Evolucija zvijezda sa stajališta egzaktne znanosti i teorije relativnosti. Rađanje i evolucija zvijezda: divovska tvornica svemira

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 nevjerojatno dug i složen proces, popraćen fenomenima kozmičke razine. Njegovu svestranost jednostavno je nemoguće u potpunosti pratiti i proučavati, čak i koristeći cijeli arsenal moderna znanost. Ali na temelju onih jedinstveno znanje akumulirani i obrađeni tijekom čitavog razdoblja postojanja terestričke astronomije, postaju nam dostupni cijeli slojevi najvrjednijih informacija. To omogućuje povezivanje slijeda 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 makrokozmosa i mikrokozmosa, počinje od rođenja. Ovaj događaj potječe iz formiranja nevjerojatno ogromnog oblaka, unutar kojeg se pojavljuju prve molekule, stoga se formacija naziva molekularnom. Ponekad se koristi još jedan izraz koji izravno otkriva bit procesa - kolijevka zvijezda.

Tek kada u takvom oblaku, zbog nepremostivih okolnosti, dođe do iznimno brzog sažimanja njegovih sastavnih čestica s masom, odnosno do gravitacijskog kolapsa, počinje se stvarati buduća zvijezda. Razlog tome je val gravitacijske energije, čiji dio komprimira molekule plina i zagrijava matični oblak. Tada prozirnost formacije postupno počinje nestajati, što pridonosi još većem zagrijavanju i povećanju tlaka u njegovom središtu. Posljednja epizoda u protozvjezdanoj fazi je akrecija materije koja pada na jezgru, tijekom koje novonastalo svjetlilo raste i postaje vidljivo nakon što pritisak emitirane svjetlosti doslovno počisti svu prašinu na periferiju.

Pronađite protozvijezde u Orionovoj maglici!

Ova golema panorama Orionove maglice izvedena je iz slika. Ova maglica jedna je od najvećih i nama najbližih kolijevki zvijezda. Pokušajte pronaći protozvijezde u ovoj maglici, budući da vam rezolucija ove panorame to omogućuje.

Epizoda II. mlade zvijezde

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

Sljedeća faza ili ciklus života zvijezde je razdoblje njenog kozmičkog djetinjstva, koje je pak podijeljeno u tri faze: mlada 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 alfa liniji H. Naša zvijezda je u najboljim godinama.

U sredini svog života kozmička tijela mogu imati najrazličitije boje, mase i dimenzije. Paleta boja varira od plavkastih nijansi do crvene, a njihova masa može biti puno manja od Sunca, ili ga premašiti više od tri stotine puta. Glavni slijed životnog ciklusa zvijezda traje oko deset milijardi godina. Nakon toga vodik završava u jezgri kozmičkog tijela. Ovaj se trenutak smatra prijelazom životnog vijeka objekta u sljedeću fazu. Zbog iscrpljivanja vodikovih resursa u jezgri prestaju termonuklearne reakcije. Međutim, tijekom razdoblja tek započete kompresije zvijezde počinje kolaps, što dovodi do pojave termonuklearnih reakcija već uz sudjelovanje helija. Ovaj proces potiče širenje zvijezde, koje je jednostavno nevjerojatnih razmjera. A sada se smatra crvenim divom.

Epizoda IV Kraj postojanja zvijezda i njihova smrt

Stare svjetiljke, kao i njihove mlade kolege, podijeljene su u nekoliko vrsta: male mase, srednje veličine, supermasivne zvijezde i. Što se tiče objekata male mase, još uvijek je nemoguće točno reći koji se procesi odvijaju s njima u posljednjim fazama postojanja. Svi takvi fenomeni opisani su hipotetski pomoću računalnih simulacija, a ne temeljeni na njihovim pomnim promatranjima. Nakon konačnog izgaranja ugljika i kisika, atmosferski omotač zvijezde se povećava i njezina plinovita komponenta brzo gubi. Na kraju svog evolucijskog puta, svjetiljke se više puta sabijaju, dok se njihova gustoća, naprotiv, značajno povećava. Takva se zvijezda smatra bijelim patuljkom. Zatim, u životnoj fazi, slijedi razdoblje crvenog superdiva. Posljednji u životnom ciklusu zvijezde je njezina transformacija, kao rezultat vrlo jake kompresije, u neutronsku zvijezdu. Međutim, ne postaju sva takva kozmička tijela takva. Neke, najčešće najveće po parametrima (više od 20-30 solarnih masa), kao rezultat kolapsa prelaze u kategoriju crnih rupa.

Zanimljivosti iz životnih ciklusa zvijezda

Jedna od najneobičnijih i najznačajnijih informacija iz zvjezdanog života kozmosa je da je velika većina svjetlih tijela u našem stupnju crvenih patuljaka. Takvi objekti imaju masu mnogo manju od mase Sunca.

Također je vrlo zanimljivo da je magnetska privlačnost neutronskih zvijezda milijardama puta veća od sličnog zračenja zemaljskog tijela.

Učinak mase na zvijezdu

Još jedna ne manje zabavna činjenica je trajanje postojanja najvećih poznatih tipova zvijezda. Zbog činjenice da je njihova masa sposobna stotinama puta veća od Sunčeve mase, njihovo oslobađanje energije također je mnogo puta veće, ponekad čak i milijune puta. Posljedično, njihov životni vijek je puno kraći. U nekim slučajevima, njihovo postojanje stane u samo nekoliko milijuna godina, u usporedbi s milijardama godina života zvijezda male mase.

Zanimljiva činjenica je i suprotnost crnih rupa bijelim patuljcima. Važno je napomenuti da prvi nastaju od najvećih zvijezda u smislu mase, a drugi, naprotiv, od najmanjih.

U Svemiru postoji ogroman broj jedinstvenih fenomena o kojima se može beskrajno govoriti, jer je kozmos izuzetno slabo proučen i istražen. Sve ljudske spoznaje o zvijezdama i njihovim životnim ciklusima, kojima moderna znanost raspolaže, uglavnom su dobivene promatranjima i teoretskim proračunima. Takvi malo proučeni fenomeni i objekti daju povod za stalni rad tisuća istraživača i znanstvenika: astronoma, fizičara, matematičara, kemičara. Zahvaljujući njihovom kontinuiranom radu, ta se znanja neprestano akumuliraju, nadopunjuju i mijenjaju te tako postaju točnija, pouzdanija i sveobuhvatnija.

> Životni ciklus zvijezde

Opis život i smrt zvijezda: evolucijske faze s fotografijom, molekularni oblaci, protozvijezda, T Bik, glavni niz, crveni div, bijeli patuljak.

Sve na ovom svijetu se razvija. Svaki ciklus počinje rođenjem, rastom i završava smrću. Naravno, zvijezde imaju te cikluse na poseban način. Prisjetimo se, primjerice, oni imaju veći vremenski okvir i mjere se milijunima i milijardama godina. Osim toga, njihova smrt nosi određene posljedice. Kako izgleda životni ciklus zvijezde?

Prvi životni ciklus zvijezde: Molekularni oblaci

Počnimo s rođenjem zvijezde. Zamislite ogroman oblak hladnog molekularnog plina koji lako može postojati u svemiru bez ikakvih promjena. Ali iznenada nedaleko od njega eksplodira supernova ili se sudari s drugim oblakom. Zbog tog pritiska aktivira se proces destrukcije. Podijeljen je na male dijelove od kojih je svaki uvučen u sebe. Kao što ste već shvatili, sve ove skupine spremaju se postati zvijezde. Gravitacija zagrijava temperaturu, a pohranjeni zamah održava rotaciju. Donji dijagram jasno prikazuje ciklus zvijezda (život, faze razvoja, mogućnosti transformacije i smrt nebeskog tijela s fotografijom).

Drugi životni ciklus zvijezde: protozvijezda

Materijal se gušće kondenzira, zagrijava i odbija gravitacijskim kolapsom. Takav se objekt naziva protozvijezda, oko kojeg se formira disk materijala. Dio se privlači objektu, povećavajući njegovu masu. Ostatak krhotina će se grupirati i stvoriti planetarni sustav. Daljnji razvoj zvijezde ovisi o masi.

Treći životni ciklus zvijezde: T Bik

Kada materijal udari u zvijezdu, oslobađa se ogromna količina energije. Novi zvjezdani stupanj nazvan je po prototipu, T Taurus. Ovo je promjenjiva zvijezda udaljena 600 svjetlosnih godina (nedaleko).

Može postići veliku svjetlinu jer se materijal razgrađuje i oslobađa energiju. Ali u središnjem dijelu nema dovoljno temperature da podrži nuklearnu fuziju. Ova faza traje 100 milijuna godina.

Četvrti životni ciklus zvijezde:Glavni niz

U određenom trenutku temperatura nebeskog tijela raste do potrebne razine, aktivirajući nuklearnu fuziju. Sve zvijezde prolaze kroz ovo. Vodik se pretvara u helij, oslobađajući veliku toplinsku rezervu i energiju.

Energija se oslobađa kao gama zrake, ali zbog sporog gibanja zvijezde opada s valnom duljinom. Svjetlost se gura prema van i suočava se s gravitacijom. Možemo pretpostaviti da je ovdje stvorena savršena ravnoteža.

Koliko će ostati glavni niz? Morate krenuti od mase zvijezde. Crveni patuljci (polovica Sunčeve mase) sposobni su potrošiti stotine milijardi (trilijuna) godina na opskrbu gorivom. Prosječna zvijezda (kao) živi 10-15 milijardi. Ali oni najveći stari su milijarde ili milijune godina. Pogledajte kako na dijagramu izgleda evolucija i smrt zvijezda raznih klasa.

Peti životni ciklus zvijezde: crveni div

Tijekom procesa taljenja vodik završava i helij se nakuplja. Kada više nema vodika, sve nuklearne reakcije prestaju, a zvijezda se počinje smanjivati ​​zbog gravitacije. Vodikova ljuska oko jezgre se zagrijava i pali, uzrokujući da objekt naraste 1000-10000 puta. U određenom trenutku, naše Sunce će ponoviti ovu sudbinu, povećavši se do zemljine orbite.

Temperatura i tlak dosežu maksimum, a helij se stapa u ugljik. U ovom trenutku zvijezda se skuplja i prestaje biti crveni div. Uz veću masivnost, objekt će spaliti druge teške elemente.

Šesti životni ciklus zvijezde: bijeli patuljak

Zvijezda solarne mase nema dovoljan gravitacijski tlak za spajanje ugljika. Stoga smrt nastupa s prestankom helija. Vanjski slojevi su izbačeni i pojavljuje se bijeli patuljak. U početku je vruće, ali nakon stotina milijardi godina ohladit će se.

Zvijezda- nebesko tijelo u kojemu teku, teku ili će teći termonuklearne reakcije. Zvijezde su masivne svjetleće plinovite (plazma) kugle. Nastaje iz okoline plina i prašine (vodik i helij) kao rezultat gravitacijske kompresije. Temperatura materije u dubinama zvijezda mjeri se u milijunima kelvina, a na njihovoj površini - u tisućama kelvina. Energija velike većine zvijezda oslobađa se kao rezultat termonuklearnih reakcija pretvorbe vodika u helij, koje se odvijaju tijekom visoke temperature u unutarnjim prostorima. Zvijezde se često nazivaju glavnim tijelima svemira, budući da sadrže najveći dio svjetleće tvari u prirodi. Zvijezde su ogromni objekti, sfernog oblika, koji se sastoje od helija i vodika, kao i drugih plinova. Energija zvijezde sadržana je u njezinoj jezgri, gdje svake sekunde helij stupa u interakciju s vodikom. Kao i sve organsko u našem svemiru, zvijezde nastaju, razvijaju se, mijenjaju i nestaju - taj proces traje milijardama godina i naziva se proces "Evolucije zvijezda".

1. Evolucija zvijezda

Evolucija zvijezda- slijed promjena koje zvijezda prolazi tijekom svog života, odnosno tijekom stotina tisuća, milijuna ili milijardi godina, dok zrači svjetlošću i toplinom. Zvijezda započinje svoj život kao hladni razrijeđeni oblak međuzvjezdanog plina (razrijeđenog plinovitog medija koji ispunjava sav prostor između zvijezda), skupljajući se pod utjecajem vlastite gravitacije i postupno poprimajući oblik lopte. Kada se stisne, energija gravitacije (univerzalna temeljna interakcija između svih materijalnih tijela) pretvara se u toplinu, a temperatura objekta raste. Kada temperatura u središtu dosegne 15-20 milijuna K, počinju termonuklearne reakcije i kompresija prestaje. Objekt postaje prava zvijezda. Prva faza života zvijezde slična je onoj kod Sunca – u njoj dominiraju reakcije vodikovog ciklusa. U tom stanju ostaje veći dio svog života, nalazeći se na glavnoj sekvenci Hertzsprung-Russellovog dijagrama (slika 1) (pokazuje odnos između apsolutne magnitude, luminoziteta, spektralnog tipa i površinske temperature zvijezde, 1910.), sve dok zaliha goriva ne ponestane u njegovoj jezgri. Kada se sav vodik u središtu zvijezde pretvori u helij, nastaje helijeva jezgra, a termonuklearno izgaranje vodika nastavlja se na njezinoj periferiji. Tijekom tog razdoblja počinje se mijenjati struktura zvijezde. Njezin sjaj se povećava, vanjski slojevi se šire, a površinska temperatura opada - zvijezda postaje crveni div, koji čini granu na Hertzsprung-Russell dijagramu. Zvijezda provodi mnogo manje vremena na ovoj grani nego na glavnoj sekvenci. Kada akumulirana masa helijeve jezgre postane značajna, ona ne može podnijeti vlastitu težinu i počinje se skupljati; ako je zvijezda dovoljno masivna, porast temperature može uzrokovati daljnju termonuklearnu pretvorbu helija u teže elemente (helij u ugljik, ugljik u kisik, kisik u silicij i na kraju silicij u željezo).

2. Termonuklearna fuzija u unutrašnjosti zvijezda

Do 1939. godine utvrđeno je da je izvor zvjezdane energije termonuklearna fuzija koja se događa u unutrašnjosti zvijezda. Većina zvijezda zrači jer se u njihovoj unutrašnjosti četiri protona spajaju kroz niz međukoraka u jednu alfa česticu. Ova transformacija može ići na dva glavna načina, koja se nazivaju proton-proton ili p-p-ciklus i ugljik-dušik ili CN-ciklus. U zvijezdama male mase oslobađanje energije uglavnom osigurava prvi ciklus, u teškim zvijezdama - drugi. zaliha nuklearno gorivo u zvijezdi je ograničen i stalno se troši na zračenje. Proces termonuklearne fuzije, koji oslobađa energiju i mijenja sastav tvari zvijezde, u kombinaciji s gravitacijom, koja nastoji sabiti zvijezdu i također oslobađa energiju, kao i zračenje s površine, koje odnosi oslobođenu energiju, su glavne pokretačke snage zvjezdane evolucije. Evolucija zvijezde počinje u divovskom molekularnom oblaku, koji se također naziva zvjezdana kolijevka. Većina "praznog" prostora u galaksiji zapravo sadrži 0,1 do 1 molekulu po cm?. Molekularni oblak ima gustoću od oko milijun molekula po cm?. Masa takvog oblaka premašuje masu Sunca za 100 000-10 000 000 puta zbog svoje veličine: od 50 do 300 svjetlosnih godina u promjeru. Dok se oblak slobodno okreće oko središta matične galaksije, ništa se ne događa. Međutim, zbog nehomogenosti gravitacijskog polja u njemu mogu nastati poremećaji koji dovode do lokalnih koncentracija mase. Takve perturbacije uzrokuju gravitacijski kolaps oblaka. Jedan od scenarija koji dovode do toga je sudar dvaju oblaka. Drugi događaj koji uzrokuje kolaps mogao bi biti prolazak oblaka kroz gusti krak spiralne galaksije. Također bi kritičan čimbenik mogla biti eksplozija obližnje supernove, čiji će se udarni val velikom brzinom sudariti s molekularnim oblakom. Osim toga, moguć je sudar galaksija, koji može izazvati eksploziju stvaranja zvijezda, budući da su oblaci plina u svakoj od galaksija komprimirani sudarom. Općenito, sve nehomogenosti u silama koje djeluju na masu oblaka mogu pokrenuti proces stvaranja zvijezda. Zbog nastalih nehomogenosti, pritisak molekularnog plina više ne može spriječiti daljnju kompresiju te se plin pod utjecajem gravitacijskog privlačenja počinje skupljati oko središta buduće zvijezde. Polovica oslobođene gravitacijske energije odlazi u zagrijavanje oblaka, a polovica u svjetlosno zračenje. U oblacima tlak i gustoća rastu prema središtu, a kolaps središnjeg dijela događa se brže od periferije. Kako kontrakcija napreduje, srednji slobodni put fotona se smanjuje, a oblak postaje sve manje proziran za vlastito zračenje. To rezultira bržim porastom temperature i još bržim porastom tlaka. Kao rezultat, gradijent tlaka uravnotežuje gravitacijsku silu, formira se hidrostatska jezgra, s masom od oko 1% mase oblaka. Ovaj trenutak je nevidljiv. Daljnja evolucija protozvijezde je akrecija tvari koja nastavlja padati na "površinu" jezgre, koja zbog toga raste u veličini. Masa tvari koja se slobodno kreće u oblaku je iscrpljena, a zvijezda postaje vidljiva u optičkom rasponu. Ovaj se trenutak smatra krajem protozvjezdane faze i početkom faze mlade zvijezde. Proces nastajanja zvijezda može se opisati na jedan način, ali kasniji stupnjevi razvoja zvijezde gotovo u potpunosti ovise o njezinoj masi, a tek na samom kraju evolucije zvijezde može igrati ulogu kemijski sastav.

3. Sredina životnog ciklusa zvijezde

Zvijezde dolaze u velikom izboru boja i veličina. Njihov spektralni tip varira od vrućih plavih do hladnih crvenih, a mase od 0,0767 do više od 200 solarnih masa. Sjaj i boja zvijezde ovise o temperaturi njezine površine, koja je pak određena njezinom masom. Sve nove zvijezde "zauzimaju svoje mjesto" na glavnoj sekvenci prema svom kemijski sastav i masa. Ne govorimo o fizičkom kretanju zvijezde - samo o njezinom položaju na naznačenom dijagramu, koji ovisi o parametrima zvijezde. Zapravo, kretanje zvijezde duž dijagrama odgovara samo promjeni parametara zvijezde. Mali, hladni crveni patuljci polako troše svoje rezerve vodika i ostaju na glavnoj sekvenci stotinama milijardi godina, dok masivni superdivovi napuštaju glavnu sekvencu unutar nekoliko milijuna godina od nastanka. Zvijezde srednje veličine poput Sunca ostaju na glavnom nizu u prosjeku 10 milijardi godina. Vjeruje se da je Sunce još uvijek na njemu, jer je u sredini svog životnog ciklusa. Čim zvijezda iscrpi zalihe vodika u jezgri, napušta glavni niz. Nakon određenog vremena - od milijun do nekoliko desetaka milijardi godina, ovisno o početnoj masi - zvijezda iscrpljuje izvore vodika u jezgri. Kod velikih i vrućih zvijezda to se događa mnogo brže nego kod malih i hladnijih. Smanjenje zaliha vodika dovodi do prekida termonuklearnih reakcija. Bez pritiska generiranog ovim reakcijama za uravnoteženje vlastite gravitacijske sile zvijezde, zvijezda se ponovno počinje skupljati, kao što je činila prije, tijekom svog formiranja. Temperatura i tlak se ponovno povećavaju, ali za razliku od protozvijezde, više visoka razina. Kolaps se nastavlja sve dok na temperaturi od približno 100 milijuna K ne počnu termonuklearne reakcije s helijem. Termonuklearno sagorijevanje materije nastavljeno na novoj razini uzrokuje monstruozno širenje zvijezde. Zvijezda se "olabavi", a njena veličina se poveća oko 100 puta. Tako zvijezda postaje crveni div, a faza gorenja helija traje oko nekoliko milijuna godina. Gotovo svi crveni divovi su promjenjive zvijezde. Što će se dalje dogoditi opet ovisi o masi zvijezde.

4. Kasnije godine i smrt zvijezda

Stare zvijezde male mase

Do danas se sa sigurnošću ne zna što se događa sa svijetlim zvijezdama nakon iscrpljivanja zaliha vodika. Budući da je svemir star 13,7 milijardi godina, što nije dovoljno da iscrpi zalihe vodikovog goriva u takvim zvijezdama, trenutne teorije temelje se na računalnim simulacijama procesa koji se odvijaju u takvim zvijezdama. Neke zvijezde mogu sintetizirati helij samo u nekim aktivnim zonama, što uzrokuje njihovu nestabilnost i jake zvjezdane vjetrove. U ovom slučaju ne dolazi do stvaranja planetarne maglice, a zvijezda samo isparava, postajući još manja od smeđeg patuljka. Zvijezde s masom manjom od 0,5 Sunčeve mase nisu u stanju pretvoriti helij ni nakon prestanka reakcija koje uključuju vodik u jezgri - njihova je masa premala da bi omogućila novu fazu gravitacijske kompresije do te mjere da inicira "zapaljenje" helija . Takve zvijezde uključuju crvene patuljke, kao što je Proxima Centauri, čiji životni vijek glavnog niza varira od desetaka milijardi do desetaka bilijuna godina. Nakon završetka termonuklearnih reakcija u njihovoj jezgri, oni će, postupno se hladeći, nastaviti slabo zračiti u infracrvenom i mikrovalnom području elektromagnetskog spektra.

zvijezde srednje veličine

Kada zvijezda dosegne prosječnu vrijednost (od 0,4 do 3,4 solarne mase) faze crvenog diva, vodik završava u njezinoj jezgri i počinju reakcije sinteze ugljika iz helija. Taj se proces događa pri višim temperaturama i stoga se povećava protok energije iz jezgre, što dovodi do toga da se vanjski slojevi zvijezde počinju širiti. Početak sinteze ugljika označava novu fazu u životu zvijezde i traje još neko vrijeme. Za zvijezdu slične veličine kao Sunce, ovaj proces može trajati oko milijardu godina. Promjene u količini emitirane energije uzrokuju da zvijezda prolazi kroz razdoblja nestabilnosti, uključujući promjene u veličini, površinskoj temperaturi i oslobađanju energije. Oslobađanje energije pomaknuto je prema niskofrekventnom zračenju. Sve to prati sve veći gubitak mase zbog jakih zvjezdanih vjetrova i intenzivnih pulsacija. Zvijezde u ovoj fazi nazivaju se zvijezde kasnog tipa, OH-IR zvijezde ili zvijezde slične Miri, ovisno o njihovim preciznim karakteristikama. Izbačeni plin je relativno bogat teškim elementima proizvedenim u unutrašnjosti zvijezde, kao što su kisik i ugljik. Plin formira ljusku koja se širi i hladi se dok se udaljava od zvijezde, omogućujući stvaranje čestica prašine i molekula. S jakim infracrvenim zračenjem središnje zvijezde u takvim se školjkama stvaraju idealni uvjeti za aktivaciju masera. Reakcije izgaranja helija vrlo su osjetljive na temperaturu. Ponekad to dovodi do velike nestabilnosti. Nastaju najjače pulsacije, koje na kraju daju vanjskim slojevima dovoljno ubrzanja da se ispuste i pretvore u planetarnu maglicu. U središtu maglice ostaje gola jezgra zvijezde u kojoj prestaju termonuklearne reakcije, a hlađenjem se pretvara u helijevog bijelog patuljka, u pravilu, mase do 0,5-0,6 solarne i promjer reda promjera Zemlje.

bijeli patuljci

Ubrzo nakon bljeska helija, ugljik i kisik "svijetle"; svaki od ovih događaja uzrokuje veliko preuređenje zvijezde i njeno brzo kretanje po Hertzsprung-Russell dijagramu. Veličina atmosfere zvijezde se još više povećava i ona počinje intenzivno gubiti plin u obliku struja zvjezdanog vjetra koji se šire. Sudbina središnjeg dijela zvijezde u potpunosti ovisi o njezinoj početnoj masi: jezgra zvijezde može završiti svoju evoluciju kao bijeli patuljak (zvijezde male mase); u slučaju da njezina masa u kasnijim fazama evolucije prijeđe Chandrasekharovu granicu – kao neutronska zvijezda (pulsar); ako masa prelazi granicu Oppenheimer – Volkov – poput crne rupe. U posljednja dva slučaja završetak zvjezdane evolucije popraćen je katastrofalnim događajima – izbijanjem supernove. Velika većina zvijezda, uključujući Sunce, završava svoju evoluciju skupljanjem sve dok pritisak degeneriranih elektrona ne uravnoteži gravitaciju. U tom stanju, kada se veličina zvijezde smanji za faktor stotinu, a gustoća postane milijun puta veća od gustoće vode, zvijezda se naziva bijeli patuljak. Lišena je izvora energije i, postupno se hladeći, postaje tamna i nevidljiva. U zvijezdama masivnijim od Sunca, pritisak degeneriranih elektrona ne može zaustaviti daljnju kompresiju jezgre, te se elektroni počinju “utiskivati” u atomske jezgre, što dovodi do transformacije protona u neutrone, između kojih nema elektrostatičkih sile odbijanja. Takva neutronizacija materije dovodi do toga da se veličina zvijezde, koja, zapravo, sada predstavlja jednu golemu atomsku jezgru, mjeri nekoliko kilometara, a gustoća je 100 milijuna puta veća od gustoće vode. Takav objekt naziva se neutronska zvijezda.

supermasivne zvijezde

Nakon što zvijezda mase veće od pet solarnih uđe u stadij crvenog superdiva, njezina jezgra počinje se skupljati pod utjecajem gravitacijskih sila. Kako se kompresija povećava, temperatura i gustoća rastu, te započinje novi slijed termonuklearnih reakcija. U takvim reakcijama sintetiziraju se sve teži elementi: helij, ugljik, kisik, silicij i željezo, što privremeno zaustavlja kolaps jezgre. U konačnici, kako se formira sve više teških elemenata periodnog sustava, željezo-56 se sintetizira iz silicija. U ovoj fazi daljnja termonuklearna fuzija postaje nemoguća, budući da jezgra željeza-56 ima maksimalni defekt mase i stvaranje težih jezgri s oslobađanjem energije je nemoguće. Stoga, kada željezna jezgra zvijezde dosegne određenu veličinu, tlak u njoj više nije u stanju izdržati gravitaciju vanjskih slojeva zvijezde, te dolazi do trenutnog kolapsa jezgre s neutronizacijom njezine tvari. Što se dalje događa još je do kraja nejasno, ali, u svakom slučaju, tekući procesi u nekoliko sekundi dovode do eksplozije supernove nevjerojatne snage. Prateća eksplozija neutrina izaziva udarni val. Snažni mlazovi neutrina i rotirajuće magnetsko polje istiskuju većinu materijala nakupljenog u zvijezdi - takozvane elemente za sjedenje, uključujući željezo i lakše elemente. Tvar koja se širi bombardiraju neutroni koji izlaze iz jezgre, hvataju ih i tako stvaraju skup elemenata težih od željeza, uključujući one radioaktivne, sve do urana (a možda čak i Kalifornije). Dakle, eksplozije supernova objašnjavaju prisutnost elemenata težih od željeza u međuzvjezdanoj tvari, što međutim nije jedini mogući način njihovog nastanka, što primjerice pokazuju zvijezde tehnecija. Eksplozivni val i mlazovi neutrina odnose materiju dalje od umiruće zvijezde u međuzvjezdani prostor. Naknadno, dok se hladi i putuje svemirom, ovaj materijal supernove može se sudariti s drugim svemirskim otpadom i možda sudjelovati u formiranju novih zvijezda, planeta ili satelita. Procesi koji se odvijaju tijekom formiranja supernove još se proučavaju i za sada ovo pitanje nije jasno. Upitan je i trenutak što je zapravo ostalo od izvorne zvijezde. Međutim, razmatraju se dvije mogućnosti: neutronske zvijezde i crne rupe.

neutronske zvijezde

Poznato je da u nekim supernovama jaka gravitacija u unutrašnjosti superdiva uzrokuje apsorpciju elektrona u atomskoj jezgri, gdje se spajaju s protonima i stvaraju neutrone. Taj se proces naziva neutronizacija. Elektromagnetske sile koje razdvajaju obližnje jezgre nestaju. Jezgra zvijezde sada je gusta kugla atomskih jezgri i pojedinačnih neutrona. Takve zvijezde, poznate kao neutronske zvijezde, izuzetno su male, ne veće od veliki grad, a imaju nezamislivo veliku gustoću. Njihovo orbitalno razdoblje postaje iznimno kratko kako se veličina zvijezde smanjuje (zbog očuvanja kutne količine gibanja). Neki naprave 600 okretaja u sekundi. Za neke od njih, kut između vektora zračenja i osi rotacije može biti takav da Zemlja pada u stožac koji tvori to zračenje; u ovom slučaju moguće je zabilježiti puls zračenja koji se ponavlja u intervalima jednakim razdoblju revolucije zvijezde. Takve neutronske zvijezde nazvane su "pulsari" i postale su prve otkrivene neutronske zvijezde.

Crne rupe

Ne postaju sve supernove neutronske zvijezde. Ako zvijezda ima dovoljno veliku masu, tada će se kolaps zvijezde nastaviti, a sami neutroni će početi padati prema unutra sve dok njen radijus ne postane manji od Schwarzschildovog radijusa. Zvijezda tada postaje crna rupa. Opća teorija relativnosti predvidjela je postojanje crnih rupa. Prema ovoj teoriji materija i informacija ne mogu otići Crna rupa nema šanse. svejedno, kvantna mehanika vjerojatno čini moguće iznimke od ovog pravila. Ostaje niz otvorenih pitanja. Glavni među njima: "Postoje li uopće crne rupe?". Dapače, da bismo sa sigurnošću rekli da je određeni objekt crna rupa, potrebno je promatrati njegov horizont događaja. To je nemoguće samo po definiciji horizonta, ali uz pomoć vrlo duge osnovne radiointerferometrije moguće je odrediti metriku u blizini objekta, kao i popraviti brzu varijabilnost od milisekundi. Ova svojstva, promatrana u jednom objektu, trebala bi definitivno dokazati postojanje crnih rupa.

Zvijezde, kao i ljudi, mogu biti novorođene, mlade, stare. Svakog trenutka neke zvijezde umiru, a druge se formiraju. Obično su najmlađi od njih slični Suncu. Oni su u fazi formiranja i zapravo predstavljaju protozvijezde. Astronomi ih nazivaju zvijezdama T-Bika, prema njihovom prototipu. Po svojim svojstvima - na primjer, sjaju - protozvijezde su promjenjive, jer njihovo postojanje još nije ušlo u stabilnu fazu. Oko mnogih od njih nalazi se velika količina materije. Snažne struje vjetra izviru iz zvijezda tipa T.

Protozvijezde: početak životnog ciklusa

Ako tvar padne na površinu protozvijezde, brzo izgori i pretvori se u toplinu. Kao rezultat toga, temperatura protozvijezda stalno raste. Kada poraste toliko da se u središtu zvijezde pokreću nuklearne reakcije, protozvijezda dobiva status obične. S početkom nuklearnih reakcija, zvijezda ima stalni izvor energije koji podupire njezinu vitalnu aktivnost dugo vremena. Koliko će biti dug životni ciklus zvijezde u svemiru ovisi o njezinoj početnoj veličini. Međutim, vjeruje se da zvijezde promjera Sunca imaju dovoljno energije za udobno postojanje oko 10 milijardi godina. Unatoč tome, također se događa da čak i masivnije zvijezde žive samo nekoliko milijuna godina. To je zbog činjenice da svoje gorivo sagorijevaju mnogo brže.

Zvijezde normalne veličine

Svaka od zvijezda je hrpa vrućeg plina. U njihovim dubinama neprestano se odvija proces razvoja. nuklearna energija. Međutim, nisu sve zvijezde poput Sunca. Jedna od glavnih razlika je u boji. Zvijezde nisu samo žute, već i plavkaste, crvenkaste.

Svjetlina i osvijetljenost

Također se razlikuju po karakteristikama kao što su sjaj, svjetlina. Koliko će zvijezda promatrana s površine Zemlje biti sjajna ne ovisi samo o njezinom sjaju, već i o udaljenosti od našeg planeta. S obzirom na udaljenost od Zemlje, zvijezde mogu imati potpuno različit sjaj. Ovaj pokazatelj kreće se od jedne desettisućinke sjaja Sunca do svjetline usporedive s više od milijun Sunaca.

Većina zvijezda je u donjem segmentu ovog spektra, jer su mutne. Na mnogo načina, Sunce je prosječna, tipična zvijezda. Međutim, u usporedbi s drugima, ima mnogo veću svjetlinu. Veliki broj nejasne zvijezde mogu se promatrati čak i golim okom. Razlog zašto se zvijezde razlikuju po sjaju je njihova masa. Boja, sjaj i promjena svjetline tijekom vremena određeni su količinom tvari.

Pokušaji objašnjenja životnog ciklusa zvijezda

Ljudi su dugo pokušavali pratiti život zvijezda, ali prvi pokušaji znanstvenika bili su prilično stidljivi. Prvi napredak bila je primjena Laneova zakona na Helmholtz-Kelvinovu hipotezu gravitacijske kontrakcije. To je donijelo novo shvaćanje astronomije: teoretski, temperatura zvijezde bi trebala rasti (njena vrijednost je obrnuto proporcionalna polumjeru zvijezde) sve dok povećanje gustoće ne uspori procese kontrakcije. Tada će potrošnja energije biti veća od prihoda. U ovom trenutku, zvijezda će se početi brzo hladiti.

Hipoteze o životu zvijezda

Jednu od izvornih hipoteza o životnom ciklusu zvijezde predložio je astronom Norman Lockyer. Vjerovao je da zvijezde nastaju iz meteorske tvari. Istodobno, odredbe njegove hipoteze nisu se temeljile samo na teoretskim zaključcima dostupnim u astronomiji, već i na podacima spektralna analiza zvijezde. Lockyer je bio uvjeren da kemijski elementi koji sudjeluju u evoluciji nebeska tijela, sastoje se od elementarnih čestica - "protoelemenata". Za razliku od modernih neutrona, protona i elektrona, oni nemaju zajednički, ali individualni karakter. Na primjer, prema Lockyeru, vodik se razgrađuje u ono što se naziva "protovodik"; željezo postaje "proto-željezo". Drugi astronomi također su pokušali opisati životni ciklus zvijezde, na primjer, James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Zvijezde divovi i patuljasti

Zvijezde velike veličine su najtoplije i najsvjetlije. Obično su bijele ili plavkaste boje. Unatoč činjenici da imaju gigantske dimenzije, gorivo u njima izgara tako brzo da ga gube u samo nekoliko milijuna godina.

Male zvijezde, za razliku od divovskih, obično nisu tako sjajne. Imaju crvenu boju, žive dovoljno dugo - milijardama godina. Ali među najsjajnijim zvijezdama na nebu ima i crvenih i narančastih. Primjer je zvijezda Aldebaran - takozvano "bikovo oko", smješteno u zviježđu Bika; kao i u zviježđu Škorpiona. Zašto se te hladne zvijezde mogu natjecati u sjaju s vrućim zvijezdama poput Siriusa?

To je zbog činjenice da su se jednom jako proširili i u svom promjeru počeli premašivati ​​ogromne crvene zvijezde (superdivovi). Ogromno područje omogućuje ovim zvijezdama da zrače red veličine više energije od Sunca. I to unatoč činjenici da je njihova temperatura znatno niža. Na primjer, promjer Betelgeusea, koji se nalazi u zviježđu Orion, nekoliko je stotina puta veći od promjera Sunca. A promjer običnih crvenih zvijezda obično nije ni desetina veličine Sunca. Takve zvijezde nazivamo patuljcima. Svako nebesko tijelo može proći kroz ove tipove životnog ciklusa zvijezda – ista zvijezda u različitim segmentima svog života može biti i crveni div i patuljak.

U pravilu, svjetiljke poput Sunca podržavaju svoje postojanje zahvaljujući vodiku unutra. Pretvara se u helij unutar nuklearne jezgre zvijezde. Sunce ima golemu količinu goriva, ali ni ona nije beskonačna - u proteklih pet milijardi godina potrošeno je pola rezerve.

Životni vijek zvijezda. Životni ciklus zvijezda

Nakon što se potroše rezerve vodika unutar zvijezde, dolazi do ozbiljnih promjena. Preostali vodik počinje gorjeti ne unutar svoje jezgre, već na površini. U ovom slučaju, životni vijek zvijezde se sve više smanjuje. Ciklus zvijezda, barem većina njih, u ovom segmentu prelazi u stadij crvenog diva. Veličina zvijezde postaje veća, a njezina temperatura, naprotiv, postaje manja. Tako nastaje većina crvenih divova, ali i superdiva. Taj je proces dio cjelokupnog slijeda promjena koje se događaju sa zvijezdama, a koji su znanstvenici nazvali evolucija zvijezda. Životni ciklus zvijezde uključuje sve njegove faze: na kraju sve zvijezde stare i umiru, a trajanje njihovog postojanja izravno je određeno količinom goriva. velike zvijezde okončati svoje živote velikom, spektakularnom eksplozijom. Skromniji, naprotiv, umiru, postupno se smanjujući do veličine bijelih patuljaka. Onda jednostavno nestanu.

Koliko prosječna zvijezda živi? Životni ciklus zvijezde može trajati od manje od 1,5 milijuna godina do 1 milijarde godina ili više. Sve to, kao što je rečeno, ovisi o njegovom sastavu i veličini. Zvijezde poput Sunca žive između 10 i 16 milijardi godina. Visoko sjajne zvijezde, kao i Sirius, žive relativno kratko - svega nekoliko stotina milijuna godina. Dijagram životnog ciklusa zvijezde uključuje sljedeće faze. Ovo je molekularni oblak - gravitacijski kolaps oblaka - rađanje supernove - evolucija protozvijezde - kraj protozvjezdane faze. Zatim slijede faze: početak faze mlade zvijezde - sredina života - zrelost - faza crvenog diva - planetarna maglica - faza bijelog patuljka. Posljednje dvije faze karakteristične su za male zvijezde.

Priroda planetarnih maglica

Dakle, ukratko smo razmotrili životni ciklus zvijezde. Ali što je to?Pretvarajući se iz ogromnog crvenog diva u bijelog patuljka, zvijezde ponekad odbacuju svoje vanjske slojeve, a zatim jezgra zvijezde postaje gola. Plinski omotač počinje svijetliti pod utjecajem energije koju emitira zvijezda. Ovaj stupanj je dobio ime zbog činjenice da svjetleći mjehurići plina u ovoj ljusci često izgledaju poput diskova oko planeta. Ali zapravo, oni nemaju nikakve veze s planetima. Životni ciklus zvijezda za djecu možda ne uključuje sve znanstvene detalje. Mogu se opisati samo glavne faze evolucije nebeskih tijela.

zvjezdani skupovi

Astronomi jako vole istraživanje.Postoji hipoteza da se sva svjetiljke rađaju upravo u skupinama, a ne jedna po jedna. Budući da zvijezde koje pripadaju istom skupu imaju slična svojstva, razlike među njima su istinite, a ne zbog udaljenosti od Zemlje. Kakve god promjene napravile ove zvijezde, one počinju u isto vrijeme i pod jednakim uvjetima. Osobito se mnogo saznanja može dobiti proučavanjem ovisnosti njihovih svojstava o masi. Uostalom, starost zvijezda u klasterima i njihova udaljenost od Zemlje približno su jednake, pa se razlikuju samo po ovom pokazatelju. Grozdovi će biti zanimljivi ne samo profesionalnim astronomima - rado će ih izraditi i svaki amater prekrasna fotografija, divite se isključivo njima prekrasan pogled u planetariju.

Naše Sunce sja više od 4,5 milijardi godina. Pritom stalno troši vodik. Sasvim je jasno da koliko god velike rezerve bile, jednog dana će one biti iscrpljene. A što će biti sa svjetlom? Postoji odgovor na ovo pitanje. Životni ciklus zvijezde može se proučavati iz drugih sličnih svemirskih formacija. Doista, u svemiru postoje pravi patrijarsi, čija je starost 9-10 milijardi godina. A ima i vrlo mladih zvijezda. Nisu stariji od nekoliko desetaka milijuna godina.

Stoga, promatrajući stanje raznih zvijezda kojima je Svemir "posut", može se shvatiti kako se one ponašaju tijekom vremena. Ovdje možemo povući analogiju s vanzemaljskim promatračem. Odletio je na Zemlju i počeo proučavati ljude: djecu, odrasle, starce. Dakle, za apsolutno kratak period vrijeme je shvatio kakve se promjene događaju ljudima tijekom života.

Sunce je trenutno žuti patuljak
Proći će milijarde godina i postat će crveni div - 2
I onda se pretvoriti u bijelog patuljka - 3

Stoga se sa sigurnošću može tvrditi da kada se potroše rezerve vodika u središnjem dijelu Sunca, termonuklearna reakcija neće prestati. Zona u kojoj će se ovaj proces nastaviti počet će se kretati prema površini našeg svjetiljke. Ali u isto vrijeme, gravitacijske sile više neće moći utjecati na tlak koji nastaje kao rezultat termonuklearne reakcije.

Posljedično, zvijezda će početi rasti i postupno se pretvoriti u crvenog diva. Ovo je svemirski objekt kasne faze evolucije. Ali događa se na isti način ranoj fazi tijekom formiranja zvijezda. Tek u drugom slučaju crveni div se smanjuje i pretvara u zvijezda glavnog niza. Odnosno u onom u kojem se odvija reakcija sinteze helija iz vodika. Jednom riječju, čime počinje životni ciklus zvijezde, tako i završava.

Naše Sunce toliko će se povećati da će progutati najbliže planete. To su Merkur, Venera i Zemlja. Ali ne morate se bojati. Svjetlo će početi umirati za nekoliko milijardi godina. Tijekom tog vremena promijenit će se deseci, a možda i stotine civilizacija. Čovjek će više puta uzeti u ruke tref, a nakon tisućljeća opet će sjesti za računalo. To je uobičajena cikličnost na kojoj se temelji cijeli svemir.

Ali postati crveni div ne znači kraj. Termonuklearna reakcija izbacit će vanjsku ljusku u svemir. A u središtu će biti helijeva jezgra lišena energije. Pod utjecajem gravitacijskih sila on će se smanjiti i na kraju će se pretvoriti u izuzetno gustu svemirsku formaciju velike mase. Takvi ostaci izumrlih i sporo hladećih zvijezda nazivaju se bijeli patuljci.

Naš bijeli patuljak imat će radijus 100 puta manji od polumjera Sunca, a luminozitet će se smanjiti za 10 tisuća puta. Pritom će masa biti usporediva sa sadašnjom solarnom, a gustoća više od milijun puta. U našoj galaksiji ima puno takvih bijelih patuljaka. Njihov broj je 10%. ukupni broj zvijezde.

Treba napomenuti da su bijeli patuljci vodik i helij. Ali nećemo se penjati u divljinu, već samo primijetiti da uz jaku kompresiju može doći do gravitacijskog kolapsa. A to je prepuno kolosalne eksplozije. U isto vrijeme opaža se eksplozija supernove. Izraz "supernova" ne karakterizira starost, već svjetlinu bljeska. Samo što bijeli patuljak dugo nije bio vidljiv u kozmičkom ponoru, a odjednom se pojavio sjajni sjaj.

Većina eksplodirajućih supernova rasprši se svemirom velikom brzinom. I ostalo središnji dio skuplja se u još gušću formaciju i zove se neutronska zvijezda. To je krajnji proizvod zvjezdane evolucije. Masa mu je usporediva sa Sunčevom, a radijus mu doseže samo nekoliko desetaka kilometara. Jedna kocka cm neutronska zvijezda može težiti milijune tona. U svemiru ima dosta takvih formacija. Njihov broj je oko tisuću puta manji od običnih sunaca, kojima je prošarano noćno nebo Zemlje.

Moram reći da je životni ciklus zvijezde izravno povezan s njezinom masom. Ako odgovara masi našeg Sunca ili je manja od nje, tada se na kraju života pojavljuje bijeli patuljak. Međutim, postoje svjetiljke koje su desetke i stotine puta veće od Sunca.

Kada se takvi divovi smanjuju u procesu starenja, oni iskrivljuju prostor i vrijeme na takav način da umjesto bijelog patuljka, Crna rupa. Njegova gravitacijska privlačnost toliko je jaka da je ne mogu nadvladati ni oni objekti koji se kreću brzinom svjetlosti. Veličina rupe karakterizira polumjer gravitacije. Ovo je radijus sfere omeđen horizont događaja. Predstavlja prostorno-vremensku granicu. Svako kozmičko tijelo, nakon što ga prevlada, nestaje zauvijek i više se ne vraća.

Postoje mnoge teorije o crnim rupama. Sve one temelje se na teoriji gravitacije, budući da je gravitacija jedna od najvažnijih sila u svemiru. A njegova glavna kvaliteta je svestranost. Barem, danas nije otkriven niti jedan svemirski objekt koji nema gravitacijsku interakciju.

Postoji pretpostavka da kroz crnu rupu možete ući u paralelni svijet. Odnosno, to je kanal u drugu dimenziju. Sve je moguće, ali svaka izjava zahtijeva praktične dokaze. Međutim, nijedan smrtnik još nije uspio izvesti takav eksperiment.

Dakle, životni ciklus zvijezde sastoji se od nekoliko faza. U svakom od njih, svjetiljka djeluje u određenom svojstvu, koje se bitno razlikuje od prethodnih i budućih. Ovo je jedinstvenost i misterij svemir. Kada ga upoznate, nehotice počinjete misliti da osoba također prolazi kroz nekoliko faza u svom razvoju. A ljuštura u kojoj sada postojimo samo je prijelazna faza u neko drugo stanje. Ali ovaj zaključak, opet, zahtijeva praktičnu potvrdu..