Jak ewoluują gwiazdy? Ewolucja gwiazd - jak to działa. Czym jest ewolucja gwiazd

Jak każde ciało w przyrodzie, gwiazdy również nie mogą pozostać niezmienione. Rodzą się, rozwijają i ostatecznie „umierają”. Ewolucja gwiazd trwa miliardy lat, ale toczy się dyskusja na temat czasu ich powstania. Wcześniej astronomowie wierzyli, że proces ich „narodzin” z pyłu gwiezdnego trwał miliony lat, ale nie tak dawno temu uzyskano zdjęcia obszaru nieba z Wielkiej Mgławicy Oriona. W ciągu kilku lat niewielka

Fotografie z 1947 roku pokazywały w tym miejscu niewielką grupę obiektów przypominających gwiazdy. Do 1954 roku część z nich przybrała już kształt podłużny, a pięć lat później obiekty te rozpadły się na osobne. Zatem po raz pierwszy proces narodzin gwiazd odbył się dosłownie na oczach astronomów.

Przyjrzyjmy się szczegółowo budowie i ewolucji gwiazd, gdzie zaczyna się i kończy ich nieskończone, według ludzkich standardów, życie.

Tradycyjnie naukowcy zakładają, że gwiazdy powstają w wyniku kondensacji obłoków gazu i pyłu. Pod wpływem sił grawitacyjnych z powstałych chmur powstaje nieprzezroczysta chmura. kula gazowa, gęsta struktura. Jego wewnętrzne ciśnienie nie jest w stanie zrównoważyć ściskających go sił grawitacyjnych. Stopniowo kula kurczy się tak bardzo, że temperatura wnętrza gwiazdy wzrasta, a ciśnienie gorącego gazu wewnątrz kuli równoważy siły zewnętrzne. Następnie kompresja zatrzymuje się. Czas trwania tego procesu zależy od masy gwiazdy i zwykle waha się od dwóch do kilkuset milionów lat.

Budowa gwiazd implikuje bardzo wysokie temperatury w ich jądrach, co przyczynia się do ciągłych procesów termojądrowych (tworzący je wodór zamienia się w hel). To właśnie te procesy powodują intensywne promieniowanie gwiazd. Czas, w którym zużywają dostępny zapas wodoru, zależy od ich masy. Od tego zależy również czas trwania promieniowania.

Kiedy zapasy wodoru się wyczerpią, ewolucja gwiazd zbliża się do etapu formowania. Dzieje się to w następujący sposób. Po ustaniu uwalniania energii siły grawitacyjne zaczynają ściskać rdzeń. W tym samym czasie gwiazda znacznie się powiększa. Jasność również wzrasta w miarę kontynuowania procesu, ale tylko w cienkiej warstwie na granicy rdzenia.

Procesowi temu towarzyszy wzrost temperatury kurczącego się rdzenia helu i przemiana jąder helu w jądra węgla.

Przewiduje się, że za osiem miliardów lat nasze Słońce może stać się czerwonym olbrzymem. Jego promień zwiększy się kilkadziesiąt razy, a jasność setki razy w porównaniu do obecnych poziomów.

Jak już wspomniano, żywotność gwiazdy zależy od jej masy. Obiekty o masie mniejszej od Słońca „zużywają” swoje rezerwy bardzo oszczędnie, dzięki czemu mogą świecić przez dziesiątki miliardów lat.

Ewolucja gwiazd kończy się wraz z powstaniem. Dzieje się tak w przypadku tych z nich, których masa jest zbliżona do masy Słońca, tj. nie przekracza 1,2 tego.

Olbrzymie gwiazdy mają tendencję do szybkiego wyczerpywania się zapasów paliwa jądrowego. Towarzyszy temu znaczna utrata masy, w szczególności na skutek zrzucania łusek zewnętrznych. W rezultacie pozostaje tylko stopniowo ochładzająca się część środkowa, w której reakcje jądrowe całkowicie ustały. Z biegiem czasu takie gwiazdy przestają emitować i stają się niewidoczne.

Czasami jednak normalna ewolucja i struktura gwiazd zostaje zakłócona. Najczęściej dotyczy to obiektów masywnych, w których wyczerpały się wszystkie rodzaje paliwa termojądrowego. Następnie można je przekształcić w neutrony, czyli im więcej naukowcy dowiadują się o tych obiektach, tym więcej pojawia się nowych pytań.

Gwiazdy, podobnie jak ludzie, mogą być nowonarodzone, młode i stare. W każdej chwili niektóre gwiazdy umierają, a inne powstają. Zwykle najmłodsi z nich są podobni do Słońca. Są na etapie formowania się i tak naprawdę są protogwiazdami. Astronomowie nazywają je gwiazdami T-Taurusa, od nazwy ich prototypu. Pod względem właściwości - na przykład jasności - protogwiazdy są zmienne, ponieważ ich istnienie nie weszło jeszcze w fazę stabilną. Wokół wielu z nich znajdują się duże ilości materii. Potężne prądy wiatrowe emanują z gwiazd typu T.

Protogwiazdy: początek ich cyklu życiowego

Jeśli materia spadnie na powierzchnię protogwiazdy, szybko się pali i zamienia w ciepło. W konsekwencji temperatura protogwiazd stale rośnie. Kiedy wzniesie się tak wysoko, że w centrum gwiazdy zajdą reakcje jądrowe, protogwiazda nabiera statusu zwykłej. Wraz z rozpoczęciem reakcji jądrowych gwiazda ma stałe źródło energii, które podtrzymuje jej życie przez długi czas. Długość cyklu życia gwiazdy we Wszechświecie zależy od jej pierwotnej wielkości. Uważa się jednak, że gwiazdy o średnicy Słońca mają wystarczającą ilość energii, aby istnieć komfortowo przez około 10 miliardów lat. Mimo to zdarza się również, że jeszcze masywniejsze gwiazdy żyją zaledwie kilka milionów lat. Dzieje się tak dlatego, że znacznie szybciej spalają paliwo.

Gwiazdy normalnej wielkości

Każda z gwiazd jest skupiskiem gorącego gazu. W ich głębi nieustannie zachodzi proces wytwarzania energii jądrowej. Jednak nie wszystkie gwiazdy są takie jak Słońce. Jedną z głównych różnic jest kolor. Gwiazdy są nie tylko żółte, ale także niebieskawe i czerwonawe.

Jasność i jasność

Różnią się także cechami, takimi jak połysk i jasność. To, jak jasna będzie gwiazda obserwowana z powierzchni Ziemi, zależy nie tylko od jej jasności, ale także od jej odległości od naszej planety. Biorąc pod uwagę odległość od Ziemi, gwiazdy mogą mieć zupełnie inną jasność. Wskaźnik ten waha się od jednej dziesięciotysięcznej jasności Słońca do jasności porównywalnej z ponad milionem Słońc.

Większość gwiazd znajduje się w dolnej części tego widma i jest słaba. Pod wieloma względami Słońce jest przeciętną, typową gwiazdą. Jednak w porównaniu do innych ma znacznie większą jasność. Nawet gołym okiem można zaobserwować dużą liczbę słabych gwiazd. Powodem, dla którego gwiazdy różnią się jasnością, jest ich masa. Kolor, połysk i zmiana jasności w czasie zależą od ilości substancji.

Próby wyjaśnienia cyklu życia gwiazd

Ludzie od dawna próbowali prześledzić życie gwiazd, ale pierwsze próby naukowców były raczej nieśmiałe. Pierwszym postępem było zastosowanie prawa Lane'a do hipotezy Helmholtza-Kelvina dotyczącej skurczu grawitacyjnego. Przyniosło to nowe zrozumienie astronomii: teoretycznie temperatura gwiazdy powinna rosnąć (jej wskaźnik jest odwrotnie proporcjonalny do promienia gwiazdy), aż wzrost gęstości spowolni procesy kompresji. Wtedy zużycie energii będzie wyższe niż jej dochody. W tym momencie gwiazda zacznie gwałtownie się ochładzać.

Hipotezy dotyczące życia gwiazd

Jedną z oryginalnych hipotez dotyczących cyklu życia gwiazdy zaproponował astronom Norman Lockyer. Wierzył, że gwiazdy powstają z materii meteorytowej. Co więcej, założenia jego hipotezy opierały się nie tylko na wnioskach teoretycznych dostępnych w astronomii, ale także na danych z analizy widmowej gwiazd. Lockyer był przekonany, że pierwiastki chemiczne biorą udział w ewolucji ciała niebieskie, składają się z cząstek elementarnych - „protoelementów”. W odróżnieniu od współczesnych neutronów, protonów i elektronów nie mają one charakteru ogólnego, lecz indywidualny. Na przykład według Lockyera wodór rozpada się na tak zwany „protowodór”; żelazo staje się „protożelazem”. Inni astronomowie również próbowali opisać cykl życia gwiazdy, na przykład James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Gwiazdy olbrzymie i gwiazdy karłowate

Większe gwiazdy są najgorętsze i najjaśniejsze. Zwykle mają biały lub niebieskawy wygląd. Pomimo tego, że są gigantyczne, znajdujące się w nich paliwo spala się tak szybko, że pozbawiają się go już w ciągu zaledwie kilku milionów lat.

Małe gwiazdy, w przeciwieństwie do gigantycznych, zwykle nie są tak jasne. Są czerwone i żyją wystarczająco długo – miliardy lat. Ale wśród jasnych gwiazd na niebie są też czerwone i pomarańczowe. Przykładem jest gwiazda Aldebaran - tak zwane „oko byka”, znajdujące się w konstelacji Byka; a także w gwiazdozbiorze Skorpiona. Dlaczego te fajne gwiazdy są w stanie konkurować jasnością z gorącymi gwiazdami, takimi jak Syriusz?

Wynika to z faktu, że kiedyś bardzo się rozszerzyły, a ich średnica zaczęła przekraczać ogromne czerwone gwiazdy (nadolbrzymy). Ogromny obszar pozwala tym gwiazdom emitować o rząd wielkości więcej energii niż Słońce. Dzieje się tak pomimo faktu, że ich temperatura jest znacznie niższa. Na przykład średnica Betelgezy, znajdującej się w gwiazdozbiorze Oriona, jest kilkaset razy większa niż średnica Słońca. A średnica zwykłych czerwonych gwiazd zwykle nie jest nawet jedną dziesiątą wielkości Słońca. Takie gwiazdy nazywane są karłami. Każde ciało niebieskie może przejść przez tego typu cykle życia gwiazdy – ta sama gwiazda na różnych etapach swojego życia może być zarówno czerwonym olbrzymem, jak i karłem.

Z reguły luminarze takie jak Słońce utrzymują swoje istnienie dzięki znajdującemu się w nich wodorowi. W jądrze jądrowym gwiazdy zamienia się w hel. Słońce ma ogromną ilość paliwa, ale nawet ono nie jest nieskończone – w ciągu ostatnich pięciu miliardów lat zużyto połowę jego zapasów.

Żywotność gwiazd. Cykl życia gwiazd

Po wyczerpaniu się zapasów wodoru wewnątrz gwiazdy zachodzą poważne zmiany. Pozostały wodór zaczyna palić się nie wewnątrz rdzenia, ale na powierzchni. Jednocześnie żywotność gwiazdy jest coraz bardziej skracana. W tym okresie cykl gwiazd, przynajmniej większość z nich, wchodzi w fazę czerwonego olbrzyma. Rozmiar gwiazdy staje się większy, a jej temperatura, wręcz przeciwnie, maleje. Tak wygląda większość czerwonych olbrzymów i nadolbrzymów. Proces ten wpisuje się w ogólną sekwencję zmian zachodzących w gwiazdach, którą naukowcy nazywają ewolucją gwiazd. Cykl życia gwiazdy obejmuje wszystkie jego etapy: ostatecznie wszystkie gwiazdy starzeją się i umierają, a czas ich istnienia jest bezpośrednio określony przez ilość paliwa. Wielkie gwiazdy kończą swoje życie ogromną, spektakularną eksplozją. Przeciwnie, skromniejsze umierają, stopniowo kurcząc się do rozmiarów białych karłów. Potem po prostu zanikają.

Jak długo żyje przeciętna gwiazda? Cykl życia gwiazdy może trwać od mniej niż 1,5 miliona lat do 1 miliarda lat lub dłużej. Wszystko to, jak powiedziano, zależy od jego składu i wielkości. Gwiazdy takie jak Słońce żyją od 10 do 16 miliardów lat. Bardzo jasne gwiazdy, takie jak Syriusz, żyją stosunkowo krótko – tylko kilkaset milionów lat. Diagram cyklu życia gwiazdy obejmuje następujące etapy. To obłok molekularny – zapadnięcie się grawitacyjne obłoku – narodziny supernowej – ewolucja protogwiazdy – koniec fazy protogwiazdowej. Następnie postępuj zgodnie z etapami: początek etapu młodej gwiazdy - wiek średni - dojrzałość - etap czerwonego olbrzyma - mgławica planetarna - etap białego karła. Dwie ostatnie fazy są charakterystyczne dla małych gwiazd.

Natura mgławic planetarnych

Przyjrzeliśmy się więc krótko cyklowi życia gwiazdy. Ale to, co przekształca się z ogromnego czerwonego olbrzyma w białego karła, czasami gwiazdy zrzucają swoje zewnętrzne warstwy, a następnie odsłonięte zostaje jądro gwiazdy. Powłoka gazowa zaczyna świecić pod wpływem energii emitowanej przez gwiazdę. Ten etap ma swoją nazwę ze względu na fakt, że świecące bąbelki gazu w tej powłoce często wyglądają jak dyski wokół planet. Ale w rzeczywistości nie mają one nic wspólnego z planetami. Cykl życia gwiazd dla dzieci może nie obejmować wszystkich szczegółów naukowych. Można jedynie opisać główne fazy ewolucji ciał niebieskich.

Gromady gwiazd

Astronomowie uwielbiają odkrywać.Istnieje hipoteza, że ​​wszyscy luminarze rodzą się w grupach, a nie indywidualnie. Ponieważ gwiazdy należące do tej samej gromady mają podobne właściwości, różnice między nimi są prawdziwe i nie wynikają z odległości od Ziemi. Jakiekolwiek zmiany zachodzą w tych gwiazdach, powstają one w tym samym czasie i w równych warunkach. Szczególnie dużo wiedzy można uzyskać badając zależność ich właściwości od masy. Przecież wiek gwiazd w gromadach i ich odległość od Ziemi są w przybliżeniu równe, więc różnią się tylko tym wskaźnikiem. Gromady zainteresują nie tylko zawodowych astronomów - każdy amator chętnie zrobi piękne zdjęcie i będzie podziwiać ich wyjątkowo piękny widok w planetarium.

Powstał w wyniku kondensacji ośrodka międzygwiazdowego. Dzięki obserwacjom udało się ustalić, że gwiazdy powstawały w różnym czasie i nadal pojawiają się do dziś.

Głównym problemem w ewolucji gwiazd jest kwestia pochodzenia ich energii, dzięki której świecą i emitują ogromne ilości energii. Wcześniej wysunięto wiele teorii, które miały na celu identyfikację źródeł energii gwiazd. Uważano, że ciągłym źródłem energii gwiazdowej jest ciągła kompresja. To źródło jest z pewnością dobre, ale nie jest w stanie utrzymać odpowiedniego promieniowania przez długi czas. W połowie XX wieku znaleziono odpowiedź na to pytanie. Źródłem promieniowania są reakcje syntezy termojądrowej. W wyniku tych reakcji wodór zamienia się w hel, a uwolniona energia przechodzi przez wnętrzności gwiazdy, zostaje przetworzona i wyemitowana w przestrzeń kosmiczną (warto zaznaczyć, że im wyższa temperatura, tym szybciej zachodzą te reakcje; jest to dlaczego gorące, masywne gwiazdy szybciej opuszczają ciąg główny).

A teraz wyobraźcie sobie pojawienie się gwiazdy...

Chmura międzygwiazdowego gazu i pyłu zaczęła się kondensować. Z tej chmury powstaje dość gęsta kula gazu. Ciśnienie wewnątrz kuli nie jest jeszcze w stanie zrównoważyć sił przyciągania, więc będzie się kurczyć (być może w tym czasie wokół gwiazdy utworzą się grudki o mniejszej masie, które ostatecznie zamienią się w planety). Po skompresowaniu temperatura wzrasta. W ten sposób gwiazda stopniowo ustawia się na ciągu głównym. Następnie ciśnienie gazu wewnątrz gwiazdy równoważy grawitację i protogwiazda zamienia się w gwiazdę.

Wczesny etap ewolucji gwiazdy jest bardzo mały, a gwiazda w tym czasie jest zanurzona w mgławicy, więc protogwiazda jest bardzo trudna do wykrycia.

Konwersja wodoru w hel zachodzi tylko w centralnych obszarach gwiazdy. W warstwach zewnętrznych zawartość wodoru pozostaje praktycznie niezmieniona. Ponieważ ilość wodoru jest ograniczona, prędzej czy później wypali się. Uwalnianie energii w centrum gwiazdy zatrzymuje się, rdzeń gwiazdy zaczyna się kurczyć, a otoczka zaczyna puchnąć. Co więcej, jeśli gwiazda ma masę mniejszą niż 1,2 masy Słońca, zrzuca swoją zewnętrzną warstwę (powstaje mgławica planetarna).

Po oddzieleniu się otoczki od gwiazdy odsłonięte zostają jej wewnętrzne, bardzo gorące warstwy, a tymczasem otoczka coraz bardziej się oddala. Po kilkudziesięciu tysiącach lat otoczka rozpadnie się i pozostanie jedynie bardzo gorąca i gęsta gwiazda, która stopniowo ochładzając się zamieni się w białego karła. Stopniowo ochładzając się, zamieniają się w niewidzialne czarne karły. Czarne karły to bardzo gęste i chłodne gwiazdy, nieco większe od Ziemi, ale o masie porównywalnej z masą Słońca. Proces chłodzenia białych karłów trwa kilkaset milionów lat.

Jeśli masa gwiazdy wynosi od 1,2 do 2,5 Słońca, wówczas taka gwiazda eksploduje. Ta eksplozja nazywa się eksplozja supernowej. Rozbłyskująca gwiazda zwiększa swoją jasność setki milionów razy w ciągu kilku sekund. Takie ogniska zdarzają się niezwykle rzadko. W naszej Galaktyce wybuch supernowej zdarza się mniej więcej raz na sto lat. Po takim wybuchu pozostaje mgławica, która ma dużo emisji radiowej, a także bardzo szybko się rozprasza, oraz tzw. Gwiazda neutronowa (więcej o tym nieco później). Oprócz ogromnej emisji radiowej taka mgławica będzie także źródłem promieniowania rentgenowskiego, jednak promieniowanie to jest pochłaniane przez atmosferę ziemską i dlatego można je obserwować jedynie z kosmosu.

Istnieje kilka hipotez na temat przyczyn wybuchów gwiazd (supernowych), ale nie ma jeszcze ogólnie przyjętej teorii. Zakłada się, że jest to spowodowane zbyt szybkim opadaniem wewnętrznych warstw gwiazdy w kierunku centrum. Gwiazda szybko kurczy się do katastrofalnie małych rozmiarów, rzędu 10 km, a jej gęstość w tym stanie wynosi 10 17 kg/m 3, czyli jest bliska gęstości jądra atomowego. Gwiazda ta składa się z neutronów (jednocześnie elektrony są wciskane w protony), dlatego nazywa się ją "NEUTRON". Jego początkowa temperatura wynosi około miliarda Kelwinów, ale w przyszłości szybko się ochłodzi.

Gwiazda ta, ze względu na swoje małe rozmiary i szybkie stygnięcie, przez długi czas była uważana za niemożliwą do zaobserwowania. Ale po pewnym czasie odkryto pulsary. Pulsary te okazały się gwiazdami neutronowymi. Zostały tak nazwane ze względu na krótkotrwałą emisję impulsów radiowych. Te. gwiazda wydaje się „mrugać”. Odkrycia tego dokonano zupełnie przypadkowo i nie tak dawno temu, a mianowicie w 1967 roku. Te okresowe impulsy wynikają z faktu, że podczas bardzo szybkiego obrotu stożek osi magnetycznej stale miga przed naszym wzrokiem, tworząc kąt z osią obrotu.

Pulsary można dla nas wykryć jedynie w warunkach orientacji osi magnetycznej, a stanowi to około 5% ich całkowitej liczby. Niektóre pulsary nie znajdują się w mgławicach radiowych, ponieważ mgławice rozpraszają się stosunkowo szybko. Po stu tysiącach lat mgławice te przestają być widoczne, a wiek pulsarów to dziesiątki milionów lat.

Jeśli masa gwiazdy przekracza 2,5 masy słonecznej, wówczas pod koniec swojego istnienia będzie wydawało się, że zapadnie się w sobie i zostanie zmiażdżona własnym ciężarem. W ciągu kilku sekund zamieni się w kropkę. Zjawisko to nazwano „zapadnięciem się grawitacyjnym”, a obiekt ten nazwano także „czarną dziurą”.

Z wszystkiego, co powiedziano powyżej, jasne jest, że końcowy etap ewolucji gwiazdy zależy od jej masy, ale należy również wziąć pod uwagę nieuniknioną utratę tej samej masy i rotacji.

Badanie ewolucji gwiazd nie jest możliwe poprzez obserwację tylko jednej gwiazdy – wiele zmian w gwiazdach zachodzi zbyt wolno, aby można je było zauważyć nawet po wielu stuleciach. Dlatego naukowcy badają wiele gwiazd, z których każda znajduje się na pewnym etapie swojego cyklu życia. W ciągu ostatnich kilku dekad modelowanie struktury gwiazd przy użyciu technologii komputerowej stało się powszechne w astrofizyce.

Encyklopedyczny YouTube

1 / 5

✪ Gwiazdy i ewolucja gwiazd (z narracją astrofizyka Siergieja Popowa)

✪ Gwiazdy i ewolucja gwiazd (z narracją Siergieja Popowa i Ilgonisa Vilksa)

✪ S. A. Lamzin – „Gwiazdna ewolucja”

✪ Ewolucja gwiazd. Ewolucja niebieskiego olbrzyma w 3 minuty

✪ Surdin V.G. Gwiezdna ewolucja, część 1

Napisy na filmie obcojęzycznym

Fuzja termojądrowa we wnętrzach gwiazd

Młode gwiazdy

Proces powstawania gwiazd można opisać w sposób jednolity, jednak kolejne etapy ewolucji gwiazdy zależą niemal wyłącznie od jej masy i dopiero na samym końcu ewolucji gwiazdy może ona odegrać rolę skład chemiczny.

Młode gwiazdy o małej masie

Młode gwiazdy o małej masie (do trzech mas Słońca) [ ], które zbliżają się do ciągu głównego, są całkowicie konwekcyjne – proces konwekcji obejmuje całe ciało gwiazdy. Są to w zasadzie protogwiazdy, w centrach których reakcje jądrowe dopiero się rozpoczynają, a całe promieniowanie powstaje głównie w wyniku kompresji grawitacyjnej. Dopóki nie zostanie ustalona równowaga hydrostatyczna, jasność gwiazdy maleje przy stałej efektywnej temperaturze. Na diagramie Hertzsprunga-Russella takie gwiazdy tworzą prawie pionowy tor zwany torem Hayashi. W miarę jak kompresja maleje, młoda gwiazda zbliża się do ciągu głównego. Obiekty tego typu kojarzone są z gwiazdami T Tauri.

W tym czasie w przypadku gwiazd o masie większej niż 0,8 masy Słońca rdzeń staje się przezroczysty dla promieniowania i dominuje transfer energii radiacyjnej w jądrze, ponieważ konwekcja jest coraz bardziej utrudniana przez rosnące zagęszczenie materii gwiazdowej. W zewnętrznych warstwach ciała gwiazdy dominuje konwekcyjny transfer energii.

Nie wiadomo do końca, jakie cechy mają gwiazdy o mniejszej masie w momencie wejścia do ciągu głównego, gdyż czas przebywania tych gwiazd w kategorii młodych przekracza wiek Wszechświata [ ] . Wszystkie pomysły na ewolucję tych gwiazd opierają się wyłącznie na obliczeniach numerycznych i modelowaniu matematycznym.

W miarę kurczenia się gwiazdy ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego zaczyna rosnąć, a po osiągnięciu pewnego promienia gwiazdy kompresja ustaje, co prowadzi do zatrzymania dalszego wzrostu temperatury w jądrze gwiazdy spowodowanego przez kompresji, a następnie jej zmniejszenia. W przypadku gwiazd mniejszych niż 0,0767 masy Słońca tak się nie dzieje: energia uwalniana podczas reakcji jądrowych nigdy nie wystarcza, aby zrównoważyć ciśnienie wewnętrzne i kompresję grawitacyjną. Takie „podgwiazdy” emitują więcej energii, niż powstaje podczas reakcji termojądrowych i są klasyfikowane jako tak zwane brązowe karły. Ich los polega na ciągłym sprężaniu, aż do zatrzymania go przez ciśnienie zdegenerowanego gazu, a następnie stopniowym ochłodzeniu wraz z ustaniem wszelkich rozpoczętych reakcji termojądrowych.

Młode gwiazdy o średniej masie

Młode gwiazdy o masie pośredniej (od 2 do 8 mas Słońca) [ ] ewoluują jakościowo dokładnie w taki sam sposób, jak ich mniejsze siostry i bracia, z tym wyjątkiem, że nie mają stref konwekcyjnych aż do ciągu głównego.

Obiekty tego typu kojarzone są z tzw. Gwiazdy Ae\Be Herbig z nieregularnymi zmiennymi klasy widmowej B-F0. Wykazują także dyski i dżety bipolarne. Szybkość wypływu materii z powierzchni, jasność i efektywna temperatura są znacznie wyższe niż w przypadku T Taurus, dzięki czemu skutecznie podgrzewają i rozpraszają pozostałości obłoku protogwiazdowego.

Młode gwiazdy o masie większej niż 8 mas Słońca

Gwiazdy o takich masach mają już cechy normalnych gwiazd, ponieważ przeszły przez wszystkie etapy pośrednie i były w stanie osiągnąć takie tempo reakcji jądrowych, które kompensowało energię utraconą na skutek promieniowania podczas akumulacji masy, aby osiągnąć równowagę hydrostatyczną jądra. W przypadku tych gwiazd wypływ masy i jasności jest tak duży, że nie tylko powstrzymują grawitacyjne zapadanie się zewnętrznych obszarów obłoku molekularnego, które nie stały się jeszcze częścią gwiazdy, ale wręcz przeciwnie, je rozpraszają. Zatem masa powstałej gwiazdy jest zauważalnie mniejsza niż masa obłoku protogwiazdowego. Najprawdopodobniej wyjaśnia to brak w naszej galaktyce gwiazd o masie większej niż około 300 mas Słońca.

Średni cykl życia gwiazdy

Gwiazdy występują w szerokiej gamie kolorów i rozmiarów. Według najnowszych szacunków, według typu widmowego wahają się od gorącego błękitu do chłodnej czerwieni, a według masy - od 0,0767 do około 300 mas Słońca. Jasność i kolor gwiazdy zależą od temperatury jej powierzchni, która z kolei zależy od jej masy. Wszystkie nowe gwiazdy „zajmują swoje miejsce” w ciągu głównym zgodnie ze swoim składem chemicznym i masą. Oczywiście nie mówimy o fizycznym ruchu gwiazdy, a jedynie o jej położeniu na wskazanym schemacie, w zależności od parametrów gwiazdy. W rzeczywistości ruch gwiazdy wzdłuż diagramu odpowiada jedynie zmianie parametrów gwiazdy.

Termonuklearne „spalanie” materii, wznowione na nowym poziomie, powoduje potworną ekspansję gwiazdy. Gwiazda „pęcznieje”, staje się bardzo „luźna”, a jej rozmiar zwiększa się około 100 razy. Zatem gwiazda staje się czerwonym olbrzymem, a faza spalania helu trwa około kilku milionów lat. Prawie wszystkie czerwone olbrzymy to gwiazdy zmienne.

Końcowe etapy ewolucji gwiazd

Stare gwiazdy o małej masie

Obecnie nie wiadomo na pewno, co dzieje się z jasnymi gwiazdami po wyczerpaniu się zapasów wodoru w ich jądrach. Ponieważ wiek Wszechświata wynosi 13,7 miliarda lat, co nie jest wystarczające, aby wyczerpać się zapas paliwa wodorowego w takich gwiazdach, współczesne teorie opierają się na modelowaniu komputerowym procesów zachodzących w takich gwiazdach.

Niektóre gwiazdy mogą syntetyzować hel tylko w określonych strefach aktywnych, powodując niestabilność i silne wiatry gwiazdowe. W tym przypadku nie dochodzi do powstania mgławicy planetarnej, a gwiazda jedynie wyparowuje, stając się jeszcze mniejsza niż brązowy karzeł [ ] .

Gwiazda o masie mniejszej niż 0,5 Słońca nie jest w stanie przekształcić helu nawet po zatrzymaniu w jej jądrze reakcji obejmujących wodór - masa takiej gwiazdy jest zbyt mała, aby zapewnić nową fazę kompresji grawitacyjnej w stopniu wystarczającym do „zapalenia się” hel Do takich gwiazd należą czerwone karły, takie jak Proxima Centauri, których czas przebywania w ciągu głównym waha się od dziesiątek miliardów do dziesiątków bilionów lat. Po ustaniu reakcji termojądrowych w ich rdzeniach, stopniowo ochładzając się, będą nadal słabo emitować w zakresie podczerwieni i mikrofal widma elektromagnetycznego.

Gwiazdy średniej wielkości

Po osiągnięciu gwiazda średniej wielkości (od 0,4 do 3,4 mas Słońca) [ ] fazy czerwonego olbrzyma, w jej rdzeniu kończy się wodór i rozpoczynają się reakcje syntezy węgla z helu. Proces ten zachodzi w wyższych temperaturach, w związku z czym przepływ energii z jądra wzrasta, a w efekcie zewnętrzne warstwy gwiazdy zaczynają się rozszerzać. Początek syntezy węgla wyznacza nowy etap w życiu gwiazdy i trwa przez pewien czas. W przypadku gwiazdy podobnej wielkości do Słońca proces ten może zająć około miliarda lat.

Zmiany w ilości emitowanej energii powodują, że gwiazda przechodzi okresy niestabilności, w tym zmiany rozmiaru, temperatury powierzchni i uwalniania energii. Energia wyjściowa przesuwa się w stronę promieniowania o niskiej częstotliwości. Wszystko to towarzyszy rosnącej utracie masy na skutek silnych wiatrów gwiazdowych i intensywnych pulsacji. Gwiazdy w tej fazie nazywane są „gwiazdami późnego typu” (również „gwiazdami na emeryturze”), Gwiazdy OH-IR lub gwiazdy podobne do Miry, w zależności od ich dokładnej charakterystyki. Wyrzucony gaz jest stosunkowo bogaty w ciężkie pierwiastki wytwarzane we wnętrzu gwiazdy, takie jak tlen i węgiel. Gaz tworzy rozszerzającą się powłokę i ochładza się w miarę oddalania się od gwiazdy, umożliwiając tworzenie się cząstek i cząsteczek pyłu. Przy silnym promieniowaniu podczerwonym gwiazdy źródłowej w takich powłokach tworzą się idealne warunki do aktywacji kosmicznych maserów.

Reakcje termojądrowego spalania helu są bardzo wrażliwe na temperaturę. Czasami prowadzi to do dużej niestabilności. Powstają silne pulsacje, które w rezultacie nadają wystarczające przyspieszenie zewnętrznym warstwom, aby zostały wyrzucone i zamieniły się w mgławicę planetarną. W centrum takiej mgławicy pozostaje nagie jądro gwiazdy, w którym zatrzymują się reakcje termojądrowe, a gdy się ochładza, zamienia się w białego karła helowego, zwykle o masie do 0,5-0,6 masy Słońca i średnicy rzędu średnicy Ziemi.

Zdecydowana większość gwiazd, w tym Słońce, kończy swoją ewolucję poprzez kurczenie się, aż ciśnienie zdegenerowanych elektronów zrównoważy grawitację. W tym stanie, gdy rozmiar gwiazdy zmniejsza się stukrotnie, a gęstość staje się milion razy większa niż gęstość wody, gwiazdę nazywa się białym karłem. Jest pozbawiony źródeł energii i stopniowo ochładzając się, staje się niewidzialnym czarnym karłem.

W gwiazdach masywniejszych od Słońca ciśnienie zdegenerowanych elektronów nie jest w stanie zatrzymać dalszej kompresji jądra i elektrony zaczynają być „wciskane” w jądra atomowe, co zamienia protony w neutrony, pomiędzy którymi nie występują siły odpychania elektrostatycznego. Ta neutronizacja materii prowadzi do tego, że wielkość gwiazdy, która jest obecnie jednym ogromnym jądrem atomowym, mierzy się w kilku kilometrach, a jej gęstość jest 100 milionów razy większa od gęstości wody. Taki obiekt nazywany jest gwiazdą neutronową; jego równowaga jest utrzymywana przez ciśnienie zdegenerowanej materii neutronów.

Supermasywne gwiazdy

Gdy gwiazda o masie większej niż pięć mas Słońca wejdzie w fazę czerwonego nadolbrzyma, jej jądro zaczyna się kurczyć pod wpływem grawitacji. W miarę postępu sprężania wzrasta temperatura i gęstość i rozpoczyna się nowa sekwencja reakcji termojądrowych. W takich reakcjach syntezowane są coraz cięższe pierwiastki: hel, węgiel, tlen, krzem i żelazo, co czasowo powstrzymuje zapadnięcie się jądra.

W rezultacie w miarę tworzenia się coraz cięższych pierwiastków układu okresowego, żelazo-56 jest syntetyzowane z krzemu. Na tym etapie dalsza egzotermiczna fuzja termojądrowa staje się niemożliwa, ponieważ jądro żelaza-56 ma maksymalny defekt masy i tworzenie cięższych jąder z uwolnieniem energii jest niemożliwe. Dlatego, gdy żelazny rdzeń gwiazdy osiąga określony rozmiar, ciśnienie w nim nie jest już w stanie wytrzymać ciężaru leżących nad nim warstw gwiazdy i następuje natychmiastowe zapadnięcie się jądra wraz z neutronizacją jego materii.

To, co stanie się potem, nie jest jeszcze do końca jasne, ale w każdym razie procesy zachodzące w ciągu kilku sekund prowadzą do eksplozji supernowej o niesamowitej sile.

Silne strumienie neutrin i wirujące pole magnetyczne wypychają większość nagromadzonej materii gwiazdy. [ ] - tzw. elementy siedzeń, obejmujące elementy żelazne i lżejsze. Wybuchająca materia jest bombardowana przez uciekające z jądra gwiazdy neutrony, wychwytując je i tworząc w ten sposób zestaw pierwiastków cięższych od żelaza, w tym radioaktywnych, aż do uranu (a być może nawet kalifornu). Wybuchy supernowych wyjaśniają zatem obecność pierwiastków cięższych od żelaza w materii międzygwiazdowej, ale nie jest to jedyny możliwy sposób ich powstawania, co wykazują na przykład gwiazdy technetu.

Fala uderzeniowa i strumienie neutrin unoszą materię z dala od umierającej gwiazdy [ ] w przestrzeń międzygwiazdową. Następnie, gdy ochładza się i przemieszcza w przestrzeni, ta materia supernowej może zderzyć się z innymi kosmicznymi „ratunkami” i być może wziąć udział w powstawaniu nowych gwiazd, planet lub satelitów.

Procesy zachodzące podczas powstawania supernowej są wciąż badane i jak dotąd nie ma jasności w tej kwestii. Wątpliwe jest również to, co faktycznie pozostało z oryginalnej gwiazdy. Rozważane są jednak dwie opcje: gwiazdy neutronowe i czarne dziury.

Gwiazdy neutronowe

Wiadomo, że w przypadku niektórych supernowych silna grawitacja w głębi nadolbrzyma zmusza elektrony do absorpcji przez jądro atomowe, gdzie łączą się z protonami, tworząc neutrony. Proces ten nazywa się neutronizacją. Zanikają siły elektromagnetyczne oddzielające pobliskie jądra. Jądro gwiazdy jest teraz gęstą kulą jąder atomowych i pojedynczych neutronów.

Takie gwiazdy, zwane gwiazdami neutronowymi, są niezwykle małe – nie większe niż wielkość dużego miasta – i mają niewyobrażalnie dużą gęstość. Ich okres orbitalny staje się niezwykle krótki wraz ze zmniejszaniem się rozmiaru gwiazdy (ze względu na zachowanie momentu pędu). Niektóre gwiazdy neutronowe obracają się 600 razy na sekundę. Dla niektórych z nich kąt pomiędzy wektorem promieniowania a osią obrotu może być taki, że Ziemia wpadnie w stożek utworzony przez to promieniowanie; w tym przypadku możliwe jest wykrycie impulsu promieniowania powtarzającego się w odstępach równych okresowi obiegu gwiazdy. Takie gwiazdy neutronowe nazwano „pulsarami” i stały się pierwszymi odkrytymi gwiazdami neutronowymi.

Czarne dziury

Nie wszystkie gwiazdy po przejściu przez fazę wybuchu supernowej stają się gwiazdami neutronowymi. Jeśli gwiazda ma wystarczająco dużą masę, wówczas zapadanie się takiej gwiazdy będzie kontynuowane, a same neutrony zaczną opadać do wewnątrz, aż jej promień stanie się mniejszy niż promień Schwarzschilda. Potem staje się gwiazdą czarna dziura.

Istnienie czarnych dziur przewidywała ogólna teoria względności. Zgodnie z tą teorią,

Zajmuje punkt w prawym górnym rogu: ma wysoką jasność i niska temperatura. Główne promieniowanie występuje w zakresie podczerwieni. Dociera do nas promieniowanie z zimnej powłoki pyłowej. W procesie ewolucji położenie gwiazdy na diagramie będzie się zmieniać. Jedynym źródłem energii na tym etapie jest kompresja grawitacyjna. Dlatego gwiazda porusza się dość szybko równolegle do osi rzędnych.

Temperatura powierzchni nie zmienia się, ale promień i jasność maleją. Temperatura w centrum gwiazdy wzrasta, osiągając wartość, przy której rozpoczynają się reakcje z lekkimi pierwiastkami: litem, berylem, borem, które szybko się wypalają, ale potrafią spowolnić kompresję. Tor obraca się równolegle do osi rzędnych, temperatura na powierzchni gwiazdy wzrasta, a jasność pozostaje prawie stała. Wreszcie w centrum gwiazdy rozpoczynają się reakcje tworzenia helu z wodoru (spalanie wodoru). Gwiazda wchodzi do ciągu głównego.

Czas trwania początkowego etapu zależy od masy gwiazdy. Dla gwiazd takich jak Słońce jest to około 1 milion lat, dla gwiazdy o masie 10 M☉ około 1000 razy mniej i dla gwiazdy o masie 0,1 M☉ tysiące razy więcej.

Młode gwiazdy o małej masie

Na początku ewolucji gwiazda o małej masie ma promienne jądro i otoczkę konwekcyjną (ryc. 82, I).

Na etapie ciągu głównego gwiazda świeci dzięki uwolnieniu energii w reakcjach jądrowych konwersji wodoru w hel. Dopływ wodoru zapewnia jasność gwiazdy o masie 1 M☉ w przybliżeniu w ciągu 10 10 lat. Gwiazdy o większej masie szybciej zużywają wodór: na przykład gwiazda o masie 10 M☉ zużyje wodór w czasie krótszym niż 10 7 lat (jasność jest proporcjonalna do czwartej potęgi masy).

Gwiazdy o małej masie

W miarę wypalania się wodoru centralne obszary gwiazdy ulegają znacznej kompresji.

Gwiazdy o dużej masie

Po osiągnięciu ciągu głównego następuje ewolucja gwiazdy o dużej masie (>1,5 M☉) zależy od warunków spalania paliwa jądrowego we wnętrzu gwiazdy. Na etapie ciągu głównego jest to spalanie wodoru, ale w przeciwieństwie do gwiazd o małej masie, w jądrze dominują reakcje cyklu węgiel-azot. W tym cyklu atomy C i N pełnią rolę katalizatorów. Szybkość uwalniania energii w reakcjach takiego cyklu jest proporcjonalna do T 17. Dlatego w rdzeniu powstaje rdzeń konwekcyjny, otoczony strefą, w której przenoszenie energii odbywa się poprzez promieniowanie.

Jasność gwiazd o dużej masie jest znacznie wyższa niż jasność Słońca, a wodór zużywa się znacznie szybciej. Wynika to również z faktu, że temperatura w centrum takich gwiazd jest również znacznie wyższa.

W miarę zmniejszania się udziału wodoru w materii rdzenia konwekcyjnego maleje szybkość uwalniania energii. Ponieważ jednak szybkość uwalniania zależy od jasności, rdzeń zaczyna się ściskać, a tempo uwalniania energii pozostaje stałe. W tym samym czasie gwiazda rozszerza się i przesuwa w obszar czerwonych olbrzymów.

Gwiazdy o małej masie

Do czasu całkowitego wypalenia się wodoru w centrum gwiazdy o małej masie tworzy się mały rdzeń helowy. W jądrze gęstość materii i temperatura osiągają wartości odpowiednio 10,9 kg/m i 10,8 K. Spalanie wodoru następuje na powierzchni rdzenia. Wraz ze wzrostem temperatury w rdzeniu wzrasta szybkość wypalania wodoru i wzrasta jasność. Strefa promienna stopniowo zanika. A ze względu na wzrost prędkości przepływów konwekcyjnych zewnętrzne warstwy gwiazdy napełniają się. Zwiększa się jej rozmiar i jasność - gwiazda zamienia się w czerwonego olbrzyma (ryc. 82, II).

Gwiazdy o dużej masie

Kiedy wodór w gwieździe o dużej masie całkowicie się wyczerpie, w jądrze zaczyna zachodzić potrójna reakcja helowa i jednocześnie reakcja powstawania tlenu (3He=>C i C+He=>0). W tym samym czasie wodór zaczyna się palić na powierzchni rdzenia helu. Pojawi się źródło pierwszej warstwy.

Zapas helu wyczerpuje się bardzo szybko, ponieważ w opisanych reakcjach w każdym elementarnym akcie uwalniana jest stosunkowo niewielka ilość energii. Obraz się powtarza, w gwieździe pojawiają się źródła dwuwarstwowe, a w jądrze rozpoczyna się reakcja C+C=>Mg.

Ścieżka ewolucji okazuje się bardzo złożona (ryc. 84). Na diagramie Hertzsprunga-Russella gwiazda porusza się wzdłuż sekwencji olbrzymów lub (przy bardzo dużej masie w obszarze nadolbrzyma) okresowo staje się Cephei.

Stare gwiazdy o małej masie

W przypadku gwiazdy o małej masie ostatecznie prędkość przepływu konwekcyjnego na pewnym poziomie osiąga sekundę prędkość ucieczki, otoczka odpada, a gwiazda zamienia się w białego karła otoczonego mgławicą planetarną.

Tor ewolucyjny gwiazdy o małej masie na diagramie Hertzsprunga-Russella pokazano na Rycinie 83.

Śmierć gwiazd o dużej masie

Gwiazda o dużej masie ma pod koniec swojej ewolucji bardzo złożoną strukturę. Każda warstwa ma swój własny skład chemiczny, reakcje jądrowe zachodzą w kilku źródłach warstw, a w środku powstaje żelazny rdzeń (ryc. 85).

Reakcje jądrowe z żelazem nie zachodzą, ponieważ wymagają wydatku (a nie uwolnienia) energii. Dlatego żelazny rdzeń szybko się kurczy, wzrasta w nim temperatura i gęstość, osiągając fantastyczne wartości - temperaturę 10,9 K i ciśnienie 10,9 kg/m 3. Materiał ze strony

W tym momencie rozpoczynają się dwa ważne procesy, które zachodzą w jądrze jednocześnie i bardzo szybko (najwyraźniej w ciągu kilku minut). Po pierwsze, podczas zderzeń jądrowych atomy żelaza rozpadają się na 14 atomów helu, po drugie, elektrony są „wciskane” w protony, tworząc neutrony. Obydwa procesy wiążą się z absorpcją energii, a temperatura w rdzeniu (także ciśnienie) natychmiastowo spada. Zewnętrzne warstwy gwiazdy zaczynają opadać w kierunku środka.

Opadnięcie zewnętrznych warstw prowadzi do gwałtownego wzrostu w nich temperatury. Wodór, hel i węgiel zaczynają się palić. Towarzyszy temu potężny strumień neutronów pochodzący z centralnego jądra. W rezultacie następuje potężna eksplozja jądrowa, wyrzucająca zewnętrzne warstwy gwiazdy, zawierające już wszystkie ciężkie pierwiastki, aż do kalifornu. Według współczesnych poglądów wszystkie atomy ciężkich pierwiastków chemicznych (tj. cięższych od helu) powstały we Wszechświecie właśnie w rozbłyskach