Životni ciklus zvijezda. Evolucija zvijezda različitih masa

Evolucija zvijezda različitih masa

Astronomi ne mogu promatrati život jedne zvijezde od početka do kraja, jer čak i zvijezde s najkraćim životom postoje milijunima godina - duži život cijelog čovječanstva. Promjena tijekom vremena fizičke karakteristike i kemijski sastav zvijezda, tj. Astronomi proučavaju evoluciju zvijezda uspoređujući karakteristike mnogih zvijezda na različitim stupnjevima evolucije.

Fizički obrasci koji povezuju opažene karakteristike zvijezda ogledaju se u dijagramu boja-luminoznost - Hertzsprung-Russellov dijagram, na kojem zvijezde tvore zasebne grupe - nizove: glavni niz zvijezda, niz superdivova, svijetlih i slabih divova, subdivova, potpatuljci i bijeli patuljci.

Većinu svog života bilo koja zvijezda nalazi se na tzv glavni niz dijagrami boja-luminoznost. Sve ostale faze evolucije zvijezde prije formiranja kompaktnog ostatka ne traju više od 10% ovog vremena. Zbog toga su većina zvijezda promatranih u našoj galaksiji skromni crveni patuljci s masom Sunca ili manjom. Glavni niz sadrži oko 90% svih promatranih zvijezda.

Životni vijek zvijezde i u što se na kraju pretvara životni put, potpuno je određena svojom masom. Zvijezde s masom većom od Sunca žive mnogo manje od Sunca, a životni vijek najmasivnijih zvijezda je samo milijune godina. Za veliku većinu zvijezda životni vijek je oko 15 milijardi godina. Nakon što zvijezda iscrpi svoje izvore energije, počinje se hladiti i skupljati. Krajnji proizvod zvjezdane evolucije su kompaktni, masivni objekti čija je gustoća mnogo puta veća od gustoće običnih zvijezda.

Zvijezde različite težine na kraju dolaze u jedno od tri stanja: bijeli patuljci, neutronske zvijezde ili crne rupe. Ako je masa zvijezde mala, tada su gravitacijske sile relativno slabe i kompresija zvijezde (gravitacijski kolaps) prestaje. Prelazi u stabilno stanje bijelog patuljka. Ako masa prijeđe kritičnu vrijednost, kompresija se nastavlja. Pri vrlo visokim gustoćama, elektroni se spajaju s protonima i tvore neutrone. Uskoro se gotovo cijela zvijezda sastoji samo od neutrona i ima tako ogromnu gustoću da se ogromna zvjezdana masa koncentrira u vrlo malu kuglu radijusa od nekoliko kilometara i kompresija prestaje - neutronska zvijezda. Ako je masa zvijezde tolika da čak ni formiranje neutronske zvijezde neće zaustaviti gravitacijski kolaps, tada će posljednji stupanj evolucije zvijezde biti crna rupa.

Početkom 20. stoljeća Hertzsprung i Russell nacrtali su različite zvijezde na dijagramu “Apsolutna magnituda” - “spektralna klasa” i pokazalo se da je većina njih grupirana duž uske krivulje. Kasnije se pokazalo da je ovaj dijagram (sada nazvan Hertzsprung-Russell dijagram) ključ za razumijevanje i proučavanje procesa koji se odvijaju unutar zvijezde.

Dijagram omogućuje (iako ne baš precizno) pronalaženje apsolutne vrijednosti prema spektralnoj klasi. Posebno za spektralne razreda O-F. Za kasnije razrede ovo je komplicirano potrebom biranja između diva i patuljka. Međutim, određene razlike u intenzitetu nekih linija omogućuju nam da s pouzdanjem donesemo ovaj izbor.

Većina zvijezda (oko 90%) nalazi se na dijagramu duž duge uske trake tzv glavni niz. Proteže se od gornjeg lijevog kuta (od plavih superdivova) do donjeg desnog kuta (do crvenih patuljaka). Zvijezde glavnog niza uključuju Sunce, čiji se sjaj uzima kao jedinica.

Točke koje odgovaraju divovima i superdivovima nalaze se iznad glavne sekvence s desne strane, a točke koje odgovaraju bijelim patuljcima nalaze se u donjem lijevom kutu, ispod glavne sekvence.

Sada je postalo jasno da su zvijezde glavnog niza normalne zvijezde slične Suncu, u kojima dolazi do izgaranja vodika u termonuklearnim reakcijama. Glavni niz je niz zvijezda različitih masa. Najveće zvijezde po masi nalaze se na vrhu glavnog niza i plavi su divovi. Najmanje zvijezde po masi su patuljci. Nalaze se na dnu glavnog niza. Subpatuljci se nalaze paralelno s glavnim nizom, ali malo ispod njega. Razlikuju se od zvijezda glavnog niza po nižem sadržaju metala.

Zvijezda većinu svog života provodi na glavnoj sekvenci. Tijekom tog razdoblja njegova boja, temperatura, svjetlina i drugi parametri ostaju gotovo nepromijenjeni. Ali prije nego što zvijezda dosegne ovo stabilno stanje, dok je još u stanju protozvijezde, ima crvenu boju i, nakratko, veći sjaj nego što bi imala na glavnom nizu.

Zvijezde velikih masa (superdivovi) izdašno troše svoju energiju, a evolucija takvih zvijezda traje samo stotinama milijuna godina. Stoga su plavi superdivovi mlade zvijezde.

Faze evolucije zvijezda nakon glavne sekvence također su kratke. Tipične zvijezde postaju crveni divovi, a vrlo masivne zvijezde postaju crveni superdivovi. Zvijezda se brzo povećava u veličini i njezin sjaj se povećava. Upravo se ove faze evolucije odražavaju u Hertzsprung-Russell dijagramu.

Svaka zvijezda provede oko 90% svog života na glavnoj sekvenci. Tijekom tog razdoblja, glavni izvori energije za zvijezdu su termonuklearne reakcije koje pretvaraju vodik u helij u njezinom središtu. Nakon što je iscrpila ovaj izvor, zvijezda se seli u područje divova, gdje provodi oko 10% svog života. U ovom trenutku, glavni izvor energije koju oslobađa zvijezda je pretvorba vodika u helij u sloju koji okružuje gustu helijevu jezgru. Ovo je tzv faza crvenog diva.

Rođenje zvijezda

Evolucija zvijezde počinje u golemom molekularnom oblaku, koji se naziva i zvjezdana kolijevka, u kojem, kao rezultat gravitacijske nestabilnosti, počinje rasti primarna fluktuacija gustoće. Većina "praznog" prostora u galaksiji zapravo sadrži između 0,1 i 1 molekule po cm³. Molekularni oblak ima gustoću od oko milijun molekula po cm³. Masa takvog oblaka premašuje masu Sunca za 100 000-10 000 000 puta zbog svoje veličine: od 50 do 300 svjetlosnih godina u promjeru.

Tijekom kolapsa, molekularni oblak se dijeli na dijelove, tvoreći sve manje i manje nakupine. Fragmenti mase manje od ~100 solarnih masa mogu formirati zvijezdu. U takvim se formacijama plin skupljajući se zagrijava zbog oslobađanja gravitacijske potencijalne energije, a oblak postaje protozvijezda pretvarajući se u rotirajući sferni objekt.

Zvijezde u ranim fazama svog postojanja obično su skrivene od pogleda unutar gustog oblaka prašine i plina. Ove čahure koje stvaraju zvijezde često se mogu vidjeti ocrtane naspram jarkog zračenja okolnog plina. Takve formacije nazivaju se Bokove globule.

Vrlo mali dio protozvijezda ne doseže temperature dovoljne za reakcije termonuklearne fuzije. Takve zvijezde nazivaju se "smeđi patuljci", njihova masa ne prelazi jednu desetinu Sunca. Takve zvijezde brzo umiru, postupno se hladeći tijekom nekoliko stotina milijuna godina. U nekim od najmasivnijih protozvijezda, temperatura zbog jake kompresije može doseći 10 milijuna K, što omogućuje sintezu helija iz vodika. Takva zvijezda počinje svijetliti. Početak termonuklearnih reakcija uspostavlja hidrostatsku ravnotežu, sprječavajući jezgru od daljnjeg gravitacijskog kolapsa. Nadalje, zvijezda može postojati u stabilnom stanju.

Početni stupanj zvjezdane evolucije

Na Hertzsprung-Russell dijagramu, zvijezda u nastajanju zauzima točku u gornjem desnom kutu: ima veliki sjaj i niske temperature. Glavno zračenje događa se u infracrveno područje. Zračenje iz hladne prašine dopire do nas. Tijekom procesa evolucije, položaj zvijezde na dijagramu će se mijenjati. Jedini izvor energije u ovoj fazi je gravitacijska kompresija. Zbog toga se zvijezda prilično brzo giba paralelno s ordinatnom osi.

Temperatura površine se ne mijenja, ali se smanjuju radijus i sjaj. Temperatura u središtu zvijezde raste, dostižući vrijednost pri kojoj počinju reakcije s lakim elementima: litijem, berilijem, borom, koji brzo izgaraju, ali uspijevaju usporiti kompresiju. Staza se okreće paralelno s ordinatnom osi, temperatura na površini zvijezde raste, a sjaj ostaje gotovo konstantan. Konačno, u središtu zvijezde počinju reakcije stvaranja helija iz vodika (izgaranje vodika). Zvijezda ulazi u glavnu sekvencu.

Trajanje početne faze određeno je masom zvijezde. Za zvijezde poput Sunca to je oko 1 milijun godina, za zvijezdu mase 10 M ☉ oko 1000 puta manje, a za zvijezdu mase 0,1 M ☉ tisuću puta više.

Faza glavne sekvence

U fazi glavne sekvence zvijezda svijetli zbog oslobađanja energije u nuklearnim reakcijama pretvaranja vodika u helij. Opskrba vodikom osigurava sjaj zvijezde mase 1M ☉ oko 10 10 godina. Zvijezde veću masu brže troše vodik: npr. zvijezda mase 10 M ☉ potrošit će vodik za manje od 10 7 godina (luminoznost je proporcionalna četvrtoj potenciji mase).

Zvijezde male mase

Kako vodik izgara, središnja područja zvijezde su jako komprimirana.

Zvijezde velike mase

Nakon ulaska u glavni niz, evolucija zvijezde velike mase (>1,5 M ☉ ) određen je uvjetima izgaranja nuklearnog goriva u unutrašnjosti zvijezde. U fazi glavnog slijeda to je izgaranje vodika, ali za razliku od zvijezda male mase, u jezgri dominiraju reakcije ciklusa ugljik-dušik. U ovom ciklusu C i N atomi imaju ulogu katalizatora. Brzina oslobađanja energije u reakcijama takvog ciklusa proporcionalna je T17. Stoga se u jezgri formira konvektivna jezgra, okružena zonom u kojoj se energija prenosi zračenjem.

Sjaj zvijezda velike mase puno je veći od sjaja Sunca, a vodik se troši puno brže. To je također zbog činjenice da je temperatura u središtu takvih zvijezda također puno viša.

Kako se udio vodika u tvari konvektivne jezgre smanjuje, brzina oslobađanja energije se smanjuje. Ali budući da je brzina otpuštanja određena svjetlošću, jezgra se počinje skupljati, a brzina otpuštanja energije ostaje konstantna. U isto vrijeme, zvijezda se širi i prelazi u područje crvenih divova.

Stadij zrelosti zvijezde

Zvijezde male mase

U trenutku kada vodik potpuno izgori, u središtu zvijezde male mase formira se mala jezgra helija. U jezgri gustoća tvari i temperatura dostižu vrijednosti od 10 9 kg/m 3 odnosno 10 8 K. Sagorijevanje vodika događa se na površini jezgre. Kako temperatura u jezgri raste, stopa izgaranja vodika se povećava i svjetlina se povećava. Zona zračenja postupno nestaje. A zbog povećanja brzine konvektivnih tokova dolazi do napuhavanja vanjskih slojeva zvijezde. Njegova veličina i sjaj se povećavaju - zvijezda se pretvara u crvenog diva.

Zvijezde velike mase

Kada se vodik u zvijezdi velike mase potpuno iscrpi, u jezgri se počinje događati trostruka reakcija helija i ujedno reakcija stvaranja kisika (3He=>C i C+He=>O). Istodobno vodik počinje gorjeti na površini jezgre helija. Pojavljuje se izvor prvog sloja.

Zaliha helija se vrlo brzo iscrpi, budući da se u opisanim reakcijama oslobađa relativno malo energije u svakom elementarnom činu. Slika se ponavlja, u zvijezdi se pojavljuju dva slojna izvora, au jezgri počinje reakcija C+C=>Mg.

Pokazalo se da je evolucijski put vrlo složen. U Hertzsprung-Russell dijagramu zvijezda se kreće nizom divova ili (s vrlo velikom masom u području superdiva) povremeno postaje cefeida.

Završne faze zvjezdane evolucije

Stare zvijezde male mase

Za zvijezdu male mase, na kraju brzina konvektivnog toka na nekoj razini dostiže drugu brzina bijega, ljuska se skida, a zvijezda se pretvara u bijelog patuljka okruženog planetarnom maglicom.

Smrt zvijezda velike mase

Na kraju svoje evolucije, zvijezda velike mase ima vrlo složenu strukturu. Svaki sloj ima svoje kemijski sastav, nuklearne reakcije odvijaju se u nekoliko slojevitih izvora, a u središtu se formira željezna jezgra.

Nuklearne reakcije sa željezom se ne događaju jer zahtijevaju utrošak (a ne oslobađanje) energije. Stoga se željezna jezgra brzo skuplja, temperatura i gustoća u njoj se povećavaju, dostižući fantastične vrijednosti - temperaturu od 10 9 K i gustoću od 10 9 kg / m3.

U ovom trenutku počinju dva kritični proces, ulazeći u jezgru istovremeno i vrlo brzo (očigledno, za nekoliko minuta). Prvi je da se tijekom nuklearnih sudara atomi željeza raspadaju na 14 atoma helija, drugi je da se elektroni "prešaju" u protone, tvoreći neutrone. Oba procesa povezana su s apsorpcijom energije, a temperatura u jezgri (također tlak) momentalno pada. Vanjski slojevi zvijezde počinju padati prema središtu.

Pad vanjskih slojeva dovodi do naglog povećanja temperature u njima. Vodik, helij i ugljik počinju gorjeti. To je popraćeno snažnom strujom neutrona koja dolazi iz središnje jezgre. Kao rezultat, snažan nuklearna eksplozija, odbacujući vanjske slojeve zvijezde, koji već sadrže sve teške elemente, sve do kalifornija. Prema suvremenim stajalištima, svi atomi teških kemijskih elemenata (tj. težih od helija) nastali su u Svemiru upravo u eksplozijama supernova. Na mjestu eksplodirajuće supernove, ovisno o masi eksplodirajuće zvijezde, ili neutronska zvijezda ili Crna rupa.

Zvjezdana evolucija u astronomiji je slijed promjena kroz koje zvijezda prolazi tijekom svog života, to jest, tijekom stotina tisuća, milijuna ili milijardi godina dok emitira svjetlost i toplinu. Tijekom tako ogromnih vremenskih razdoblja, promjene su prilično značajne.

Evolucija zvijezde počinje u divovskom molekularnom oblaku, koji se također naziva zvjezdana kolijevka. Većina "praznog" prostora u galaksiji zapravo sadrži između 0,1 i 1 molekule po cm 3 . Molekularni oblak ima gustoću od oko milijun molekula po cm 3 . Masa takvog oblaka premašuje masu Sunca za 100 000–10 000 000 puta zbog svoje veličine: od 50 do 300 svjetlosnih godina u promjeru.

Evolucija zvijezde počinje u divovskom molekularnom oblaku, koji se također naziva zvjezdana kolijevka.

Dok se oblak slobodno okreće oko središta svoje matične galaksije, ništa se ne događa. Međutim, zbog nehomogenosti gravitacijskog polja u njemu mogu nastati poremećaji koji dovode do lokalnih koncentracija mase. Takvi poremećaji uzrokuju gravitacijski kolaps oblaka. Jedan od scenarija koji dovode do toga je sudar dvaju oblaka. Još jedan događaj koji uzrokuje kolaps mogao bi biti prolazak oblaka kroz gusti krak spiralne galaksije. Također bi kritični čimbenik mogla biti eksplozija obližnje supernove, čiji će se udarni val sudariti s molekularnim oblakom ogromnom brzinom. Također je moguće da se galaksije sudare, što bi moglo uzrokovati prasak stvaranja zvijezda jer su oblaci plina u svakoj galaksiji komprimirani sudarom. Općenito, sve nehomogenosti u silama koje djeluju na masu oblaka mogu potaknuti proces stvaranja zvijezda.

sve nehomogenosti u silama koje djeluju na masu oblaka mogu potaknuti proces stvaranja zvijezda.

Tijekom tog procesa nehomogenosti molekularnog oblaka će se pod utjecajem vlastite gravitacije stisnuti i postupno poprimiti oblik lopte. Kada se stisne, gravitacijska energija se pretvara u toplinu, a temperatura tijela raste.

Kada temperatura u središtu dosegne 15-20 milijuna K, počinju termonuklearne reakcije i prestaje kompresija. Objekt postaje punopravna zvijezda.

Naknadni stupnjevi evolucije zvijezde gotovo u potpunosti ovise o njezinoj masi, a tek na samom kraju evolucije zvijezde njen kemijski sastav može igrati ulogu.

Prva faza života zvijezde slična je sunčevoj – njome dominiraju reakcije vodikovog ciklusa.

U tom stanju ostaje veći dio svog života, nalazeći se na glavnoj sekvenci Hertzsprung-Russellovog dijagrama, sve dok rezerve goriva u njegovoj jezgri ne potroše. Kada se sav vodik u središtu zvijezde pretvori u helij, formira se helijeva jezgra, a termonuklearno sagorijevanje vodika nastavlja se na periferiji jezgre.

Mali, hladni crveni patuljci polako troše svoje rezerve vodika i ostaju na glavnom nizu desetke milijardi godina, dok masivni superdivovi napuštaju glavni niz nekoliko desetaka milijuna (a neki samo nekoliko milijuna) godina nakon formiranja.

Trenutačno se pouzdano ne zna što se događa s lakim zvijezdama nakon što se iscrpe zalihe vodika u njihovim jezgrama. Budući da je starost svemira 13,8 milijardi godina, što nije dovoljno da se zalihe vodikovog goriva u takvim zvijezdama iscrpe, moderne teorije temelje se na računalnom modeliranju procesa koji se odvijaju u takvim zvijezdama.

Prema teoretskim konceptima, neke od svjetlosnih zvijezda, gubeći svoju materiju (zvjezdani vjetar), postupno će ispariti, postajući sve manje i manje. Drugi, crveni patuljci, polako će se hladiti tijekom milijardi godina nastavljajući emitirati slabe emisije u infracrvenom i mikrovalnom rasponu elektromagnetskog spektra.

Zvijezde srednje veličine poput Sunca ostaju na glavnom nizu u prosjeku 10 milijardi godina.

Vjeruje se da je Sunce još uvijek na njoj, jer je u sredini životni ciklus. Nakon što zvijezda ostane bez vodika u svojoj jezgri, ona napušta glavni niz.

Nakon što zvijezda ostane bez vodika u svojoj jezgri, ona napušta glavni niz.

Bez pritiska koji je nastao tijekom termonuklearnih reakcija i uravnotežio unutarnju gravitaciju, zvijezda se ponovno počinje smanjivati, kao što je to bilo prije tijekom procesa njezina formiranja.

Temperatura i tlak ponovno rastu, ali, za razliku od stadija protozvijezde, na puno višu razinu.

Kolaps se nastavlja sve dok na temperaturi od približno 100 milijuna K ne započnu termonuklearne reakcije s helijem, tijekom kojih se helij pretvara u teže elemente (helij u ugljik, ugljik u kisik, kisik u silicij i na kraju – silicij u željezo).

Kolaps se nastavlja sve dok ne počnu termonuklearne reakcije koje uključuju helij na temperaturi od približno 100 milijuna K

Termonuklearno "spaljivanje" materije, nastavljeno na novoj razini, uzrokuje monstruoznu ekspanziju zvijezde. Zvijezda "bubri", postaje vrlo "labava", a njena veličina se povećava otprilike 100 puta.

Zvijezda postaje crveni div, a faza gorenja helija traje oko nekoliko milijuna godina.

Što će se dalje dogoditi također ovisi o masi zvijezde.

Na zvijezdama prosječne veličine reakcija termonuklearnog izgaranja helija može dovesti do eksplozivnog oslobađanja vanjskih slojeva zvijezde s nastankom planetarna maglica. Jezgra zvijezde, u kojoj se zaustavljaju termonuklearne reakcije, hladi se i pretvara u helijevog bijelog patuljka, obično mase do 0,5-0,6 Sunčeve mase i promjera reda promjera Zemlje.

Za masivne i supermasivne zvijezde (s masom od pet solarnih masa ili više), procesi koji se odvijaju u njihovoj jezgri kako raste gravitacijska kompresija dovode do eksplozije supernova uz oslobađanje ogromne energije. Eksplozija je popraćena izbacivanjem značajne mase zvjezdane tvari u međuzvjezdani prostor. Ova tvar naknadno sudjeluje u formiranju novih zvijezda, planeta ili satelita. Svemir u cjelini, a svaka galaksija posebno, kemijski se razvija zahvaljujući supernovama. Zvjezdana jezgra preostala nakon eksplozije može završiti evolucijom kao neutronska zvijezda (pulsar) ako masa zvijezde u kasnom stadiju prijeđe Chandrasekharovu granicu (1,44 Sunčeve mase), ili kao crna rupa ako masa zvijezde premaši Oppenheimer-Volkoffovu granicu (procijenjene vrijednosti od 2,5-3 Sunčeve mase).

Proces zvjezdane evolucije u svemiru kontinuiran je i cikličan - stare zvijezde blijede i nove svijetle kako bi ih zamijenile.

Prema suvremenom znanstvene ideje, od zvjezdane materije nastali su elementi potrebni za nastanak planeta i života na Zemlji. Iako ne postoji jedinstveno općeprihvaćeno gledište o tome kako je život nastao.

Astrofizika je već dovoljno napredovala u proučavanju evolucije zvijezda. Teorijski modeli potkrijepljeni su pouzdanim opažanjima, a iako postoje neke praznine, opća slika životnog ciklusa zvijezde odavno je poznata.

Rođenje

Sve počinje s molekularnim oblakom. To su ogromna područja međuzvjezdanog plina koja su dovoljno gusta da se u njima mogu formirati molekule vodika.

Tada se događa događaj. Možda će to biti uzrokovano udarnim valom supernove koja je eksplodirala u blizini, ili možda prirodnom dinamikom unutar molekularnog oblaka. Međutim, postoji samo jedan ishod - gravitacijska nestabilnost dovodi do formiranja težišta negdje unutar oblaka.

Popuštajući iskušenju gravitacije, okolna tvar se počinje okretati oko ovog središta i slojeva na njegovoj površini. Postupno se formira uravnotežena sferna jezgra s rastućom temperaturom i sjajem - protozvijezda.

Disk plina i prašine oko protozvijezde vrti se sve brže, zbog rastuće gustoće i mase sve više čestica sudara se u njegovim dubinama, a temperatura i dalje raste.

Čim dosegne milijune stupnjeva, u središtu protozvijezde dolazi do prve termonuklearne reakcije. Dvije jezgre vodika prevladavaju Coulombovu barijeru i spajaju se u jezgru helija. Zatim još dvije jezgre, pa još jedna... dok lančana reakcija ne pokrije cijelo područje u kojem temperatura dopušta vodiku da sintetizira helij.

Energija termonuklearnih reakcija zatim brzo doseže površinu zvijezde, naglo povećavajući njen sjaj. Dakle, protozvijezda, ako ima dovoljno mase, pretvara se u punopravnu mladu zvijezdu.

Aktivno područje stvaranja zvijezda N44 / ©ESO, NASA

Nema djetinjstva, nema mladosti, nema mladosti

Sve protozvijezde koje se zagriju dovoljno da pokrenu termonuklearnu reakciju u svojim jezgrama tada ulaze u najdulje i najstabilnije razdoblje, koje zauzima 90% njihovog cjelokupnog postojanja.

Sve što im se događa u ovoj fazi, ovo je postupno izgaranje vodika u zoni termonuklearnih reakcija. Doslovno "gori kroz život". Zvijezda će vrlo polako - kroz milijarde godina - postajati sve toplija, pojačat će se intenzitet termonuklearnih reakcija, pojačat će se i sjaj, ali ništa više.

Naravno, mogući su događaji koji ubrzavaju zvjezdanu evoluciju - primjerice, neposredna blizina ili čak sudar s drugom zvijezdom, ali to ni na koji način ne ovisi o životnom ciklusu pojedine zvijezde.

Postoje i neobične "mrtvorođene" zvijezde koje ne mogu doći do glavnog niza - to jest, nisu u stanju nositi se s unutarnjim pritiskom termonuklearnih reakcija.

To su protozvijezde male mase (manje od 0,0767 mase Sunca) - iste one koje se nazivaju smeđi patuljci. Zbog nedovoljne gravitacijske kompresije gube više energije nego što nastaje kao rezultat sinteze vodika. S vremenom termonuklearne reakcije u dubinama tih zvijezda prestaju i preostaje im samo dugo, ali neizbježno hlađenje.

Umjetnikov dojam smeđeg patuljka / ©ESO/I. Crossfield/N. Risinger

Tegobna starost

Za razliku od ljudi, najaktivnija i najzanimljivija faza u "životu" masivnih zvijezda počinje pred kraj njihova postojanja.

Daljnja evolucija svake pojedine zvijezde koja je dosegla kraj glavnog niza - to jest, točku kada više nema vodika za termonuklearnu fuziju u središtu zvijezde - izravno ovisi o masi zvijezde i njezinoj kemijskoj sastav.

Što manju masu zvijezda ima na glavnoj sekvenci, to će njezin "život" biti duži, a kraj će biti manje grandiozan. Na primjer, zvijezde čija je masa manja od polovice mase Sunca - one koje se nazivaju crveni patuljci - nikada nisu "umrle" od Velikog praska. Prema proračunima i računalnim simulacijama, takve zvijezde, zbog slabog intenziteta termonuklearnih reakcija, mogu tiho sagorijevati vodik desetke milijardi do desetke trilijuna godina, a na kraju svog puta vjerojatno će se ugasiti na isti način kao smeđi patuljci.

Zvijezde s prosječnom masom od pola do deset Sunčevih masa, nakon izgaranja vodika u središtu, sposobne su spaliti i teže zvijezde. kemijski elementi u svom sastavu - prvo helij, zatim ugljik, kisik i onda, ovisno o tome koliko je sretna masa, do željeza-56 (izotop željeza, koji se ponekad naziva "pepeo termonuklearnog izgaranja").

Za takve zvijezde, faza koja slijedi nakon glavne sekvence naziva se faza crvenog diva. Pokretanje termonuklearnih reakcija helija, zatim ugljika itd. svaki put dovodi do značajnih transformacija zvijezde.

U određenom smislu, ovo je smrtna muka. Zvijezda se tada širi stotinama puta i postaje crvena, a zatim se opet skuplja. Svjetlina se također mijenja - povećava se tisućama puta, a zatim se opet smanjuje.

Na kraju ovog procesa, vanjski omotač crvenog diva se odbacuje, formirajući spektakularnu planetarnu maglicu. Ono što ostaje u središtu je izložena jezgra - bijeli helijev patuljak s masom približno pola Sunca i polumjerom približno jednakim polumjeru Zemlje.

Bijeli patuljci imaju sudbinu sličnu crvenim patuljcima - tiho izgaraju tijekom milijardi do trilijuna godina, osim ako, naravno, u blizini nema zvijezde pratilice, zbog koje bijeli patuljak može povećati svoju masu.

Sustav KOI-256, koji se sastoji od crvenih i bijelih patuljaka / ©NASA/JPL-Caltech

Ekstremna starost

Ako je zvijezda posebno sretna sa svojom masom, a ona je otprilike 12 solarnih ili više, tada završne faze njezine evolucije karakteriziraju puno ekstremniji događaji.

Ako masa jezgre crvenog diva premaši Chandrasekharovu granicu od 1,44 solarne mase, tada zvijezda ne samo da odbacuje svoj oklop u finalu, već oslobađa akumuliranu energiju u snažnom termonuklearna eksplozija- supernova.

U srcu ostataka supernove, koja raspršuje zvjezdanu materiju ogromnom snagom mnogo svjetlosnih godina uokolo, u ovom slučaju ono što ostaje nije bijeli patuljak, već super-gusta neutronska zvijezda, s polumjerom od samo 10-20 kilometara.

Međutim, ako je masa crvenog diva veća od 30 solarnih masa (ili bolje rečeno, već je superdiv), a masa njegove jezgre premašuje Oppenheimer-Volkovu granicu, jednaku približno 2,5-3 solarne mase, tada niti bijela nastaje patuljak niti neutronska zvijezda.

U središtu ostatka supernove pojavljuje se nešto mnogo impresivnije - crna rupa, budući da je jezgra zvijezde koja eksplodira toliko stisnuta da čak i neutroni počinju kolabirati, a ništa drugo, uključujući svjetlost, ne može napustiti novorođenu crnu rupu - odnosno njegov horizont događaja.

Osobito masivne zvijezde - plavi superdivovi - mogu zaobići stadij crvenog superdiva i također eksplodirati u supernovi.

Supernova SN 1994D u galaksiji NGC 4526 (svijetla točka u donjem lijevom kutu) / ©NASA

Što čeka naše Sunce?

Sunce je zvijezda srednje mase, pa ako pažljivo pročitate prethodni dio članka, sami možete točno predvidjeti na kojoj je putanji naša zvijezda.

No, čovječanstvo će se suočiti s nizom astronomskih šokova i prije nego što se Sunce pretvori u crvenog diva. Život na Zemlji postat će nemoguć za milijardu godina, kada intenzitet termonuklearnih reakcija u središtu Sunca postane dovoljan da ispari Zemljine oceane. Paralelno s tim poboljšat će se uvjeti za život na Marsu, što bi ga u jednom trenutku moglo učiniti pogodnim za stanovanje.

Za otprilike 7 milijardi godina Sunce će se zagrijati dovoljno da pokrene termonuklearnu reakciju u svojim vanjskim područjima. Radijus Sunca će se povećati za oko 250 puta, a sjaj će se povećati za 2700 puta - pretvorit će se u crvenog diva.

Zbog pojačanog solarnog vjetra, zvijezda će u ovoj fazi izgubiti do trećine svoje mase, ali će imati vremena apsorbirati Merkur.

Masa Sunčeve jezgre, zbog izgaranja vodika oko nje, tada će se toliko povećati da će doći do takozvane helijeve baklje, te će započeti termonuklearna fuzija jezgri helija u ugljik i kisik. Radijus zvijezde značajno će se smanjiti, na 11 standardnih solarnih.

Sunčeva aktivnost / ©NASA/Goddard/SDO

Međutim, 100 milijuna godina kasnije, reakcija s helijem će se preseliti u vanjska područja zvijezde, te će se ponovno povećati do veličine, sjaja i polumjera crvenog diva.

Sunčev vjetar u ovoj će fazi postati toliko jak da će otpuhati vanjska područja zvijezde prostor, i tvore ogromnu planetarnu maglicu.

A tamo gdje je bilo Sunce, ostat će bijeli patuljak veličine Zemlje. U početku izuzetno svijetla, ali kako vrijeme prolazi postaje sve slabija i slabija.

Zauzima točku u gornjem desnom kutu: ima visoku svjetlinu i nisku temperaturu. Glavno zračenje javlja se u infracrvenom području. Zračenje iz hladne prašine dopire do nas. Tijekom procesa evolucije, položaj zvijezde na dijagramu će se mijenjati. Jedini izvor energije u ovoj fazi je gravitacijska kompresija. Zbog toga se zvijezda prilično brzo giba paralelno s ordinatnom osi.

Temperatura površine se ne mijenja, ali se smanjuju radijus i sjaj. Temperatura u središtu zvijezde raste, dostižući vrijednost pri kojoj počinju reakcije s lakim elementima: litijem, berilijem, borom, koji brzo izgaraju, ali uspijevaju usporiti kompresiju. Staza se okreće paralelno s ordinatnom osi, temperatura na površini zvijezde raste, a sjaj ostaje gotovo konstantan. Konačno, u središtu zvijezde počinju reakcije stvaranja helija iz vodika (izgaranje vodika). Zvijezda ulazi u glavnu sekvencu.

Trajanje početne faze određeno je masom zvijezde. Za zvijezde poput Sunca to je oko 1 milijun godina, za zvijezdu mase 10 M☉ oko 1000 puta manje, a za zvijezdu mase 0,1 M☉ tisuće puta više.

Mlade zvijezde male mase

Na početku evolucije, zvijezda male mase ima blistavu jezgru i konvektivnu ovojnicu (slika 82, I).

U fazi glavne sekvence zvijezda svijetli zbog oslobađanja energije u nuklearnim reakcijama pretvaranja vodika u helij. Opskrba vodikom osigurava sjaj zvijezde mase 1 M☉ otprilike unutar 10 10 godina. Zvijezde veće mase brže troše vodik: npr. zvijezda mase 10 M☉ potrošit će vodik za manje od 10 7 godina (luminoznost je proporcionalna četvrtoj potenciji mase).

Zvijezde male mase

Kako vodik izgara, središnja područja zvijezde su jako komprimirana.

Zvijezde velike mase

Nakon dostizanja glavnog niza, evolucija zvijezde velike mase (>1.5 M☉) određen je uvjetima izgaranja nuklearnog goriva u utrobi zvijezde. U fazi glavnog slijeda to je izgaranje vodika, ali za razliku od zvijezda male mase, u jezgri dominiraju reakcije ciklusa ugljik-dušik. U ovom ciklusu C i N atomi imaju ulogu katalizatora. Brzina oslobađanja energije u reakcijama takvog ciklusa proporcionalna je T 17. Stoga se u jezgri formira konvektivna jezgra, okružena zonom u kojoj se prijenos energije vrši zračenjem.

Sjaj zvijezda velikih masa mnogo je veći od sjaja Sunca, a vodik se troši mnogo brže. To je također zbog činjenice da je temperatura u središtu takvih zvijezda također puno viša.

Kako se udio vodika u tvari konvektivne jezgre smanjuje, brzina oslobađanja energije se smanjuje. Ali budući da je brzina otpuštanja određena svjetlošću, jezgra se počinje komprimirati, a brzina otpuštanja energije ostaje konstantna. U isto vrijeme, zvijezda se širi i prelazi u područje crvenih divova.

Zvijezde male mase

U trenutku kada vodik potpuno izgori, u središtu zvijezde male mase formira se mala jezgra helija. U jezgri gustoća tvari i temperatura dostižu vrijednosti od 10 9 kg/m, odnosno 10 8 K. Sagorijevanje vodika događa se na površini jezgre. Kako temperatura u jezgri raste, stopa izgaranja vodika se povećava i svjetlina se povećava. Zona zračenja postupno nestaje. A zbog povećanja brzine konvektivnih tokova dolazi do napuhavanja vanjskih slojeva zvijezde. Njegova veličina i sjaj se povećavaju - zvijezda se pretvara u crvenog diva (slika 82, II).

Zvijezde velike mase

Kada se vodik u zvijezdi velike mase potpuno iscrpi, u jezgri se počinje događati trostruka reakcija helija i ujedno reakcija stvaranja kisika (3He=>C i C+He=>0). Istodobno vodik počinje gorjeti na površini jezgre helija. Pojavljuje se izvor prvog sloja.

Zaliha helija se vrlo brzo iscrpi, budući da se u opisanim reakcijama oslobađa relativno malo energije u svakom elementarnom činu. Slika se ponavlja, u zvijezdi se pojavljuju dva slojna izvora, au jezgri počinje reakcija C+C=>Mg.

Pokazalo se da je evolucijski put vrlo složen (Sl. 84). Na Hertzsprung-Russell dijagramu zvijezda se kreće nizom divova ili (s vrlo velikom masom u području superdiva) povremeno postaje Cephei.

Stare zvijezde male mase

Za zvijezdu male mase, na kraju, brzina konvektivnog toka na nekoj razini dosegne drugu izlaznu brzinu, ljuska se skida, a zvijezda se pretvara u bijelog patuljka okruženog planetarnom maglicom.

Evolucijska staza zvijezde male mase na Hertzsprung-Russell dijagramu prikazana je na slici 83.

Smrt zvijezda velike mase

Na kraju svoje evolucije, zvijezda velike mase ima vrlo složenu strukturu. Svaki sloj ima svoj kemijski sastav, nuklearne reakcije odvijaju se u nekoliko izvora slojeva, a u središtu se formira željezna jezgra (slika 85).

Nuklearne reakcije sa željezom se ne događaju jer zahtijevaju utrošak (a ne oslobađanje) energije. Stoga se željezna jezgra brzo skuplja, temperatura i gustoća u njoj se povećavaju, dostižući fantastične vrijednosti - temperaturu od 10 9 K i tlak od 10 9 kg / m 3. Materijal sa stranice

U ovom trenutku započinju dva važna procesa koji se odvijaju u jezgri istovremeno i vrlo brzo (očigledno, za nekoliko minuta). Prvi je da se tijekom nuklearnih sudara atomi željeza raspadaju na 14 atoma helija, drugi je da se elektroni "prešaju" u protone, tvoreći neutrone. Oba procesa povezana su s apsorpcijom energije, a temperatura u jezgri (također tlak) momentalno pada. Vanjski slojevi zvijezde počinju padati prema središtu.

Pad vanjskih slojeva dovodi do naglog povećanja temperature u njima. Vodik, helij i ugljik počinju gorjeti. To je popraćeno snažnom strujom neutrona koja dolazi iz središnje jezgre. Kao rezultat toga dolazi do snažne nuklearne eksplozije, odbacujući vanjske slojeve zvijezde, koji već sadrže sve teške elemente, sve do kalifornija. Prema suvremenim pogledima, svi atomi teških kemijskih elemenata (tj. težih od helija) nastali su u Svemiru upravo u bakljama