinis ūkas nesusiformuoja, o žvaigždė tik išgaruoja, tapdama dar mažesnė už rudąją nykštukę [ ] .

Žvaigždė, kurios masė mažesnė nei 0,5 saulės, negali paversti helio net po to, kai jos šerdyje sustoja reakcijos, kuriose dalyvauja vandenilis - tokios žvaigždės masė yra per maža, kad suteiktų naują gravitacinio suspaudimo fazę iki tokio laipsnio, kad pakaktų „užsidegti“. helis Tokios žvaigždės yra raudonosios nykštukės, tokios kaip Proxima Centauri, kurių buvimo laikas pagrindinėje sekoje svyruoja nuo dešimčių milijardų iki dešimčių trilijonų metų. Nutrūkus termobranduolinėms reakcijoms jų šerdyje, jos, palaipsniui vėsdamos, ir toliau silpnai skleis elektromagnetinio spektro infraraudonųjų ir mikrobangų diapazonus.

Vidutinio dydžio žvaigždės

Pasiekus vidutinio dydžio žvaigždė (nuo 0,4 iki 3,4 saulės masės) [ ] raudonosios milžiniškos fazės, jos šerdyje baigiasi vandenilis ir prasideda anglies sintezės iš helio reakcijos. Šis procesas vyksta aukštesnėje temperatūroje, todėl energijos srautas iš šerdies didėja ir dėl to išoriniai žvaigždės sluoksniai pradeda plėstis. Anglies sintezės pradžia žymi naują žvaigždės gyvenimo etapą ir tęsiasi kurį laiką. Žvaigždei, panašaus dydžio į Saulę, šis procesas gali užtrukti apie milijardą metų.

Dėl skleidžiamos energijos kiekio pokyčių žvaigždė išgyvena nestabilumo periodus, įskaitant dydžio, paviršiaus temperatūros ir energijos išsiskyrimo pokyčius. Energijos išeiga pasislenka žemo dažnio spinduliuotės link. Visa tai lydi didėjantis masės praradimas dėl stipraus žvaigždžių vėjo ir intensyvių pulsacijų. Šios fazės žvaigždės vadinamos „vėlyvo tipo žvaigždėmis“ (taip pat „išėjusiomis žvaigždėmis“), OH -IR žvaigždės arba į Mirą panašios žvaigždės, priklausomai nuo tikslių jų savybių. Išmestose dujose yra gana daug sunkiųjų elementų, susidarančių žvaigždės viduje, tokių kaip deguonis ir anglis. Dujos sudaro besiplečiantį apvalkalą ir toldamos nuo žvaigždės atvėsta, todėl gali susidaryti dulkių dalelės ir molekulės. Esant stipriai infraraudonajai spinduliuotei iš šaltinio žvaigždės, tokiuose apvalkaluose susidaro idealios sąlygos aktyvuotis kosminiams maseriams.

Helio termobranduolinės degimo reakcijos yra labai jautrios temperatūrai. Kartais tai sukelia didelį nestabilumą. Atsiranda stiprios pulsacijos, kurios dėl to išoriniams sluoksniams suteikia pakankamą pagreitį, kad jie būtų numesti ir virstų planetiniu ūku. Tokio ūko centre lieka plikas žvaigždės šerdis, kurioje termobranduolinės reakcijos sustoja, o vėsdamas virsta helio baltąja nykštuke, kurios masė dažniausiai siekia iki 0,5-0,6 Saulės masės ir skersmuo. Žemės skersmens tvarka.

Didžioji dauguma žvaigždžių, įskaitant Saulę, užbaigia savo evoliuciją susitraukdamos tol, kol išsigimusių elektronų slėgis subalansuos gravitaciją. Šioje būsenoje, kai žvaigždės dydis sumažėja šimtą kartų, o tankis tampa milijoną kartų didesnis už vandens tankį, žvaigždė vadinama baltąja nykštuke. Jis netenka energijos šaltinių ir palaipsniui vėsdamas tampa nematoma juoda nykštuke.

Žvaigždėse, masyvesnėse už Saulę, išsigimusių elektronų slėgis negali sustabdyti tolesnio šerdies suspaudimo, o elektronai pradeda „spausti“ į atomo branduolius, kurie protonus paverčia neutronais, tarp kurių nėra elektrostatinės atstūmimo jėgų. Ši materijos neutronizacija lemia tai, kad žvaigždės, kuri dabar iš tikrųjų yra vienas didžiulis atomo branduolys, dydis matuojamas keliais kilometrais, o tankis yra 100 milijonų kartų didesnis nei vandens tankis. Toks objektas vadinamas neutronine žvaigžde; jos pusiausvyrą palaiko išsigimusios neutroninės medžiagos slėgis.

Supermasyvios žvaigždės

Žvaigždei, kurios masė didesnė nei penkios Saulės masės, patekus į raudonąją supermilžinę stadiją, jos branduolys, veikiamas gravitacijos, pradeda trauktis. Vykstant suspaudimui, temperatūra ir tankis didėja, prasideda nauja termobranduolinių reakcijų seka. Tokiose reakcijose sintetinami vis sunkesni elementai: helis, anglis, deguonis, silicis ir geležis, kuri laikinai sulaiko šerdies žlugimą.

Dėl to, formuojantis vis sunkesniems periodinės lentelės elementams, geležis-56 sintetinama iš silicio. Šiame etape tolesnė egzoterminė termobranduolinė sintezė tampa neįmanoma, nes geležies-56 branduolys turi didžiausią masės defektą, o sunkesnių branduolių susidarymas išsiskiriant energijai yra neįmanomas. Todėl, kai žvaigždės geležinis šerdis pasiekia tam tikrą dydį, slėgis joje nebegali atlaikyti viršutinių žvaigždės sluoksnių svorio, o jos medžiagai neutronizavus įvyksta iš karto šerdies kolapsas.

Kas bus toliau, dar nėra visiškai aišku, bet bet kuriuo atveju per kelias sekundes vykstantys procesai sukelia neįtikėtinos galios supernovos sprogimą.

Stiprūs neutrinų purkštukai ir besisukantis magnetinis laukas išstumia didžiąją dalį žvaigždės sukauptos medžiagos. [ ] – vadinamieji sėdimoji elementai, įskaitant geležinius ir žiebtuvėlius. Sprogstančią medžiagą bombarduoja iš žvaigždės šerdies išbėgantys neutronai, juos užfiksuodami ir taip sukuriant elementų, sunkesnių už geležį, įskaitant radioaktyviuosius, rinkinį iki urano (o gal net kalifornio). Taigi supernovų sprogimai paaiškina sunkesnių už geležį elementų buvimą tarpžvaigždinėje medžiagoje, tačiau tai nėra vienintelis galimas jų susidarymo būdas, kurį, pavyzdžiui, demonstruoja technecio žvaigždės.

Sprogimo banga ir neutrinų srovės neša materiją nuo mirštančios žvaigždės [ ] į tarpžvaigždinę erdvę. Vėliau ši supernovos medžiaga, vėsdama ir judėdama erdvėje, gali susidurti su kitu kosminiu „išgelbėjimu“ ir, galbūt, dalyvauti formuojant naujas žvaigždes, planetas ar palydovus.

Supernovos formavimosi metu vykstantys procesai vis dar tiriami ir kol kas aiškumo šiuo klausimu nėra. Taip pat abejotina, kas iš tikrųjų liko iš originalios žvaigždės. Tačiau svarstomos dvi galimybės: neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės.

Neutroninės žvaigždės

Yra žinoma, kad kai kuriose supernovose supermilžino gelmėse esanti stipri gravitacija verčia elektronus sugerti atomo branduolyje, kur jie susilieja su protonais ir sudaro neutronus. Šis procesas vadinamas neutronizacija. Elektromagnetinės jėgos, skiriančios šalia esančius branduolius, išnyksta. Dabar žvaigždės šerdį sudaro tankus atomo branduolių ir atskirų neutronų rutulys.

Tokios žvaigždės, žinomos kaip neutroninės žvaigždės, yra itin mažos – ne didesnės nei didelio miesto dydžio – ir jų tankis yra neįsivaizduojamai didelis. Mažėjant žvaigždės dydžiui (dėl kampinio impulso išsaugojimo) jų orbitos periodas tampa itin trumpas. Kai kurios neutroninės žvaigždės sukasi 600 kartų per sekundę. Kai kuriems iš jų kampas tarp spinduliuotės vektoriaus ir sukimosi ašies gali būti toks, kad Žemė patenka į šios spinduliuotės suformuotą kūgį; šiuo atveju galima aptikti spinduliuotės impulsą, pasikartojantį intervalais, lygiais žvaigždės orbitos periodui. Tokios neutroninės žvaigždės buvo vadinamos „pulsarais“ ir tapo pirmosiomis atrastomis neutroninėmis žvaigždėmis.

Juodosios skylės

Ne visos žvaigždės, išgyvenusios supernovos sprogimo fazę, tampa neutroninėmis žvaigždėmis. Jei žvaigždės masė yra pakankamai didelė, tada tokios žvaigždės žlugimas tęsis, o patys neutronai pradės kristi į vidų, kol jos spindulys taps mažesnis už Schwarzschildo spindulį. Po to žvaigždė tampa Juodoji skylė.

Juodųjų skylių egzistavimą numatė bendroji reliatyvumo teorija. Pagal šią teoriją,

Užima tašką viršutiniame dešiniajame kampe: jis turi didelį šviesumą ir žema temperatūra. Pagrindinė spinduliuotė atsiranda infraraudonųjų spindulių diapazone. Šalto dulkių apvalkalo spinduliuotė pasiekia mus. Evoliucijos proceso metu žvaigždės padėtis diagramoje pasikeis. Vienintelis energijos šaltinis šiame etape yra gravitacinis suspaudimas. Todėl žvaigždė gana greitai juda lygiagrečiai ordinačių ašiai.

Paviršiaus temperatūra nesikeičia, tačiau spindulys ir šviesumas mažėja. Temperatūra žvaigždės centre pakyla, pasiekdama tokią reikšmę, kai reakcijos prasideda nuo šviesos elementų: ličio, berilio, boro, kurie greitai perdega, bet sugeba sulėtinti suspaudimą. Trasa sukasi lygiagrečiai ordinačių ašiai, žvaigždės paviršiaus temperatūra didėja, o šviesumas išlieka beveik pastovus. Galiausiai žvaigždės centre prasideda helio susidarymo iš vandenilio reakcijos (vandenilio degimas). Žvaigždė patenka į pagrindinę seką.

Pradinio etapo trukmę lemia žvaigždės masė. Žvaigždėms, tokioms kaip Saulė, tai yra apie 1 milijonas metų, o žvaigždės, kurios masė yra 10 M☉ apie 1000 kartų mažiau, o žvaigždutei, kurios masė 0,1 M☉ tūkstančius kartų daugiau.

Jaunos mažos masės žvaigždės

Mažos masės žvaigždė evoliucijos pradžioje turi spinduliuojančią šerdį ir konvekcinį apvalkalą (82 pav., I).

Pagrindinėje sekos stadijoje žvaigždė šviečia dėl energijos išsiskyrimo branduolinėse reakcijose, paverčiant vandenilį heliu. Vandenilio tiekimas užtikrina 1 masės žvaigždės šviesumą M☉ maždaug per 10 10 metų. Didesnės masės žvaigždės greičiau sunaudoja vandenilį: pavyzdžiui, žvaigždė, kurios masė yra 10 M☉ sunaudos vandenilį greičiau nei per 107 metus (šviesumas proporcingas ketvirtajai masės laipsniai).

Mažos masės žvaigždės

Degstant vandeniliui, centrinės žvaigždės sritys labai suspaudžiamos.

Didelės masės žvaigždės

Pasiekus pagrindinę seką, didelės masės žvaigždės evoliucija (>1,5 M☉) lemia branduolinio kuro degimo sąlygos žvaigždės žarnyne. Pagrindinėje sekos stadijoje tai yra vandenilio degimas, tačiau skirtingai nuo mažos masės žvaigždžių, šerdyje dominuoja anglies-azoto ciklo reakcijos. Šiame cikle C ir N atomai atlieka katalizatorių vaidmenį. Energijos išsiskyrimo greitis tokio ciklo reakcijose yra proporcingas T 17. Todėl šerdyje susidaro konvekcinė šerdis, kurią supa zona, kurioje energijos perdavimas atliekamas spinduliuote.

Didelės masės žvaigždžių šviesumas yra daug didesnis nei Saulės šviesumas, o vandenilis sunaudojamas daug greičiau. Taip yra ir dėl to, kad temperatūra tokių žvaigždžių centre taip pat daug aukštesnė.

Mažėjant vandenilio daliai konvekcinės šerdies medžiagoje, mažėja energijos išsiskyrimo greitis. Tačiau kadangi išsiskyrimo greitį lemia šviesumas, šerdis pradeda spausti, o energijos išsiskyrimo greitis išlieka pastovus. Tuo pačiu metu žvaigždė plečiasi ir persikelia į raudonųjų milžinų regioną.

Mažos masės žvaigždės

Iki to laiko, kai vandenilis visiškai sudegs, mažos masės žvaigždės centre susidaro maža helio šerdis. Šerdyje medžiagos tankis ir temperatūra pasiekia atitinkamai 10 9 kg/m ir 10 8 K. Vandenilio degimas vyksta šerdies paviršiuje. Kylant temperatūrai šerdyje, didėja vandenilio išdegimo greitis ir didėja šviesumas. Švytinti zona palaipsniui nyksta. O dėl konvekcinių srautų greičio padidėjimo išoriniai žvaigždės sluoksniai išsipučia. Jos dydis ir šviesumas didėja – žvaigždė virsta raudonu milžinu (82 pav., II).

Didelės masės žvaigždės

Kai didelės masės žvaigždės vandenilis visiškai išsenka, šerdyje pradeda vykti triguba helio reakcija ir tuo pačiu deguonies susidarymo reakcija (3He=>C ir C+He=>0). Tuo pačiu metu vandenilis pradeda degti helio šerdies paviršiuje. Pasirodo pirmasis sluoksnio šaltinis.

Helio atsargos išsenka labai greitai, nes aprašytose reakcijose kiekviename elementiniame veiksme išsiskiria palyginti mažai energijos. Paveikslas kartojasi, o žvaigždėje atsiranda du sluoksnių šaltiniai, o šerdyje prasideda reakcija C+C=>Mg.

Evoliucijos kelias pasirodo labai sudėtingas (84 pav.). Hertzsprung-Russell diagramoje žvaigždė juda išilgai milžinų sekos arba (su labai didele mase supermilžinų regione) periodiškai tampa Cefei.

Senos mažos masės žvaigždės

Mažos masės žvaigždei galiausiai konvekcinio srauto greitis tam tikru lygiu pasiekia antrąjį pabėgimo greitis, lukštas nusiima, o žvaigždė virsta balta nykštuke, apsupta planetinio ūko.

Mažos masės žvaigždės evoliucijos pėdsakas Hertzsprung-Russell diagramoje parodytas 83 paveiksle.

Didelės masės žvaigždžių mirtis

Evoliucijos pabaigoje didelės masės žvaigždė turi labai sudėtingą struktūrą. Kiekvienas sluoksnis turi savo cheminę sudėtį, branduolinės reakcijos vyksta keliuose sluoksnių šaltiniuose, o centre susidaro geležinė šerdis (85 pav.).

Branduolinės reakcijos su geležimi nevyksta, nes joms reikia išleisti (o ne išleisti) energiją. Todėl geležies šerdis greitai susitraukia, temperatūra ir tankis joje didėja ir pasiekia fantastines vertes - 10 9 K temperatūrą ir 10 9 kg/m 3 slėgį. Medžiaga iš svetainės

Šiuo metu branduolyje prasideda du svarbūs procesai, vykstantys vienu metu ir labai greitai (matyt, per kelias minutes). Pirmasis yra tas, kad branduolinių susidūrimų metu geležies atomai suyra į 14 helio atomų, antrasis yra tai, kad elektronai „suspaudžiami“ į protonus, sudarydami neutronus. Abu procesai yra susiję su energijos įsisavinimu, o temperatūra šerdyje (taip pat ir slėgis) akimirksniu nukrenta. Išoriniai žvaigždės sluoksniai pradeda kristi link centro.

Išorinių sluoksnių kritimas lemia staigų temperatūros padidėjimą juose. Vandenilis, helis ir anglis pradeda degti. Tai lydi galingas neutronų srautas, kuris ateina iš centrinės šerdies. Dėl to įvyksta galingas branduolinis sprogimas, numetantis išorinius žvaigždės sluoksnius, kuriuose jau yra visi sunkieji elementai iki Kalifornijos. Remiantis šiuolaikinėmis pažiūromis, visi sunkiųjų cheminių elementų (t. y. sunkesnių už helią) atomai Visatoje susidarė būtent pliūpsniais.