Završne faze evolucije zvijezda. Evolucije zvijezda

Evolucija zvijezda je promjena u fizičkom. karakteristike, unutrašnje zgrade i hem. sastav zvijezda tokom vremena. Najvažniji problemi teorije E.z. - objašnjenje nastanka zvijezda, promjena njihovih uočenih karakteristika, proučavanje genetskog odnosa različitih grupa zvijezda, analiza njihovih konačnih stanja.

Budući da je u nama poznatom dijelu Univerzuma cca. 98-99% mase posmatrane materije sadržano je u zvijezdama ili je prošlo fazu zvijezda, objašnjava E.z. yavl. jedan od najvažnijih problema u astrofizici.

Zvijezda u nepokretnom stanju je plinska kugla, koja je u hidrostatičkom stanju. i termička ravnoteža (tj. djelovanje gravitacijskih sila je uravnoteženo unutrašnjim pritiskom, a gubici energije zbog zračenja se kompenzuju energijom koja se oslobađa u unutrašnjosti zvijezde, vidi). "Rađanje" zvijezde je formiranje hidrostatski ravnotežnog objekta, čije zračenje podržava vlastito. izvori energije. "Smrt" zvijezde je nepovratna neravnoteža koja vodi do uništenja zvijezde ili do njenog katastrofalnog neuspjeha. kompresija.

Odvajanje gravitacije. energija može igrati odlučujuću ulogu samo kada je temperatura unutrašnjosti zvijezde nedovoljna da oslobađanje nuklearne energije nadoknadi gubitke energije, a zvijezda kao cjelina ili njen dio mora se skupiti da bi održala ravnotežu. Osvjetljenje toplinske energije postaje važno tek nakon iscrpljivanja rezervi nuklearne energije. Tako je E.z. može se predstaviti kao uzastopna promjena izvora energije zvijezda.

Karakteristično vrijeme E.z. prevelika da bi mogla direktno pratiti cijelu evoluciju. Stoga, glavni metoda istraživanja E.z. yavl. konstrukcija nizova modela zvijezda koji opisuju promjene u unutrašnjem. zgrade i hem. sastav zvijezda tokom vremena. Evolucija. sekvence se zatim porede sa rezultatima posmatranja, na primer, sa (G.-R.d.), koji sumira posmatranja velikog broja zvezda u različitim fazama evolucije. Od posebnog značaja je poređenje sa G.-R.d. za zvezdana jata, budući da sve zvezde jata imaju istu početnu hem. kompozicije i formirane gotovo istovremeno. Prema G.-R.d. klasteri različite starosti, bilo je moguće utvrditi pravac kretanja E.z. Evolucijski detalj. sekvence se izračunavaju numeričkim rješavanjem sistema diferencijalnih jednadžbi koje opisuju distribuciju mase, gustine, temperature i luminoznosti u zvijezdi, kojima se dodaju zakoni oslobađanja energije i neprozirnosti zvjezdane materije i jednačine koje opisuju promjenu u hemiji. sastav zvezda tokom vremena.

Evolucija zvijezde ovisi uglavnom o njenoj masi i početnoj hemiji. kompozicija. Određenu, ali ne fundamentalnu ulogu može odigrati rotacija zvijezde i njen magn. polju, ali uloga ovih faktora u E.z. još nije dovoljno istražen. Chem. Sastav zvijezde zavisi od vremena kada je nastala i od njenog položaja u galaksiji u vrijeme formiranja. Zvijezde prve generacije nastale su od materije, čiji je sastav bio određen kosmološkim. uslovima. Očigledno je sadržavao otprilike 70% masenog udjela vodonika, 30% helijuma i zanemarljivu primjesu deuterijuma i litijuma. U toku evolucije zvijezda prve generacije nastali su teški elementi (slijedom helijuma) koji su izbačeni u međuzvjezdani prostor kao rezultat oticanja tvari iz zvijezda ili prilikom eksplozija zvijezda. Zvijezde narednih generacija su već formirane od materije koja sadrži do 3-4% (po masi) teških elemenata.

Najdirektniji pokazatelj da se u Galaksiji trenutno dešava formiranje zvezda je yavl. postojanje masivnog spektra sjajnih zvijezda. klase O i B, čiji vijek trajanja ne može biti duži od ~ 10 7 godina. Brzina formiranja zvijezda u modernom epohe se procjenjuje na 5 godišnje.

2. Formiranje zvijezde, faza gravitacijske kontrakcije

Prema najčešćem mišljenju, zvijezde nastaju kao rezultat gravitacije. kondenzacije materije u međuzvjezdanom mediju. Pod uticajem Rayleigh-Taylor termičke nestabilnosti u međuzvjezdanom magnetnom polju može doći do neophodnog razdvajanja međuzvjezdanog medija na dvije faze - guste hladne oblake i razrijeđeni medij sa višom temperaturom. polje. Gasno-prašinski kompleksi sa masom , karakteristična veličina (10-100) kom i koncentracija čestica n~10 2 cm -3 . zapravo posmatrano zbog njihove emisije radio talasa. Kompresija (kolaps) takvih oblaka zahteva određene uslove: gravitacione. čestice oblaka moraju premašiti zbir energije toplotnog kretanja čestica, energije rotacije oblaka u cjelini i magnetske. energija oblaka (Jeans kriterijum). Ako se uzme u obzir samo energija toplotnog gibanja, tada se, do faktora reda jedan, Jeansov kriterij zapisuje kao: align="absmiddle" width="205" height="20">, gdje je masa oblaka, T- temperatura gasa u K, n- broj čestica u 1 cm 3 . Sa tipičnim modernim međuzvjezdani oblaci temp-pax K mogu urušiti samo oblake čija masa nije manja od . Džinsov kriterijum ukazuje da za formiranje zvezda sa stvarno posmatranim spektrom mase koncentracija čestica u oblacima u kolapsu treba da dostigne (10 3 -10 6) cm -3, tj. 10-1000 puta više nego što je uočeno u tipičnim oblacima. Međutim, takve koncentracije čestica mogu se postići u dubinama oblaka koji su već počeli da se urušavaju. Iz ovoga proizilazi da je ono što se dešava putem sukcesivnog procesa koji se odvija u nekoliko faze, fragmentacija masivnih oblaka. Ova slika prirodno objašnjava rađanje zvijezda u grupama - jatima. U isto vrijeme, pitanja vezana za toplinski balans u oblaku, polje brzina u njemu i mehanizam koji određuje maseni spektar fragmenata i dalje ostaju nejasni.

Kolapsirajući objekti zvjezdane mase tzv. protostars. Kolaps sferno simetrične nerotirajuće protozvijezde bez magneta. polja uključuju nekoliko. faze. U početnom trenutku vremena oblak je homogen i izotermičan. To je transparentno za javnost. zračenja, pa do kolapsa dolazi sa volumetrijskim gubicima energije, Ch. arr. zbog toplotnog zračenja prašine, roj prenosi svoju kinetiku. energija čestice gasa. U homogenom oblaku nema gradijenta pritiska i kompresija počinje u režimu slobodnog pada sa karakterističnim vremenom, gde G- , - gustina oblaka. Sa početkom kompresije nastaje talas razrjeđivanja koji se kreće prema centru brzinom zvuka, a od kolaps se dešava brže tamo gde je gustina veća, protozvezda se deli na kompaktno jezgro i proširenu školjku, u kojoj se materija raspoređuje po zakonu. Kada koncentracija čestica u jezgru dostigne ~ 10 11 cm -3, ono postaje neprozirno za IR zračenje čestica prašine. Energija koja se oslobađa u jezgru polako curi na površinu zbog provođenja topline zračenja. Temperatura počinje rasti gotovo adijabatski, što dovodi do povećanja tlaka, a jezgro ulazi u hidrostatsko stanje. balans. Školjka nastavlja da pada na jezgro i pojavljuje se na njegovoj periferiji. Parametri jezgra u ovom trenutku slabo zavise od ukupne mase protozvezde: K. Kako se masa jezgra povećava usled akrecije, njegova temperatura se menja skoro adijabatski sve dok ne dostigne 2000 K, kada počinje disocijacija molekula H 2 . Kao rezultat potrošnje energije za disocijaciju, a ne povećanje kinetike. energije čestica, vrijednost adijabatskog indeksa postaje manja od 4/3, promjene pritiska nisu u stanju da kompenzuju gravitacijske sile, a jezgro se ponovo urušava (vidi ). Formira se novo jezgro sa parametrima, okruženo udarnim frontom, na koje se akreiraju ostaci prvog jezgra. Slično preuređenje jezgra događa se s vodonikom.

Dalji rast jezgra zbog materijala ljuske nastavlja se sve dok sva materija ne padne na zvijezdu ili se ne rasprši pod djelovanjem ili , ako je jezgro dovoljno masivno (vidi ). Za protozvijezde sa karakterističnim vremenom materije ljuske t a >t kn, pa je njihov sjaj određen oslobađanjem energije kontrakcijskih jezgara.

Evolucija. tragovi jezgara protozvijezda sa konstantnom masom u hidrostatičkom stupnju. kompresije su prikazane na sl. 1. Kod zvijezda male mase, u trenutku kada je uspostavljena hidrostatika. ravnoteže, uslovi u jezgrima su takvi da se energija prenosi u njima. Proračuni pokazuju da je površinska temperatura potpuno konvektivne zvijezde gotovo konstantna. Radijus zvijezde se kontinuirano smanjuje, jer. ona se smanjuje. Sa konstantnom površinskom temperaturom i opadajućim radijusom, sjaj zvijezde bi također trebao pasti na G.-R.d. ova faza evolucije odgovara vertikalnim segmentima staza.

Kako se kompresija nastavlja, temperatura u unutrašnjosti zvijezde raste, materija postaje prozirnija, a zvijezde sa align="absmiddle" width="90" height="17"> imaju blistavo jezgro, ali školjke ostaju konvektivne. Manje masivne zvijezde ostaju potpuno konvektivne. Njihova svjetlost regulirana je tankim slojem zračenja u fotosferi. Što je zvezda masivnija i što je njena efektivna temperatura viša, to je veće njeno radijantno jezgro (u zvezdama sa align="absmiddle" width="74" height="17">, zračeće jezgro se pojavljuje odmah). Na kraju, gotovo cijela zvijezda (s izuzetkom površinske konvektivne zone kod zvijezda s masom ) prelazi u stanje radijacijske ravnoteže, pri čemu se sva energija oslobođena u jezgru prenosi zračenjem.

3. Evolucija zasnovana na nuklearnim reakcijama

Kada se sadržaj vodonika u jezgru smanji na 1%, širenje ljuski zvijezda sa align="absmiddle" width="66" height="17"> zamjenjuje se općim skupljanjem zvijezde, što je neophodno da bi se održava oslobađanje energije. Kompresija ljuske uzrokuje zagrijavanje vodika u sloju uz helijsku jezgru do temperature njegovog termonuklearnog sagorijevanja i pojavljuje se slojni izvor oslobađanja energije. Za zvijezde s masom , za koje ona u manjoj mjeri ovisi o temperaturi i područje oslobađanja energije nije tako jako koncentrisano prema centru, nema stupnja opšte kompresije.

E.z. nakon izgaranja vodonika zavisi od njihove mase. Najvažniji faktor koji utiče na tok evolucije zvezda sa masom yavl. degeneracija elektronskog gasa pri visokim gustinama. Zbog velike gustine, broj kvantnih stanja sa malom energijom je ograničen zbog Paulijevog principa, a elektroni ispunjavaju kvantne nivoe velikom energijom, mnogo većom od energije njihovog toplotnog kretanja. Najvažnija karakteristika degenerisanog gasa je njegov pritisak str zavisi samo od gustine: za nerelativističku degeneraciju i za relativističku degeneraciju. Pritisak elektronskog gasa je mnogo veći od pritiska jona. To implicira fundamentalno za E.z. zaključak: budući da gravitaciona sila koja djeluje na jedinični volumen relativistički degeneriranog plina, , ovisi o gustoći na isti način kao i gradijent tlaka , mora postojati granična masa (vidi ), takva da za align="absmiddle" širinu ="66" visina ="15"> Pritisak elektrona se ne može suprotstaviti gravitaciji i počinje kompresija. Ograničenje mase align="absmiddle" width="139" height="17">. Granica oblasti u kojoj je elektronski gas degenerisan prikazana je na sl. 3 . Kod zvijezda male mase, degeneracija igra značajnu ulogu već u procesu formiranja jezgri helijuma.

Drugi faktor koji određuje E.z. u kasnijim fazama to su gubici energije neutrina. U dubinama zvezda T~10 8 Na glavnu. ulogu u rađanju imaju: fotoneutrinski proces, raspad kvanta plazma oscilacija (plazmona) u neutrino-antineutrinski par (), anihilacija elektron-pozitronskih parova () i (vidi). Najvažnija karakteristika neutrina je da je materija zvijezde za njih praktično providna, a neutrini slobodno odnose energiju iz zvijezde.

Helijumsko jezgro, u kojem još nisu nastali uslovi za sagorevanje helijuma, je komprimirano. Temperatura u slojevitom izvoru pored jezgre se povećava, a brzina sagorevanja vodonika se povećava. Potreba za prijenosom povećanog protoka energije dovodi do širenja ljuske, za šta se troši dio energije. Pošto se sjaj zvezde ne menja, temperatura njene površine opada, a na G.-R.d. zvijezda se pomiče u područje koje zauzimaju crveni divovi.Vrijeme restrukturiranja zvijezde je dva reda veličine kraće od vremena sagorijevanja vodonika u jezgru, stoga postoji nekoliko zvijezda između MS pojasa i područja crvenih supergiganata. Sa smanjenjem temperature ljuske, povećava se njegova prozirnost, zbog čega je vanjski. konvektivna zona i sjaj zvijezde se povećava.

Uklanjanje energije iz jezgra toplotnim provođenjem degenerisanih elektrona i gubitaka neutrina u zvijezdama odlaže trenutak paljenja helijuma. Temperatura počinje primjetno rasti tek kada jezgro postane gotovo izotermno. Sagorijevanje 4 On određuje E.z. od trenutka kada oslobađanje energije premašuje gubitke energije zbog provođenja topline i neutrina zračenja. Isti uvjet vrijedi i za sagorijevanje svih narednih vrsta nuklearnog goriva.

Izvanredna karakteristika neutrina hlađenih zvjezdanih jezgara iz degeneriranog plina je "konvergencija" - konvergencija tragova, koji karakteriziraju omjer gustine i temperature T c u centru zvezde (sl. 3). Brzina oslobađanja energije tokom kompresije jezgra određena je brzinom vezivanja materije za nju kroz izvor sloja, koja zavisi samo od mase jezgra za datu vrstu goriva. U jezgru se mora održavati ravnoteža priliva i odliva energije, pa se u jezgri zvijezda uspostavlja ista raspodjela temperature i gustine. Do trenutka paljenja 4 He, masa jezgra zavisi od sadržaja teških elemenata. U degenerisanim gasnim jezgrima paljenje 4 He ima karakter termalne eksplozije, jer energija oslobođena tokom sagorevanja ide na povećanje energije toplotnog kretanja elektrona, ali se pritisak skoro ne menja sa povećanjem temperature sve dok toplotna energija elektrona nije jednaka energiji degenerisanog gasa elektrona. Tada se degeneracija uklanja i jezgro se brzo širi - javlja se bljesak helijuma. Bljeskovi helijuma vjerovatno su praćeni gubitkom zvjezdane materije. Na mestu gde su masivne zvezde odavno završile svoju evoluciju, a crveni divovi imaju mase, zvezde u fazi sagorevanja helijuma nalaze se na horizontalnoj grani G.-R.d.

U helijumskim jezgrama zvijezda sa align="absmiddle" width="90" height="17"> plin nije degeneriran, 4 On se tiho pali, ali se jezgra također šire zbog povećanja T c. U najmasivnijim zvijezdama, paljenje 4 He se događa čak i kada su yavl. plavi supergiganti. Širenje jezgre dovodi do smanjenja T u području izvora vodonikovog sloja, a luminoznost zvijezde opada nakon bljeska helijuma. Da bi se održala termička ravnoteža, školjka se skuplja, a zvijezda napušta područje crvenog supergiganta. Kada se 4 He u jezgru iscrpi, kompresija jezgra i širenje ljuske ponovo počinju, zvijezda ponovo postaje crveni supergigant. Formira se slojeviti izvor sagorevanja 4 He, koji dominira u oslobađanju energije. Spolja se ponovo pojavljuje. konvektivna zona. Kako helijum i vodonik izgaraju, debljina slojevitih izvora se smanjuje. Ispostavlja se da je tanak sloj sagorevanja helijuma termički nestabilan, jer uz vrlo jaku osjetljivost oslobađanja energije na temperaturu (), toplinska provodljivost tvari je nedovoljna da ugasi toplinske poremećaje u sloju sagorijevanja. Tokom termičkih bljeskova dolazi do konvekcije u sloju. Ako prodre u slojeve bogate vodonikom, tada kao rezultat sporog procesa ( s-proces, vidi) sintetišu se elementi sa atomskim masama od 22 Ne do 209 B.

Pritisak zračenja na prašinu i molekule formirane u hladnim proširenim ljuskama crvenih supergiganata dovodi do kontinuiranog gubitka materije brzinom i do godine. Kontinuirani gubitak mase može biti dopunjen gubicima zbog nestabilnosti slojevitog sagorijevanja ili pulsiranja, što može dovesti do oslobađanja jednog ili više. školjke. Kada količina materije iznad jezgre ugljik-kiseonik postane manja od određene granice, ljuska je, da bi održala temperaturu u slojevima sagorevanja, prisiljena da se skuplja sve dok kompresija ne bude u stanju da održi sagorevanje; zvijezda na G.-R.d. pomiče se gotovo horizontalno ulijevo. U ovoj fazi, nestabilnost slojeva sagorevanja takođe može dovesti do širenja ljuske i gubitka materije. Sve dok je zvijezda dovoljno vruća, promatra se kao jezgro sa jednim ili više. školjke. Kada se slojevi izvori pomaknu na površinu zvijezde tako da temperatura u njima postane niža od potrebne za nuklearno sagorijevanje, zvijezda se hladi, pretvarajući se u bijelog patuljka sa zračenjem zbog potrošnje toplinske energije ionske komponente njene supstance. Karakteristično vrijeme hlađenja za bijele patuljke je ~109 godina. Donja granica masa pojedinačnih zvijezda koje se pretvaraju u bijele patuljke je nejasna, procjenjuje se na 3-6 . U zvijezdama s elektronskim plin degenerira u fazi rasta ugljik-kiseonika (C,O-) zvjezdanih jezgara. Kao iu helijumskim jezgrama zvijezda, zbog gubitaka energije neutrina dolazi do "konvergencije" uslova u centru i do trenutka kada se ugljik zapali u C,O jezgru. Paljenje 12 C u takvim uslovima najverovatnije ima karakter eksplozije i dovodi do potpunog uništenja zvezde. Do potpunog uništenja možda neće doći ako . Takva gustina je dostižna kada je stopa rasta jezgra određena akrecijom materije satelita u bliskom binarnom sistemu.

Zvijezda mase t☼ i radijus R mogu se okarakterizirati njegovom potencijalnom energijom E . Potencijal ili gravitaciona energija zvijezde naziva se rad koji se mora utrošiti da bi se materija zvijezde raspršila do beskonačnosti. Obrnuto, ova energija se oslobađa kada se zvijezda skuplja, tj. kako mu se radijus smanjuje. Vrijednost ove energije može se izračunati pomoću formule:

Potencijalna energija Sunca je: E ☼ = 5,9∙10 41 J.

Teorijsko proučavanje procesa gravitacijske kontrakcije zvijezde pokazalo je da zvijezda zrači otprilike polovinu svoje potencijalne energije, dok se druga polovina troši na podizanje temperature svoje mase na otprilike deset miliona kelvina. Lako je, međutim, osigurati da bi Sunce zračilo ovu energiju za 23 miliona godina. Dakle, gravitaciona kontrakcija može biti izvor energije za zvijezde samo u nekim prilično kratkim fazama njihovog razvoja.

Teoriju termonuklearne fuzije su 1938. godine formulirali njemački fizičari Karl Weizsacker i Hans Bethe. Preduslov za to je bio, prvo, određivanje 1918. godine od strane F. Astona (Engleska) mase atoma helijuma, koja je jednaka 3,97 masa atoma vodika. , drugo, identifikacija 1905. odnosa između tjelesne težine t i njegovu energiju E u obliku Einsteinove formule:

gdje je c brzina svjetlosti, treće, otkriće iz 1929. da se, zbog tunelskog efekta, dvije jednako nabijene čestice (dva protona) mogu približiti na udaljenost na kojoj će privlačna sila biti superiorna, kao i otkriće iz 1932. pozitron e+ i neutron p.

Prva i najefikasnija od reakcija termonuklearne fuzije je formiranje četiri protona p jezgra atoma helija prema šemi:

Ovde je važno šta se ovde dešava. defekt mase: masa jezgra helijuma je 4,00389 a.m.u., dok je masa četiri protona 4,03252 a.m.u. Koristeći Einsteinovu formulu, izračunavamo energiju koja se oslobađa prilikom formiranja jednog jezgra helijuma:

Lako je izračunati da kada bi se Sunce u početnoj fazi razvoja sastojalo samo od vodonika, onda bi njegova transformacija u helijum bila dovoljna za postojanje Sunca kao zvijezde sa trenutnim gubitkom energije od oko 100 milijardi godina. U stvari, govorimo o "sagorevanju" oko 10% vodonika iz najdublje unutrašnjosti zvijezde, gdje je temperatura dovoljna za reakcije fuzije.

Reakcije fuzije helija mogu se odvijati na dva načina. Prvi se zove pp-ciklus, sekunda - OD NO-ciklus. U oba slučaja, dva puta u svakom jezgru helijuma, proton se pretvara u neutron prema šemi:

gdje V- neutrino.

Tabela 1 prikazuje prosječno vrijeme svake od reakcija termonuklearne fuzije, interval tokom kojeg će se broj početnih čestica smanjiti za e jednom.

Tabela 1. Reakcije sinteze helija.

Efikasnost fuzijskih reakcija karakterizira snaga izvora, količina energije koja se oslobađa po jedinici mase tvari u jedinici vremena. Iz teorije slijedi da

Ako temperatura u unutrašnjosti zvijezde, nakon iscrpljivanja vodonika, dosegne stotine miliona kelvina, a to je moguće za zvijezde s masom t>1,2m ☼ , tada reakcija pretvaranja helija u ugljik postaje izvor energije prema shemi:

Na višim temperaturama odvijaju se sljedeće reakcije:

itd. sve do formiranja jezgara gvožđa. Ovo su reakcije egzotermno, kao rezultat njihovog toka oslobađa se energija.

Kao što znamo, energija koju zvijezda zrači u okolni prostor oslobađa se u njenoj unutrašnjosti i postepeno curi na površinu zvijezde. Ovaj prenos energije kroz debljinu materije zvezde može se izvesti pomoću dva mehanizma: prijenos zračenja ili konvekcija.

U prvom slučaju govorimo o višestrukoj apsorpciji i ponovnoj emisiji kvanta. U stvari, tokom svakog takvog čina dolazi do cijepanja kvanta, dakle, umjesto tvrdih γ-kvanta koji nastaju tokom termonuklearne fuzije u utrobi zvijezde, na njenu površinu dospiju milioni niskoenergetskih kvanta. U ovom slučaju zakon održanja energije je ispunjen.

U teoriji prijenosa energije uvodi se koncept dužine slobodnog puta kvanta određene frekvencije υ. Lako je uočiti da u uslovima zvezdane atmosfere dužina slobodnog puta kvanta ne prelazi nekoliko centimetara. A vrijeme curenja energetskih kvanta iz središta zvijezde na njenu površinu mjeri se milionima godina.Međutim, u unutrašnjosti zvijezda mogu nastati uvjeti pod kojima je takva ravnoteža zračenja narušena. Slično, voda se ponaša u posudi koja se zagrijava odozdo. Određeno vrijeme tečnost je ovdje u stanju ravnoteže, jer molekul, primivši višak energije direktno sa dna posude, uspijeva prenijeti dio energije uslijed sudara na druge molekule koji su viši. Tako se u posudi uspostavlja određeni temperaturni gradijent od njenog dna do gornje ivice. Međutim, s vremenom, brzina kojom molekuli mogu prenijeti energiju prema gore kroz sudare postaje manja od brzine prijenosa topline odozdo. Dolazi do ključanja - prijenosa topline direktnim kretanjem tvari.

Životni vijek zvijezda sastoji se od nekoliko faza, prolazeći kroz koje milijunima i milijardama godina svjetiljke neprestano teže neizbježnom finalu, pretvarajući se u svijetle bljeskove ili sumorne crne rupe.

Životni vijek zvijezde bilo koje vrste je nevjerovatno dug i složen proces, praćen pojavama na kosmičkim razmjerima. Njegovu svestranost je jednostavno nemoguće u potpunosti ući u trag i proučavati, čak i koristeći čitav arsenal moderne nauke. Ali na osnovu tog jedinstvenog znanja akumuliranog i obrađenog tokom čitavog perioda postojanja zemaljske astronomije, postaju nam dostupni čitavi slojevi vrijednih informacija. To omogućava povezivanje niza epizoda iz životnog ciklusa svjetiljki u relativno koherentne teorije i modeliranje njihovog razvoja. Koje su to faze?

Ne propustite vizualnu interaktivnu aplikaciju ""!

Epizoda I. Protostars

Životni put zvijezda, kao i svih objekata makrokosmosa i mikrokosmosa, počinje od rođenja. Ovaj događaj nastaje formiranjem nevjerovatno ogromnog oblaka, unutar kojeg se pojavljuju prvi molekuli, pa se formacija naziva molekularnom. Ponekad se koristi i drugi izraz koji direktno otkriva suštinu procesa - kolijevka zvijezda.

Tek kada u takvom oblaku, usled nepremostivih okolnosti, dođe do izuzetno brzog sažimanja njegovih sastavnih čestica masom, odnosno gravitacionog kolapsa, buduća zvezda počinje da se formira. Razlog tome je nalet gravitacijske energije, čiji dio komprimira molekule plina i zagrijava roditeljski oblak. Tada prozirnost formacije postepeno počinje nestajati, što doprinosi još većem zagrijavanju i povećanju pritiska u njegovom središtu. Poslednja epizoda u protozvezdanoj fazi je nakupljanje materije koja pada na jezgro, tokom koje zvezda u nastajanju raste i postaje vidljiva nakon što pritisak emitovane svetlosti bukvalno odnese svu prašinu na periferiju.

Pronađite protozvijezde u maglini Orion!

Ova ogromna panorama Orionove magline izvedena je iz slika. Ova maglina je jedna od nama najvećih i najbližih kolevki zvezda. Pokušajte pronaći protozvijezde u ovoj magli, jer vam rezolucija ove panorame to omogućava.

Epizoda II. mlade zvezde

Fomalhaut, slika iz DSS kataloga. Još uvijek postoji protoplanetarni disk oko ove zvijezde.

Sljedeća faza ili ciklus zvijezdinog života je period njenog kosmičkog djetinjstva, koji se, pak, dijeli na tri etape: mlade svjetiljke malih (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Epizoda III. Vrhunac životnog puta zvijezde

Snimak sunca u H liniji alfa. Naša zvijezda je u svom vrhuncu.

Usred svog života, kosmička tijela mogu imati široku paletu boja, masa i dimenzija. Paleta boja varira od plavičastih nijansi do crvene, a njihova masa može biti mnogo manja od sunčeve, ili je premašiti više od tri stotine puta. Glavni slijed životnog ciklusa zvijezda traje oko deset milijardi godina. Nakon toga, vodonik završava u jezgru kosmičkog tijela. Ovaj trenutak se smatra prelaskom života objekta u sljedeću fazu. Zbog iscrpljivanja resursa vodonika u jezgri, termonuklearne reakcije prestaju. Međutim, u periodu novozapočete kompresije zvijezde počinje kolaps, što dovodi do pojave termonuklearnih reakcija već uz sudjelovanje helija. Ovaj proces stimuliše ekspanziju zvijezde, koja je jednostavno nevjerovatnih razmjera. A sada se smatra crvenim divom.

Epizoda IV Kraj postojanja zvijezda i njihova smrt

Stare svjetiljke, kao i njihove mlade kolege, dijele se na nekoliko tipova: male mase, srednje velike, supermasivne zvijezde i. Što se tiče objekata s malom masom, još uvijek je nemoguće tačno reći koji se procesi s njima odvijaju u posljednjim fazama postojanja. Svi takvi fenomeni su hipotetički opisani pomoću kompjuterskih simulacija, a ne zasnovani na pažljivim opažanjima. Nakon konačnog sagorijevanja ugljika i kisika, atmosferska ljuska zvijezde se povećava i njena plinovita komponenta brzo gubi. Na kraju svog evolutivnog puta, svjetiljke se više puta sabijaju, dok se njihova gustoća, naprotiv, značajno povećava. Takva zvijezda se smatra bijelim patuljkom. Zatim, u njegovoj životnoj fazi, slijedi period crvenog supergiganta. Posljednja u životnom ciklusu zvijezde je njena transformacija, kao rezultat vrlo jake kompresije, u neutronsku zvijezdu. Međutim, ne postaju sva takva kosmička tijela takva. Neke, najčešće najveće po parametrima (više od 20-30 solarnih masa), prelaze u kategoriju crnih rupa kao rezultat kolapsa.

Zanimljive činjenice iz životnog ciklusa zvijezda

Jedna od najneobičnijih i najneobičnijih informacija iz zvjezdanog života kosmosa je da je velika većina naših svjetiljki u fazi crvenih patuljaka. Takvi objekti imaju masu mnogo manju od mase Sunca.

Također je prilično zanimljivo da je magnetna privlačnost neutronskih zvijezda milijarde puta veća od sličnog zračenja zemaljskog tijela.

Uticaj mase na zvijezdu

Još jedna ne manje zabavna činjenica je trajanje postojanja najvećih poznatih vrsta zvijezda. Zbog činjenice da je njihova masa sposobna biti stotine puta veća od mase Sunca, njihovo oslobađanje energije je također višestruko veće, ponekad čak i milione puta. Samim tim, njihov životni vek je mnogo kraći. U nekim slučajevima, njihovo postojanje se uklapa u samo nekoliko miliona godina, naspram milijardi godina života zvezda sa malom masom.

Zanimljiva činjenica je i suprotnost crnih rupa bijelim patuljcima. Važno je napomenuti da prve proizlaze iz najgigantskih zvijezda u smislu mase, a druge, naprotiv, od najmanjih.

U Univerzumu postoji ogroman broj jedinstvenih pojava o kojima se može govoriti u nedogled, jer je kosmos izuzetno slabo proučavan i istražen. Svo ljudsko znanje o zvijezdama i njihovim životnim ciklusima, koje moderna nauka posjeduje, uglavnom se dobija iz zapažanja i teorijskih proračuna. Ovako malo proučeni fenomeni i objekti daju povoda za stalni rad hiljada istraživača i naučnika: astronoma, fizičara, matematičara, hemičara. Zahvaljujući njihovom kontinuiranom radu, ova znanja se neprestano akumuliraju, dopunjuju i mijenjaju, postajući tako tačnija, pouzdanija i sveobuhvatnija.

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

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

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

Mlade zvezde male mase

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

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

zvijezde male mase

Kako vodonik sagorijeva, centralni dijelovi zvijezde su snažno komprimirani.

Zvijezde velike mase

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

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

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

zvijezde male mase

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

Zvijezde velike mase

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

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

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

Stare zvezde male mase

U zvijezdi male mase, na kraju, brzina konvektivnog toka na nekom nivou dostiže drugu svemirsku brzinu, školjka se odvaja i zvijezda se pretvara u bijelog patuljka, okruženog planetarnom maglinom.

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

Smrt zvijezda velike mase

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

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

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

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

Iako se čini da su zvijezde vječne na ljudskoj vremenskoj skali, one se, kao i sve stvari u prirodi, rađaju, žive i umiru. Prema općeprihvaćenoj hipotezi o oblaku plina i prašine, zvijezda se rađa kao rezultat gravitacijske kompresije međuzvjezdanog oblaka plina i prašine. Kako takav oblak postaje gušći, prvo se formira protostar, temperatura u njenom centru stalno raste sve dok ne dostigne granicu potrebnu da brzina toplotnog kretanja čestica pređe prag, nakon čega su protoni u stanju da savladaju makroskopske sile međusobnog elektrostatičkog odbijanja ( cm. Coulombov zakon) i ulazi u reakciju termonuklearne fuzije ( cm. Nuklearni raspad i fuzija).

Kao rezultat višestupanjske reakcije termonuklearne fuzije četiri protona, na kraju se formira jezgro helija (2 protona + 2 neutrona) i oslobađa se čitava fontana raznih elementarnih čestica. U konačnom stanju, ukupna masa formiranih čestica manje mase četiri originalna protona, što znači da se slobodna energija oslobađa tokom reakcije ( cm. Teorija relativnosti). Zbog toga se unutarnje jezgro novorođene zvijezde brzo zagrije na ultravisoke temperature, a njen višak energije počinje prskati prema njenoj manje vrućoj površini - i van. Istovremeno, pritisak u centru zvezde počinje da raste ( cm. Jednačina stanja za idealni gas). Dakle, "sagorevanjem" vodika u procesu termonuklearne reakcije, zvijezda ne dozvoljava silama gravitacijskog privlačenja da se stisnu do supergustog stanja, suprotstavljajući se gravitacijskom kolapsu kontinuirano obnavljajućim unutarnjim toplinskim pritiskom, što rezultira stabilnom energijom. balans. Kaže se da su zvijezde u fazi aktivnog sagorijevanja vodonika u "glavnoj fazi" svog životnog ciklusa ili evolucije ( cm. Hertzsprung-Russell dijagram). Transformacija jednog hemijskog elementa u drugi unutar zvezde naziva se nuklearna fuzija ili nukleosinteza.

Konkretno, Sunce je bilo u aktivnoj fazi sagorijevanja vodonika u procesu aktivne nukleosinteze oko 5 milijardi godina, a rezerve vodonika u jezgru za njegov nastavak trebale bi biti dovoljne za našu svjetiljku još 5,5 milijardi godina. Što je zvijezda masivnija, ima više vodikovog goriva, ali da bi se suprotstavila silama gravitacionog kolapsa, mora sagorijevati vodonik brzinom koja premašuje stopu rasta rezervi vodonika kako se masa zvijezde povećava. Dakle, što je zvezda masivnija, njen životni vek je kraći, određen iscrpljivanjem rezervi vodonika, a najveće zvezde bukvalno izgore za „nekih“ desetina miliona godina. Najmanje zvijezde, s druge strane, udobno žive stotine milijardi godina. Dakle, prema ovoj skali, naše Sunce spada u „jake srednje seljake“.

Prije ili kasnije, međutim, svaka zvijezda će potrošiti sav vodonik dostupan za sagorijevanje u svojoj fuzionoj peći. Šta je sledeće? Zavisi i od mase zvijezde. Sunce (i sve zvijezde manje od osam puta veće od svoje mase) završavaju svoje živote na vrlo banalan način. Kako su rezerve vodonika u unutrašnjosti zvijezde iscrpljene, sile gravitacijske kontrakcije, koje su strpljivo čekale ovaj sat od samog trenutka rođenja zvijezde, počinju da prevladavaju - i pod njihovim utjecajem zvijezda počinje da se skupi i kondenzuje. Ovaj proces ima dvostruki efekat: temperatura u slojevima neposredno oko jezgra zvezde raste do nivoa na kojem vodonik koji se tamo nalazi konačno ulazi u reakciju fuzije sa formiranjem helijuma. Istovremeno, temperatura u samom jezgru, koje se sada sastoji praktički od jednog helijuma, raste toliko da sam helijum - svojevrsni "pepeo" raspadajuće reakcije primarne nukleosinteze - ulazi u novu termonuklearnu reakciju fuzije: jedan ugljik jezgro se formira od tri jezgra helijuma. Ovaj proces sekundarne reakcije termonuklearne fuzije, potaknut produktima primarne reakcije, jedan je od ključnih momenata u životnom ciklusu zvijezda.

Prilikom sekundarnog sagorijevanja helijuma u jezgru zvijezde oslobađa se toliko energije da zvijezda počinje bukvalno da bubri. Konkretno, omotač Sunca u ovoj fazi života će se proširiti izvan orbite Venere. U ovom slučaju, ukupna energija zračenja zvezde ostaje približno na istom nivou kao i tokom glavne faze njenog života, ali pošto se ta energija sada zrači kroz mnogo veću površinu, spoljašnji sloj zvezde se hladi do crvene boje. dio spektra. Zvezda se pretvara u crveni gigant.

Za zvijezde poput Sunca, nakon iscrpljivanja goriva koje hrani sekundarnu reakciju nukleosinteze, ponovo nastupa faza gravitacijskog kolapsa - ovaj put konačna. Temperatura unutar jezgra više nije u stanju da poraste do nivoa potrebnog za početak sljedećeg nivoa fuzije. Stoga se zvijezda skuplja sve dok sile gravitacijske privlačnosti ne budu uravnotežene sljedećom barijerom sile. U njegovoj ulozi je degenerisani pritisak elektronskog gasa(cm. Chandrasekhar granica). Elektroni, koji su do ove faze igrali ulogu nezaposlenih statista u evoluciji zvijezde, ne učestvuju u reakcijama nuklearne fuzije i slobodno se kreću između jezgara koje su u procesu fuzije, u određenoj fazi kompresije, lišene su "životnog prostora" i počinju da se "opiru" daljem gravitacionom kompresiji zvezde. Stanje zvijezde se stabilizira, i ona se pretvara u degeneraciju bijeli patuljak, koji će zračiti zaostalu toplotu u prostor dok se potpuno ne ohladi.

Zvijezde masivnije od Sunca čekaju mnogo spektakularniji kraj. Nakon sagorijevanja helijuma, njihova masa tijekom kompresije dovoljna je da zagrije jezgro i ljusku na temperature potrebne za pokretanje sljedećih reakcija nukleosinteze - ugljika, zatim silicija, magnezija - i tako dalje, kako se nuklearne mase povećavaju. Istovremeno, na početku svake nove reakcije u jezgru zvijezde, prethodna se nastavlja u njenoj ljusci. Zapravo, svi hemijski elementi, do gvožđa, koji čine Univerzum, nastali su upravo kao rezultat nukleosinteze u unutrašnjosti umirućih zvezda ovog tipa. Ali željezo je granica; ne može poslužiti kao gorivo za nuklearnu fuziju ili reakcije raspada pri bilo kojoj temperaturi i pritisku, jer i njegov raspad i dodavanje dodatnih nukleona zahtijevaju priliv vanjske energije. Kao rezultat toga, masivna zvijezda postepeno akumulira željezno jezgro u sebi, nesposobno da posluži kao gorivo za dalje nuklearne reakcije.

Čim temperatura i pritisak unutar jezgra dostignu određeni nivo, elektroni počinju da stupaju u interakciju sa protonima jezgri gvožđa, što rezultira stvaranjem neutrona. I u vrlo kratkom vremenskom periodu - neki teoretičari smatraju da je za to potrebno nekoliko sekundi - elektroni slobodni tokom prethodne evolucije zvijezde bukvalno se otapaju u protonima željeznih jezgara, sva materija jezgra zvijezde pretvara se u kontinuirani gomila neutrona i počinje brzo da se skuplja u gravitacionom kolapsu, budući da pritisak degenerisanog elektronskog gasa koji mu se suprotstavlja pada na nulu. Vanjski omotač zvijezde, ispod kojeg se izbija svaki oslonac, ruši se prema centru. Energija sudara srušene vanjske ljuske s neutronskim jezgrom je toliko visoka da se odbija velikom brzinom i raspršuje se u svim smjerovima od jezgra - i zvijezda bukvalno eksplodira u zasljepljujućem bljesku supernova zvijezde. Za nekoliko sekundi, tokom eksplozije supernove, u svemir se može osloboditi više energije nego što su sve zvijezde u galaksiji zajedno u isto vrijeme.

Nakon eksplozije supernove i širenja ljuske u zvijezdama s masom reda 10-30 solarnih masa, gravitacijski kolaps koji je u toku dovodi do formiranja neutronske zvijezde, čija se supstanca komprimira sve dok se ne počne stvarati. osjetio pritisak degenerisanih neutrona - drugim riječima, sada neutroni (baš kao što su elektroni činili ranije) počinju da se opiru daljnjoj kompresiji, zahtijevajući sebeživotni prostor. To se obično događa kada zvijezda dostigne veličinu od oko 15 km u prečniku. Kao rezultat toga, formira se brzo rotirajuća neutronska zvijezda, koja emitira elektromagnetne impulse s frekvencijom svoje rotacije; takve zvijezde se zovu pulsari. Konačno, ako masa jezgra zvijezde prelazi 30 solarnih masa, ništa ne može zaustaviti njen dalji gravitacijski kolaps, a kao rezultat eksplozije supernove,