Životni ciklus zvijezda. Na temu "Zvijezde i njihova evolucija"

Ako se negdje u Svemiru nakupi dovoljno materije, ona se sabija u gustu grudu u kojoj počinje termonuklearna reakcija. Ovako svijetle zvijezde. Prvi su planuli u tami mladog Svemira prije 13,7 milijardi (13,7 * 10 9) godina, a naše Sunce - prije samo nekih 4,5 milijardi godina. Životni vijek zvijezde i procesi koji se odvijaju na kraju tog razdoblja ovise o masi zvijezde.

Dok se termonuklearna reakcija pretvaranja vodika u helij nastavlja u zvijezdi, ona je na glavnoj sekvenci. Vrijeme provedeno od strane zvijezde glavni niz ovisi o masi: najveći i najteži brzo dosežu fazu crvenog diva, a zatim napuštaju glavnu sekvencu kao rezultat eksplozije supernove ili formiranja bijelog patuljka.

Sudbina divova

Najveće i najmasivnije zvijezde brzo izgore i eksplodiraju kao supernove. Nakon eksplozije supernove ostaje neutronska zvijezda ili Crna rupa, a oko njih je materija izbačena kolosalnom energijom eksplozije, koja zatim postaje materijal za nove zvijezde. Od naših najbližih zvjezdanih susjeda takva sudbina čeka, primjerice, Betelgeuse, no nemoguće je izračunati kada će eksplodirati.

Maglica nastala kao rezultat izbacivanja materije tijekom eksplozije supernove. U središtu maglice je neutronska zvijezda.

Neutronska zvijezda je zastrašujući fizički fenomen. Jezgra zvijezde koja eksplodira komprimirana je - otprilike na isti način kao plin u motoru s unutarnjim izgaranjem, samo vrlo velika i učinkovita: kugla promjera stotina tisuća kilometara pretvara se u kuglu od 10 do 20 kilometara u promjer. Sila kompresije je toliko jaka da elektroni padaju na atomske jezgre, tvoreći neutrone - otuda i naziv.

NASA Neutronska zvijezda (umjetnikova vizija)

Gustoća materije tijekom takve kompresije raste za oko 15 redova veličine, a temperatura raste do nevjerojatnih 10 12 K u središtu neutronske zvijezde i 1 000 000 K na periferiji. Dio te energije emitira se u obliku fotonskog zračenja, dok dio odnose neutrini proizvedeni u jezgri neutronske zvijezde. Ali čak i zbog vrlo učinkovitog hlađenja neutrina, neutronska zvijezda se hladi vrlo sporo: treba joj 10 16 ili čak 10 22 godine da potpuno iscrpi svoju energiju. Teško je reći što će ostati na mjestu ohlađene neutronske zvijezde, a nemoguće je promatrati: svijet je premlad za to. Postoji pretpostavka da će na mjestu ohlađene zvijezde ponovno nastati crna rupa.

Crne rupe nastaju gravitacijskim kolapsom vrlo masivnih objekata, kao što su eksplozije supernove. Možda će se nakon bilijuna godina ohlađene neutronske zvijezde pretvoriti u crne rupe.

Sudbina zvijezda srednje veličine

Druge, manje masivne zvijezde ostaju na glavnom nizu dulje od onih najvećih, ali kada ga napuste, umiru mnogo brže od svojih neutronskih srodnika. Više od 99% zvijezda u Svemiru nikada neće eksplodirati i pretvoriti se ni u crne rupe ni u neutronske zvijezde - njihove su jezgre premalene za takve kozmičke drame. Umjesto toga, zvijezde srednje mase na kraju svog života postaju crveni divovi, koji, ovisno o masi, postaju bijeli patuljci, eksplodiraju i potpuno se raspršuju ili postaju neutronske zvijezde.

Bijeli patuljci sada čine od 3 do 10% zvjezdane populacije Svemira. Njihova temperatura je vrlo visoka - više od 20 000 K, više od tri puta veća od temperature površine Sunca - ali još uvijek niža od temperature neutronskih zvijezda, a zbog niže temperature i veće površine bijeli se patuljci brže hlade - za 10 14 - 10 15 godina. To znači da će u sljedećih 10 trilijuna godina - kada svemir bude tisuću puta stariji nego što je sada - postojati novi tip objekt: crni patuljak, proizvod hlađenja bijelog patuljka.

U svemiru još nema crnih patuljaka. Čak su i najstarije zvijezde koje se hlade izgubile najviše 0,2% svoje energije; za bijelog patuljka s temperaturom od 20 000 K to znači hlađenje na 19 960 K.

Za najmlađe

Znanost zna još manje o tome što se događa kada se najmanje zvijezde, kao što je naš najbliži susjed, crveni patuljak Proxima Centauri, ohlade nego o supernovama i crnim patuljcima. Termonuklearna fuzija u njihovim jezgrama odvija se sporo, a na glavnoj sekvenci ostaju dulje od ostalih - prema nekim izračunima do 10 12 godina, a nakon toga će, pretpostavlja se, nastaviti živjeti kao bijeli patuljci, tj. sjajiti još 10 14 - 10 15 godina prije transformacije u crnog patuljka.

Kao i svako tijelo u prirodi, zvijezde također ne mogu ostati nepromijenjene. Oni se rađaju, razvijaju i na kraju "umiru". Evolucija zvijezda traje milijardama godina, ali postoji rasprava o vremenu njihovog nastanka. Ranije su astronomi vjerovali da je proces njihovog "rađanja" iz zvjezdane prašine trajao milijune godina, ali ne tako davno dobivene su fotografije područja neba iz Velike Orionove maglice. Tijekom nekoliko godina, mali

Fotografije iz 1947. pokazale su malu skupinu zvjezdastih objekata na ovom mjestu. Do 1954. neki od njih već su postali duguljasti, a pet godina kasnije ti su se objekti raspali u zasebne. Tako se po prvi put proces rađanja zvijezda odvijao doslovno pred očima astronoma.

Pogledajmo detaljno strukturu i evoluciju zvijezda, gdje počinje i završava njihov beskrajni, po ljudskim mjerilima, život.

Znanstvenici tradicionalno pretpostavljaju da zvijezde nastaju kao rezultat kondenzacije oblaka plina i prašine. Pod utjecajem gravitacijskih sila iz nastalih oblaka nastaje neprozirna plinska kugla guste strukture. Njegov unutarnji tlak ne može uravnotežiti gravitacijske sile koje ga sabijaju. Postupno se kuglica skuplja toliko da temperatura u unutrašnjosti zvijezde raste, a pritisak vrućeg plina unutar lopte uravnotežuje vanjske sile. Nakon toga kompresija prestaje. Trajanje tog procesa ovisi o masi zvijezde i obično se kreće od dvije do nekoliko stotina milijuna godina.

Struktura zvijezda podrazumijeva vrlo visoke temperature u njihovim jezgrama, što doprinosi kontinuiranim termonuklearnim procesima (vodik koji ih tvori pretvara se u helij). Upravo ti procesi uzrokuju intenzivno zračenje zvijezda. Vrijeme tijekom kojeg troše dostupnu zalihu vodika određeno je njihovom masom. O tome ovisi i trajanje zračenja.

Kada se rezerve vodika potroše, evolucija zvijezda se približava fazi formiranja.To se događa na sljedeći način. Nakon prestanka oslobađanja energije, gravitacijske sile počinju sabijati jezgru. U isto vrijeme, zvijezda se značajno povećava u veličini. Svjetlost se također povećava kako se proces nastavlja, ali samo u tankom sloju na granici jezgre.

Ovaj proces je popraćen povećanjem temperature kontrahirajuće jezgre helija i transformacijom jezgri helija u jezgre ugljika.

Predviđa se da bi naše Sunce moglo postati crveni div za osam milijardi godina. Njegov radijus će se povećati nekoliko desetaka puta, a njegov sjaj će se povećati stotinama puta u usporedbi s trenutnim razinama.

Životni vijek zvijezde, kao što je već rečeno, ovisi o njezinoj masi. Objekti s masom manjom od Sunca vrlo ekonomično “troše” svoje zalihe pa mogu svijetliti desecima milijardi godina.

Evolucija zvijezda završava nastankom.To se događa s onima od njih čija je masa bliska masi Sunca, tj. ne prelazi 1,2 od toga.

Divovske zvijezde, u pravilu, brzo iscrpe zalihe nuklearnog goriva. To je popraćeno značajnim gubitkom mase, posebno zbog odlijepanja vanjskih ljuski. Kao rezultat toga, ostaje samo središnji dio koji se postupno hladi, u kojem su nuklearne reakcije potpuno zaustavljene. S vremenom takve zvijezde prestaju emitirati i postaju nevidljive.

Ali ponekad je normalna evolucija i struktura zvijezda poremećena. Najčešće se to odnosi na masivne objekte koji su iscrpili sve vrste termonuklearnog goriva. Zatim se mogu pretvoriti u neutrone, ili Što više znanstvenici uče o tim objektima, to se više novih pitanja pojavljuje.

Svatko od nas je barem jednom u životu pogledao u zvjezdano nebo. Netko je pogledao ovu ljepotu, doživljavajući romantične osjećaje, drugi je pokušao shvatiti odakle dolazi sva ta ljepota. Život u svemiru, za razliku od života na našem planetu, teče drugačijom brzinom. Vrijeme u svemiru živi u svojim kategorijama, udaljenosti i veličine u Svemiru su kolosalne. Rijetko razmišljamo o tome da se evolucija galaksija i zvijezda neprestano odvija pred našim očima. Svaki objekt u ogromnom prostoru rezultat je određenih fizičkih procesa. Galaksije, zvijezde pa čak i planeti imaju glavne faze razvoja.

Naš planet i svi mi ovisimo o našoj zvijezdi. Koliko dugo će nas Sunce oduševljavati svojom toplinom, udahnjujući život Sunčevom sustavu? Što nas čeka u budućnosti nakon milijuna i milijardi godina? U tom smislu, zanimljivo je saznati više o fazama evolucije astronomskih objekata, odakle dolaze zvijezde i kako završava život ovih prekrasnih svjetiljki na noćnom nebu.

Podrijetlo, rađanje i evolucija zvijezda

Evolucija zvijezda i planeta koji nastanjuju našu galaksiju mliječna staza i cijeli Svemir, većim dijelom dobro proučen. U svemiru su zakoni fizike nepokolebljivi i pomažu u razumijevanju podrijetla svemirskih tijela. U ovom slučaju, uobičajeno je oslanjati se na teoriju Velikog praska, koja je danas dominantna doktrina o procesu nastanka Svemira. Događaj koji je potresao svemir i doveo do nastanka svemira je, prema kozmičkim mjerilima, munjevit. Za kozmos, trenuci prolaze od rođenja zvijezde do njezine smrti. Ogromne udaljenosti stvaraju iluziju postojanosti Svemira. Zvijezda koja plamti u daljini svijetli nam milijardama godina, a tada možda više neće postojati.

Teorija evolucije galaksije i zvijezda je razvoj teorije Velikog praska. Doktrina o rađanju zvijezda i nastanku zvjezdanih sustava razlikuje se po razmjeru onoga što se događa i vremenskom okviru, koji se, za razliku od Svemira u cjelini, može promatrati modernim sredstvima znanosti.

Kada proučavate životni ciklus zvijezda, možete se poslužiti primjerom nama najbliže zvijezde. Sunce je jedna od stotina trilijuna zvijezda u našem vidnom polju. Osim toga, udaljenost od Zemlje do Sunca (150 milijuna km) pruža jedinstvenu priliku za proučavanje objekta bez napuštanja Sunčevog sustava. Dobivene informacije omogućit će detaljno razumijevanje strukture drugih zvijezda, koliko brzo se troše ti ogromni izvori topline, koje su faze razvoja zvijezde i kakav će biti kraj ovog sjajnog života - tih i zamagljen ili pjenušavo, eksplozivno.

Nakon Velikog praska, sićušne su čestice formirale međuzvjezdane oblake koji su postali “rodilište” za trilijune zvijezda. Karakteristično je da su sve zvijezde rođene u isto vrijeme kao rezultat kompresije i ekspanzije. Kompresija u oblacima kozmičkog plina dogodila se pod utjecajem vlastite gravitacije i sličnih procesa u novim zvijezdama u susjedstvu. Širenje je nastalo kao posljedica unutarnjeg tlaka međuzvjezdanog plina i pod utjecajem magnetskih polja unutar oblaka plina. Pritom se oblak slobodno okretao oko središta mase.

Oblaci plina nastali nakon eksplozije sastoje se od 98% atomskog i molekularnog vodika i helija. Samo 2% ovog masiva sastoji se od prašine i čvrstih mikroskopskih čestica. Ranije se vjerovalo da u središtu svake zvijezde leži jezgra od željeza, zagrijana na temperaturu od milijun stupnjeva. Upravo je taj aspekt objasnio gigantsku masu zvijezde.

U suprotstavljanju fizičkih sila prevladale su sile kompresije, budući da svjetlost koja nastaje oslobađanjem energije ne prodire u oblak plina. Svjetlost se, zajedno s dijelom oslobođene energije, širi prema van, stvarajući temperaturu ispod nule i zonu niskog tlaka unutar guste nakupine plina. Budući da je u tom stanju, kozmički plin se brzo skuplja, utjecaj gravitacijskih sila privlačenja dovodi do činjenice da čestice počinju stvarati zvjezdanu tvar. Kada je nakupina plina gusta, intenzivna kompresija uzrokuje stvaranje zvjezdanog skupa. Kada je veličina plinskog oblaka mala, kompresija dovodi do stvaranja jedne zvijezde.

Kratak opis onoga što se događa je da buduća zvijezda prolazi kroz dvije faze - brzu i sporu kompresiju do stanja protozvijezde. Pojednostavljeno rečeno i jasnim jezikom, brza kompresija je pad zvjezdane tvari prema središtu protozvijezde. Polagano sažimanje događa se na pozadini formiranog središta protozvijezde. Tijekom sljedećih stotina tisuća godina, nova se formacija smanjuje u veličini, a gustoća se povećava milijune puta. Protozvijezda postupno postaje neprozirna zbog velike gustoće zvjezdane tvari, a stalna kompresija pokreće mehanizam unutarnjih reakcija. Porast unutarnjeg tlaka i temperature dovodi do stvaranja vlastitog težišta buduće zvijezde.

Protozvijezda ostaje u tom stanju milijunima godina, polako odajući toplinu i postupno se skupljajući, smanjujući veličinu. Kao rezultat toga, pojavljuju se konture nove zvijezde, a gustoća njezine materije postaje usporediva s gustoćom vode.

U prosjeku, gustoća naše zvijezde je 1,4 kg/cm3 – gotovo ista kao gustoća vode u slanom Mrtvom moru. U središtu Sunce ima gustoću od 100 kg/cm3. Zvjezdana tvar nije u tekućem stanju, već postoji u obliku plazme.

Pod utjecajem ogromnog tlaka i temperature od približno 100 milijuna K započinju termonuklearne reakcije vodikovog ciklusa. Kompresija prestaje, masa objekta se povećava kada se gravitacijska energija transformira u termonuklearno izgaranje vodika. Od tog trenutka nova zvijezda, emitirajući energiju, počinje gubiti masu.

Gore opisana verzija formiranja zvijezda samo je primitivni dijagram koji opisuje Prva razina evolucija i rađanje zvijezde. Danas su takvi procesi u našoj galaksiji iu cijelom Svemiru praktički nevidljivi zbog intenzivnog iscrpljivanja zvjezdanog materijala. U cijeloj svjesnoj povijesti promatranja naše Galaksije zabilježene su samo izolirane pojave novih zvijezda. Na ljestvici Svemira ta se brojka može povećati stotinama i tisućama puta.

Veći dio svog života protozvijezde su skrivene od ljudskog oka prašnjavim omotačem. Emisija iz jezgre može se promatrati samo u infracrveno područje, što je jedina prilika vidjeti rađanje zvijezde. Na primjer, u Orionovoj maglici 1967. astrofizičari su otkrili novu zvijezdu u infracrvenom području, čija je temperatura zračenja bila 700 stupnjeva Kelvina. Naknadno se pokazalo da su rodno mjesto protozvijezda kompaktni izvori koji postoje ne samo u našoj galaksiji, već iu drugim udaljenim kutovima Svemira. osim infracrveno zračenje Mjesta rođenja novih zvijezda obilježena su intenzivnim radio signalima.

Proces proučavanja i evolucija zvijezda

Cijeli proces poznavanja zvijezda može se podijeliti u nekoliko faza. Na samom početku trebali biste odrediti udaljenost do zvijezde. Podaci o tome koliko je zvijezda udaljena od nas i koliko dugo svjetlost dolazi od nje daju ideju o tome što se dogodilo sa zvijezdom kroz to vrijeme. Nakon što je čovjek naučio mjeriti udaljenost do dalekih zvijezda, postalo je jasno da su zvijezde isto što i sunce, samo različite veličine i s različitim sudbinama. Poznavanje udaljenosti do zvijezde, razine svjetlosti i količine emitirane energije može se koristiti za praćenje procesa termonuklearne fuzije zvijezde.

Nakon određivanja udaljenosti do zvijezde, možete koristiti spektralna analiza izračunati kemijski sastav zvijezde te saznati njezinu strukturu i starost. Zahvaljujući pojavi spektrografa, znanstvenici imaju priliku proučavati prirodu svjetlosti zvijezda. Ovaj uređaj može odrediti i izmjeriti plinski sastav zvjezdane materije koju zvijezda posjeduje u različitim fazama svog postojanja.

Proučavajući spektralnu analizu energije Sunca i drugih zvijezda, znanstvenici su došli do zaključka da evolucija zvijezda i planeta ima zajedničke korijene. Sva svemirska tijela imaju istu vrstu, sličan kemijski sastav i nastala su od iste materije, koja je nastala kao posljedica Velikog praska.

Zvjezdana tvar sastoji se od istih kemijskih elemenata (čak i željeza) kao i naš planet. Razlika je samo u količini pojedinih elemenata iu procesima koji se odvijaju na Suncu i unutar zemljine čvrste površine. To je ono što razlikuje zvijezde od drugih objekata u svemiru. Podrijetlo zvijezda također treba razmatrati u kontekstu druge fizičke discipline - kvantna mehanika. Prema ovoj teoriji, tvar koja određuje zvjezdanu materiju sastoji se od atoma koji se neprestano dijele i elementarnih čestica koje stvaraju vlastiti mikrokozmos. U tom svjetlu zanimljiva je struktura, sastav, struktura i evolucija zvijezda. Kako se pokazalo, glavnina mase naše zvijezde i mnogih drugih zvijezda sastoji se od samo dva elementa - vodika i helija. Teorijski model koji opisuje strukturu zvijezda omogućit će nam razumijevanje njihove strukture i glavne razlike od drugih svemirskih objekata.

Glavna značajka je da mnogi objekti u svemiru imaju određenu veličinu i oblik, dok zvijezda može mijenjati veličinu kako se razvija. Vrući plin je kombinacija atoma, slabo srodni prijatelj sa prijateljem. Milijunima godina nakon nastanka zvijezde, površinski sloj zvjezdane tvari počinje se hladiti. Zvijezda odaje većinu svoje energije u svemir, smanjujući se ili povećavajući u veličini. Toplina i energija prenose se iz unutrašnjosti zvijezde na površinu, što utječe na intenzitet zračenja. Drugim riječima, ista zvijezda u različita razdoblja njegovo postojanje izgleda drugačije. Termonuklearni procesi temeljeni na reakcijama vodikovog ciklusa pridonose transformaciji lakih atoma vodika u teže elemente - helij i ugljik. Prema astrofizičarima i nuklearnim znanstvenicima, takva je termonuklearna reakcija najučinkovitija u smislu količine proizvedene topline.

Zašto termonuklearna fuzija jezgre ne završava eksplozijom takvog reaktora? Stvar je u tome što sile gravitacijskog polja u njemu mogu držati zvjezdanu materiju unutar stabiliziranog volumena. Iz ovoga možemo izvući nedvosmislen zaključak: svaka zvijezda je masivno tijelo koje svoju veličinu održava zahvaljujući ravnoteži između sila gravitacije i energije termonuklearnih reakcija. Rezultat ovog idealnog prirodnog modela je izvor topline koji može raditi dugo vremena. Pretpostavlja se da su se prvi oblici života na Zemlji pojavili prije 3 milijarde godina. Sunce je u tim dalekim vremenima grijalo našu planetu baš kao i sada. Posljedično, naša se zvijezda malo promijenila, unatoč činjenici da je skala emitirane topline i solarna energija kolosalan - više od 3-4 milijuna tona svake sekunde.

Nije teško izračunati koliko je naša zvijezda smršavjela tijekom godina svog postojanja. To će biti ogromna brojka, ali zbog ogromne mase i velike gustoće, takvi gubici na ljestvici Svemira izgledaju beznačajni.

Faze evolucije zvijezda

Sudbina zvijezde ovisi o početnoj masi zvijezde i njezinoj kemijski sastav A. Dok su glavne rezerve vodika koncentrirane u jezgri, zvijezda ostaje u takozvanom glavnom nizu. Čim postoji tendencija povećanja veličine zvijezde, to znači da je glavni izvor za termonuklearnu fuziju presušio. Započelo je dugo konačno putovanje transformacije nebesko tijelo.

Svijetla nastala u svemiru u početku se dijele na tri najčešća tipa:

• normalne zvijezde (žuti patuljci);
• patuljaste zvijezde;
• divovske zvijezde.

Zvijezde male mase (patuljci) polako troše svoje zalihe vodika i sasvim mirno žive svoj život.

Takvih je zvijezda većina u Svemiru, a jedna od njih je i naša zvijezda, žuti patuljak. S početkom starosti žuti patuljak postaje crveni div ili superdiv.

Na temelju teorije o nastanku zvijezda, proces nastajanja zvijezda u Svemiru nije završio. Najviše sjajne zvijezde u našoj galaksiji nisu samo najveći u usporedbi sa Suncem, već i najmlađi. Astrofizičari i astronomi takve zvijezde nazivaju plavim superdivovima. Na kraju će doživjeti istu sudbinu kao i bilijuni drugih zvijezda. Prvo dolazi do brzog rođenja, briljantnog i gorljivog života, nakon čega dolazi razdoblje polaganog propadanja. Zvijezde veličine Sunca imaju dug životni ciklus, nalaze se u glavnom nizu (u njegovom srednjem dijelu).

Na temelju podataka o masi zvijezde možemo pretpostaviti njezin evolucijski put razvoja. Vizualna ilustracija Ova teorija je evolucija naše zvijezde. Ništa ne traje zauvijek. Kao rezultat termonuklearne fuzije, vodik se pretvara u helij, stoga se njegove izvorne rezerve troše i smanjuju. Jednog dana, ne vrlo brzo, te rezerve će nestati. Sudeći prema činjenici da naše Sunce nastavlja sjati više od 5 milijardi godina, bez promjene veličine, zrelo doba zvijezde mogu još uvijek trajati približno isto razdoblje.

Iscrpljenost rezervi vodika dovest će do činjenice da će se jezgra sunca pod utjecajem gravitacije početi brzo smanjivati. Gustoća jezgre postat će vrlo visoka, uslijed čega će se termonuklearni procesi premjestiti na slojeve uz jezgru. To se stanje naziva kolapsom, a može biti uzrokovano prolaskom termonuklearnih reakcija gornje slojeve zvijezde. Kao rezultat visokotlačni pokreću se termonuklearne reakcije u kojima sudjeluje helij.

Zalihe vodika i helija u ovom dijelu zvijezde trajat će milijunima godina. Neće proći dugo prije nego što će iscrpljivanje zaliha vodika dovesti do povećanja intenziteta zračenja, do povećanja veličine ljuske i veličine same zvijezde. Kao rezultat toga, naše Sunce će postati vrlo veliko. Ako zamislite ovu sliku za desetke milijardi godina od sada, tada će umjesto blistavo svijetlog diska na nebu visjeti vrući crveni disk gigantskih proporcija. Crveni divovi su prirodna faza u evoluciji zvijezde, njezino prijelazno stanje u kategoriju promjenjivih zvijezda.

Kao rezultat ove transformacije, udaljenost od Zemlje do Sunca će se smanjiti, tako da će Zemlja pasti u zonu utjecaja Sunčeve korone i početi se "pržiti" u njoj. Temperatura na površini planeta će se udeseterostručiti, što će dovesti do nestanka atmosfere i isparavanja vode. Kao rezultat toga, planet će se pretvoriti u beživotnu kamenu pustinju.

Završne faze zvjezdane evolucije

Postigavši ​​fazu crvenog diva, normalna zvijezda pod utjecajem gravitacijskih procesa postaje bijeli patuljak. Ako je masa zvijezde približno jednaka masi našeg Sunca, svi glavni procesi u njoj odvijat će se mirno, bez impulsa ili eksplozivnih reakcija. Bijeli patuljak će dugo umrijeti, izgorjeti do temelja.

U slučajevima kada je zvijezda u početku imala masu veću od 1,4 puta veću od mase Sunca, bijeli patuljak neće biti posljednja faza. S velikom masom unutar zvijezde počinju procesi zbijanja zvjezdane tvari na atomskoj i molekularnoj razini. Protoni se pretvaraju u neutrone, gustoća zvijezde raste, a njezina se veličina naglo smanjuje.

Neutronske zvijezde poznate znanosti imaju promjer od 10-15 km. Uz tako malu veličinu, neutronska zvijezda ima kolosalnu masu. Jedan kubični centimetar zvjezdane tvari može težiti milijarde tona.

U slučaju da smo u početku imali posla sa zvijezdom velike mase, završni stupanj evolucije poprima druge oblike. Sudbina masivne zvijezde je crna rupa - objekt neistražene prirode i nepredvidivog ponašanja. Ogromna masa zvijezde pridonosi povećanju gravitacijskih sila, pokrećući sile kompresije. Ovaj proces nije moguće pauzirati. Gustoća materije raste sve dok ne postane beskonačna, tvoreći singularni prostor (Einsteinova teorija relativnosti). Radijus takve zvijezde će na kraju postati nula, postajući crna rupa u svemiru. Bilo bi znatno više crnih rupa da ih ima u svemiru najviše prostor su zauzimale masivne i supermasivne zvijezde.

Treba napomenuti da kada se crveni div transformira u neutronsku zvijezdu ili crnu rupu, Svemir može doživjeti jedinstveni fenomen - rađanje novog kozmičkog objekta.

Rađanje supernove je najspektakularniji završni stadij u evoluciji zvijezda. Ovdje djeluje prirodni zakon prirode: prestankom postojanja jednog tijela nastaje novi život. Razdoblje takvog ciklusa kao što je rođenje supernove uglavnom se odnosi na masivne zvijezde. Iscrpljene zalihe vodika dovode do uključivanja helija i ugljika u proces termonuklearne fuzije. Kao rezultat te reakcije, tlak ponovno raste, au središtu zvijezde nastaje željezna jezgra. Pod utjecajem jakih gravitacijskih sila centar mase se pomiče u središnji dio zvijezde. Jezgra postaje toliko teška da se ne može oduprijeti vlastitoj gravitaciji. Kao rezultat toga, počinje brzo širenje jezgre, što dovodi do trenutne eksplozije. Rađanje supernove je eksplozija, udarni val monstruozne sile, sjajni bljesak u golemim prostranstvima Svemira.

Valja napomenuti da naše Sunce nije masivna zvijezda pa mu slična sudbina ne prijeti, te se naš planet ne treba bojati takvog kraja. Eksplozije supernova se u većini slučajeva događaju u udaljenim galaksijama, zbog čega se rijetko otkrivaju.

Konačno

Evolucija zvijezda je proces koji se proteže kroz desetke milijardi godina. Naša ideja o procesima koji se odvijaju samo je matematički i fizički model, teorija. Zemaljsko vrijeme je samo trenutak u ogromnom vremenskom ciklusu u kojem živi naš Svemir. Možemo samo promatrati što se dogodilo prije milijardu godina i zamisliti s čime bi se sljedeće generacije zemljana mogle suočiti.

Ako imate pitanja, ostavite ih u komentarima ispod članka. Na njih ćemo rado odgovoriti mi ili naši posjetitelji

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 su protozvijezde. Astronomi ih nazivaju zvijezdama T-Bika, prema njihovom prototipu. Protozvijezde su po svojim svojstvima - primjerice sjaju - promjenjive, budući da njihovo postojanje još nije ušlo u stabilnu fazu. Mnogi od njih imaju velike količine materije oko sebe. Snažne struje vjetra izviru iz zvijezda tipa T.

Protozvijezde: početak njihovog životnog ciklusa

Ako tvar padne na površinu protozvijezde, brzo izgori i pretvori se u toplinu. Kao posljedica toga, temperatura protozvijezda stalno raste. Kad se toliko digne da se u središtu zvijezde pokreću nuklearne reakcije, protozvijezda dobiva status obične. S početkom nuklearnih reakcija, zvijezda ima stalni izvor energije koji podupire njezin život dugo vremena. Koliko će trajati životni ciklus zvijezde u svemiru ovisi o njezinoj izvornoj 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 nakupina vrućeg plina. U njihovim dubinama teče stalni proces proizvodnje nuklearna energija. Međutim, nisu sve zvijezde poput Sunca. Jedna od glavnih razlika je boja. Zvijezde nisu samo žute, već i plavkaste i crvenkaste.

Svjetlina i svjetlina

Također se razlikuju po karakteristikama kao što su sjaj i svjetlina. Koliko će zvijezda promatrana sa Zemljine površine biti sjajna ne ovisi samo o njezinom sjaju, već i o udaljenosti od našeg planeta. S obzirom na njihovu 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 na donjem kraju 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 zvijezde variraju u 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 razumijevanje astronomije: teoretski, temperatura zvijezde bi trebala rasti (njezin pokazatelj je obrnuto proporcionalan polumjeru zvijezde) sve dok povećanje gustoće ne uspori procese kompresije. 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. Štoviše, odredbe njegove hipoteze nisu se temeljile samo na teoretskim zaključcima dostupnim u astronomiji, već i na podacima iz spektralne analize zvijezda. Lockyer je bio uvjeren da kemijski elementi, koji sudjeluju u evoluciji nebeskih 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 raspada 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 zvijezde patuljasti

Zvijezde velike veličine su najtoplije i najsvjetlije. Obično su bijele ili plavkaste boje. Unatoč činjenici da su goleme veličine, gorivo u njima izgara tako brzo da ga se liše za samo nekoliko milijuna godina.

Male zvijezde, za razliku od divovskih, obično nisu tako sjajne. Crvene su boje i žive dovoljno dugo – milijardama godina. Ali među svijetlim zvijezdama na nebu ima i crvenih i narančastih. Primjer je zvijezda Aldebaran - takozvano "oko bika", smješteno u zviježđu Bika; a također 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 nekada jako proširili, a njihov promjer je počeo prelaziti ogromne crvene zvijezde (superdivovi). Ogromno područje omogućuje ovim zvijezdama da emitiraju red veličine više energije od Sunca. To je 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 vrste životnih ciklusa zvijezda - ista zvijezda u različitim fazama svog života može biti i crveni div i patuljak.

U pravilu, svjetiljke poput Sunca podržavaju svoje postojanje zahvaljujući vodiku koji se nalazi 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 zaliha.

Životni vijek zvijezda. Životni ciklus zvijezda

Nakon što se zaliha vodika unutar zvijezde iscrpi, dolazi do velikih promjena. Preostali vodik počinje gorjeti ne unutar svoje jezgre, već na površini. Istodobno se životni vijek zvijezde sve više skraćuje. U tom razdoblju ciklus zvijezda, barem većina njih, ulazi u fazu crvenog diva. Veličina zvijezde postaje veća, a njezina temperatura, naprotiv, opada. Tako se pojavljuje većina crvenih divova i superdiva. Taj je proces dio općeg slijeda promjena koje se događaju u zvijezdama, a koje znanstvenici nazivaju zvjezdana evolucija. Životni ciklus zvijezde uključuje sve njegove faze: u konačnici 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 dugo živi prosječna zvijezda? Životni ciklus zvijezda 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. Vrlo svijetle zvijezde, poput Sirijusa, imaju relativno kratak život - samo 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 pogledali životni ciklus zvijezde. Ali ono što je Transformirajući se iz ogromnog crvenog diva u bijelog patuljka, ponekad zvijezde odbacuju svoje vanjske slojeve, a tada jezgra zvijezde postaje izložena. Plinska ljuska počinje svijetliti pod utjecajem energije koju emitira zvijezda. Ovaj stadij je dobio ime zbog činjenice da svjetleći mjehurići plina u ovoj ljusci često izgledaju kao diskovi oko planeta. Ali u stvarnosti 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 vole istraživati. Postoji hipoteza da se sva svjetiljka rađaju u skupinama, a ne pojedinačno. Budući da zvijezde koje pripadaju istom skupu imaju slična svojstva, razlike među njima su istinite, a ne zbog udaljenosti od Zemlje. Kakve god se promjene dogodile na tim zvijezdama, one nastaju 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 napraviti i svaki amater prekrasna fotografija, divite se isključivo njima prekrasan pogled u planetariju.

Svemir je makrokozmos koji se neprestano mijenja, gdje je svaki objekt, tvar ili materija u stanju transformacije i promjene. Ti procesi traju milijardama godina. U usporedbi s trajanjem ljudski život ovo neshvatljivo vremensko razdoblje je ogromno. Na kozmičkoj razini, te su promjene prilično prolazne. Zvijezde koje sada vidimo na noćnom nebu bile su iste prije tisuća godina, kada su se mogle vidjeti egipatski faraoni, međutim, zapravo, cijelo to vrijeme promjena fizičkih karakteristika nebeskih tijela nije prestala ni na sekundu. Zvijezde se rađaju, žive i svakako stare - evolucija zvijezde dolaze na svoj način.

Položaj zvijezda u zviježđu Velikog medvjeda različit je povijesna razdoblja u intervalu prije 100 000 godina – naše vrijeme i nakon 100 tisuća godina

Tumačenje evolucije zvijezda sa stajališta prosječne osobe

Za prosječnog čovjeka prostor se čini kao svijet mira i tišine. Zapravo, Svemir je divovski fizički laboratorij u kojem se događaju goleme transformacije, tijekom kojih se mijenja kemijski sastav, fizičke karakteristike i struktura zvijezda. Život zvijezde traje dok sija i odaje toplinu. Međutim, takvo briljantno stanje ne traje zauvijek. Iza svijetlo rođenje slijedi razdoblje zrelosti zvijezda koje neminovno završava starenjem nebeskog tijela i njegovom smrću.

Nastanak protozvijezde iz oblaka plina i prašine prije 5-7 milijardi godina

Sve naše informacije o zvijezdama danas se uklapaju u okvire znanosti. Termodinamika nam daje objašnjenje procesa hidrostatske i toplinske ravnoteže u kojima se nalazi zvjezdana tvar. Nuklearna i kvantna fizika omogućuju nam razumijevanje složenog procesa nuklearne fuzije koji omogućuje postojanje zvijezde, emitirajući toplinu i dajući svjetlost okolnom prostoru. Pri rađanju zvijezde stvara se hidrostatska i toplinska ravnoteža koju održavaju vlastiti izvori energije. Na kraju briljantne zvjezdane karijere ta je ravnoteža poremećena. Počinje niz nepovratnih procesa čiji je rezultat uništenje zvijezde ili kolaps - grandiozni proces trenutne i briljantne smrti nebeskog tijela.

Eksplozija supernove svijetlo je finale života zvijezde rođene u ranim godinama Svemira.

Promjene u fizičkim karakteristikama zvijezda posljedica su njihove mase. Na brzinu evolucije tijela utječe njihov kemijski sastav i, u određenoj mjeri, postojeći astrofizički parametri - brzina rotacije i stanje magnetsko polje. Ne može se točno govoriti o tome kako se sve zapravo događa zbog enormnog trajanja opisanih procesa. Brzina evolucije i stupnjevi transformacije ovise o vremenu rođenja zvijezde i njezinom položaju u Svemiru u trenutku rođenja.

Evolucija zvijezda sa znanstvenog gledišta

Bilo koja zvijezda nastaje iz nakupine hladnog međuzvjezdanog plina, koji se pod utjecajem vanjskih i unutarnjih gravitacijskih sila sabija u stanje plinske lopte. Proces kompresije plinovite tvari ne prestaje ni na trenutak, popraćen ogromnim oslobađanjem toplinske energije. Temperatura nove formacije raste sve dok ne započne termonuklearna fuzija. Od tog trenutka prestaje kompresija zvjezdane tvari i uspostavlja se ravnoteža između hidrostatskog i toplinskog stanja objekta. Svemir je nadopunjen novom punopravnom zvijezdom.

Glavno zvjezdano gorivo je atom vodika kao rezultat pokrenute termonuklearne reakcije.

U evoluciji zvijezda njihovi su izvori toplinske energije od temeljne važnosti. Zračenje i toplinska energija koja izlazi u svemir s površine zvijezde obnavlja se hlađenjem unutarnjih slojeva nebeskog tijela. Termonuklearne reakcije koje se neprestano događaju i gravitacijska kompresija u utrobi zvijezde nadoknađuju gubitak. Sve dok u utrobi zvijezde ima dovoljno nuklearnog goriva, zvijezda svijetli jakom svjetlošću i emitira toplinu. Čim se proces termonuklearne fuzije uspori ili potpuno zaustavi, aktivira se mehanizam unutarnje kompresije zvijezde kako bi se održala toplinska i termodinamička ravnoteža. Na u ovoj fazi objekt već emitira Termalna energija, koji je vidljiv samo u infracrvenom području.

Na temelju opisanih procesa možemo zaključiti da evolucija zvijezda predstavlja dosljednu promjenu izvora zvjezdane energije. U suvremenoj astrofizici procesi transformacije zvijezda mogu se rasporediti u skladu s tri ljestvice:

• nuklearna vremenska crta;
• toplinski period života zvijezde;
• dinamički segment (finale) života svjetiljke.

U svakom pojedinačnom slučaju razmatraju se procesi koji određuju starost zvijezde, njezine fizičke karakteristike i vrstu smrti objekta. Nuklearna vremenska linija je zanimljiva sve dok se objekt napaja iz vlastitih izvora topline i emitira energiju koja je produkt nuklearnih reakcija. Trajanje ove faze procjenjuje se određivanjem količine vodika koja će se tijekom termonuklearne fuzije pretvoriti u helij. Kako više mase zvijezda, veći je intenzitet nuklearnih reakcija i, sukladno tome, veća je luminoznost objekta.

Veličine i mase različitih zvijezda, u rasponu od superdiva do crvenog patuljka

Toplinska vremenska skala definira stupanj evolucije tijekom kojeg zvijezda troši svu svoju toplinsku energiju. Taj proces počinje od trenutka kada se potroše posljednje zalihe vodika i prestanu nuklearne reakcije. Kako bi se održala ravnoteža objekta, pokreće se proces kompresije. Zvjezdana tvar pada prema središtu. U ovom slučaju, kinetička energija se pretvara u toplinsku energiju, koja se troši na održavanje potrebne ravnoteže temperature unutar zvijezde. Dio energije bježi u svemir.

S obzirom na to da je sjaj zvijezda određen njihovom masom, u trenutku kompresije objekta, njegov sjaj u svemiru se ne mijenja.

Zvijezda na putu do glavne sekvence

Formiranje zvijezda događa se prema dinamičnoj vremenskoj skali. Zvjezdani plin slobodno pada prema unutra prema središtu, povećavajući gustoću i pritisak u utrobi budućeg objekta. Što je veća gustoća u središtu plinske kuglice, to je viša temperatura unutar objekta. Od ovog trenutka toplina postaje glavna energija nebeskog tijela. Što je veća gustoća i viša temperatura, to je veći tlak u dubinama buduće zvijezde. Zaustavlja se slobodni pad molekula i atoma i zaustavlja se proces kompresije zvjezdanog plina. Ovo stanje objekta obično se naziva protozvijezda. Objekt se sastoji od 90% molekularnog vodika. Kada temperatura dosegne 1800K, vodik prelazi u atomsko stanje. Tijekom procesa raspadanja troši se energija, a porast temperature se usporava.

Svemir se sastoji od 75% molekularnog vodika, koji se pretvara u atomski vodik- zvjezdano nuklearno gorivo

U tom stanju, tlak unutar plinske kugle se smanjuje, čime se daje sloboda sili kompresije. Ovaj se slijed ponavlja svaki put kad se prvo ionizira sav vodik, a zatim se ionizira helij. Na temperaturi od 10⁵ K, plin je potpuno ioniziran, kompresija zvijezde prestaje i nastaje hidrostatska ravnoteža objekta. Daljnja evolucija zvijezde odvijat će se u skladu s toplinskom vremenskom skalom, puno sporije i dosljednije.

Radijus protozvijezde se od početka formiranja smanjuje sa 100 AJ. do ¼ a.u. Objekt se nalazi usred oblaka plina. Kao rezultat akrecije čestica iz vanjskih područja oblaka zvjezdanog plina, masa zvijezde će se stalno povećavati. Posljedično, temperatura unutar objekta će se povećati, prateći proces konvekcije - prijenos energije iz unutarnjih slojeva zvijezde na njezin vanjski rub. Naknadno, s povećanjem temperature u unutrašnjosti nebeskog tijela, konvekciju zamjenjuje prijenos zračenja, koji se kreće prema površini zvijezde. U tom trenutku jako raste luminoznost objekta, a raste i temperatura površinskih slojeva zvjezdane kugle.

Konvekcijski procesi i prijenos zračenja u novoformiranoj zvijezdi prije početka reakcija termonuklearne fuzije

Na primjer, za zvijezde čija je masa identična masi našeg Sunca, kompresija protozvjezdanog oblaka događa se za samo nekoliko stotina godina. Što se tiče završne faze formiranja objekta, kondenzacija zvjezdane tvari proteže se milijunima godina. Sunce se kreće prema glavnoj sekvenci prilično brzo, a to će putovanje trajati stotine milijuna ili milijardi godina. Drugim riječima, što je veća masa zvijezde, to je duže vrijeme potrebno za formiranje punopravne zvijezde. Zvijezda s masom od 15M kretat će se duž staze do glavnog niza mnogo duže - oko 60 tisuća godina.

Faza glavne sekvence

Iako se neke fuzijske reakcije započinju na više niske temperature, glavna faza izgaranja vodika počinje na temperaturi od 4 milijuna stupnjeva. Od ovog trenutka počinje faza glavne sekvence. Ulazi u igru novi oblik reprodukcija zvjezdane energije – nuklearna. Kinetička energija koja se oslobađa tijekom kompresije objekta nestaje u pozadini. Postignuta ravnoteža osigurava dugu i miran život zvijezda u početnoj fazi glavnog niza.

Fisija i raspad vodikovih atoma tijekom termonuklearne reakcije koja se odvija u unutrašnjosti zvijezde

Od ovog trenutka promatranje života zvijezde jasno je vezano za fazu glavnog niza, koji je važan dio evolucije nebeskih tijela. Upravo je u ovoj fazi jedini izvor zvjezdane energije rezultat izgaranja vodika. Predmet je u stanju ravnoteže. Kao potrošnja nuklearno gorivo mijenja se samo kemijski sastav predmeta. Boravak Sunca u fazi glavne sekvence trajat će otprilike 10 milijardi godina. Toliko će trebati našoj domaćoj zvijezdi da potroši sve zalihe vodika. Što se tiče masivnih zvijezda, njihova evolucija se odvija brže. Emitirajući više energije, masivna zvijezda ostaje u fazi glavne sekvence samo 10-20 milijuna godina.

Manje masivne zvijezde gore na noćnom nebu puno duže. Tako će zvijezda mase 0,25 M ostati u fazi glavne sekvence desetke milijardi godina.

Hertzsprung-Russell dijagram koji procjenjuje odnos između spektra zvijezda i njihovog sjaja. Točke na dijagramu - položaj poznate zvijezde. Strelice pokazuju pomak zvijezda iz glavnog niza u fazu diva i bijelog patuljka.

Da biste zamislili evoluciju zvijezda, samo pogledajte dijagram koji karakterizira putanju nebeskog tijela u glavnom nizu. Gornji dio Grafika izgleda manje zasićena objektima jer je to mjesto gdje su koncentrirane masivne zvijezde. Ovo mjesto se objašnjava njihovim kratkim životnim ciklusom. Od danas poznatih zvijezda, neke imaju masu od 70M. Objekti čija masa prelazi gornju granicu od 100M možda se uopće neće formirati.

Nebeska tijela čija je masa manja od 0,08 M ​​nemaju priliku prevladati kritičnu masu potrebnu za početak termonuklearne fuzije i ostaju hladna cijeli život. Najmanje protozvijezde kolabiraju i formiraju patuljke nalik planetima.

Smeđi patuljak poput planeta u usporedbi s normalnom zvijezdom (naše Sunce) i planetom Jupiterom

Objekti kojima dominiraju zvijezde s masama koncentrirani su u donjem dijelu niza jednake mase naše Sunce i još malo. Zamišljena granica između gornjeg i donjeg dijela glavne sekvence su objekti čija je masa – 1,5M.

Naknadni stupnjevi zvjezdane evolucije

Svaka od opcija za razvoj stanja zvijezde određena je njezinom masom i duljinom vremena tijekom kojeg se događa transformacija zvjezdane tvari. Međutim, Svemir je višestruk i složen mehanizam, tako da evolucija zvijezda može ići drugim putovima.

Kada putuje glavnim nizom, zvijezda mase približno jednake masi Sunca ima tri glavne mogućnosti rute:

1. živi svoj život smireno i spokojno počivaj u nepreglednim prostranstvima Svemira;
2. ući u fazu crvenog diva i polako stariti;
3. postati bijeli patuljak, eksplodirati kao supernova i postati neutronska zvijezda.

Moguće mogućnosti evolucije protozvijezda ovisno o vremenu, kemijskom sastavu objekata i njihovoj masi

Nakon glavne sekvence dolazi divovska faza. Do tog vremena rezerve vodika u utrobi zvijezde potpuno su iscrpljene, središnje područje objekta je jezgra helija, a termonuklearne reakcije se pomiču na površinu objekta. Pod utjecajem termonuklearne fuzije ljuska se širi, ali se povećava masa jezgre helija. Obična zvijezda pretvara u crvenog diva.

Divovska faza i njezine značajke

U zvijezdama male mase, gustoća jezgre postaje kolosalna, pretvarajući zvjezdanu tvar u degenerirani relativistički plin. Ako je masa zvijezde nešto veća od 0,26 M, povećanje tlaka i temperature dovodi do početka sinteze helija, pokrivajući cijelo središnje područje objekta. Od tog trenutka temperatura zvijezde brzo raste. Glavna značajka procesa je da degenerirani plin nema sposobnost širenja. Pod utjecajem visoke temperature povećava se samo brzina fisije helija, što je popraćeno eksplozivnom reakcijom. U takvim trenucima možemo promatrati bljesak helija. Sjaj objekta se povećava stotinama puta, ali agonija zvijezde se nastavlja. Zvijezda prelazi u novo stanje, gdje sve termodinamički procesi javljaju se u helijevoj jezgri i u ispražnjenoj vanjskoj ljusci.

Struktura zvijezde glavnog niza solarnog tipa i crvenog diva s izotermnom helijevom jezgrom i slojevitom zonom nukleosinteze

Ovo stanje je privremeno i nije stabilno. Zvjezdana tvar se stalno miješa, a značajan dio se izbacuje u okolni prostor, tvoreći planetarnu maglicu. U središtu ostaje vruća jezgra, koja se naziva bijeli patuljak.

Za zvijezde velikih masa gore navedeni procesi nisu tako katastrofalni. Izgaranje helija zamijenjeno je reakcijom nuklearne fisije ugljika i silicija. Na kraju će se zvjezdana jezgra pretvoriti u zvjezdasto željezo. Divovska faza određena je masom zvijezde. Što je veća masa objekta, niža je temperatura u njegovom središtu. To očito nije dovoljno da pokrene reakciju nuklearne fisije ugljika i drugih elemenata.

Sudbina bijelog patuljka - neutronske zvijezde ili crne rupe

Nakon što je u stanju bijelog patuljka, objekt je u ekstremno nestabilnom stanju. Zaustavljene nuklearne reakcije dovode do pada tlaka, jezgra prelazi u stanje kolapsa. Oslobođena energija u ovom slučaju troši se na raspad željeza u atome helija, koji se dalje raspada na protone i neutrone. Proces trčanja se razvija velikom brzinom. Kolaps zvijezde karakterizira dinamički segment ljestvice i traje djelić sekunde. Sagorijevanje ostataka nuklearnog goriva događa se eksplozivno, oslobađajući kolosalnu količinu energije u djeliću sekunde. To je sasvim dovoljno za dizanje u zrak gornjih slojeva objekta. Posljednja faza bijelog patuljka je eksplozija supernove.

Jezgra zvijezde počinje kolabirati (lijevo). Kolaps formira neutronsku zvijezdu i stvara protok energije u vanjske slojeve zvijezde (središte). Energija koja se oslobađa kada se vanjski slojevi zvijezde raspadaju tijekom eksplozije supernove (desno).

Preostala supergusta jezgra bit će skupina protona i elektrona, koji se sudaraju jedni s drugima i formiraju neutrone. Svemir je nadopunjen novim objektom - neutronskom zvijezdom. Zbog velike gustoće, jezgra postaje degenerirana, a proces kolapsa jezgre prestaje. Kad bi masa zvijezde bila dovoljno velika, kolaps bi se mogao nastaviti sve dok preostala zvjezdana tvar konačno ne padne u središte objekta, formirajući crnu rupu.

Objašnjavanje posljednjeg dijela evolucije zvijezda

Za normalne ravnotežne zvijezde opisani evolucijski procesi nisu vjerojatni. Međutim, postojanje bijelih patuljaka i neutronskih zvijezda dokazuje stvarno postojanje procesi kompresije zvjezdane tvari. Mali broj takvih objekata u Svemiru ukazuje na prolaznost njihovog postojanja. Završna faza zvjezdane evolucije može se predstaviti kao sekvencijalni lanac dva tipa:

• normalna zvijezda - crveni div - raspadanje vanjskih slojeva - bijeli patuljak;
• masivna zvijezda – crveni superdiv – eksplozija supernove – neutronska zvijezda ili crna rupa – ništavilo.

Dijagram evolucije zvijezda. Mogućnosti za nastavak života zvijezda izvan glavnog niza.

Prilično je teško objasniti procese koji se odvijaju sa znanstvenog gledišta. Nuklearni znanstvenici se slažu da je u slučaju završne faze evolucije zvijezda riječ o zamoru materije. Kao rezultat dugotrajnog mehaničkog i termodinamičkog utjecaja, materija mijenja svoja fizikalna svojstva. Zamor zvjezdane tvari, osiromašene dugotrajnim nuklearnim reakcijama, može objasniti pojavu degeneriranog elektronskog plina, njegovu naknadnu neutronizaciju i anihilaciju. Ako se svi gore navedeni procesi odvijaju od početka do kraja, zvjezdana tvar prestaje biti fizička tvar - zvijezda nestaje u svemiru ne ostavljajući ništa za sobom.

Međuzvjezdani mjehurići i oblaci plina i prašine, koji su mjesto rođenja zvijezda, ne mogu se obnoviti samo nestalim i eksplodiranim zvijezdama. Svemir i galaksije su u stanju ravnoteže. Gubitak mase događa se stalno, gustoća međuzvjezdanog prostora se smanjuje u jednom dijelu svemir. Posljedično, u drugom dijelu Svemira stvaraju se uvjeti za nastanak novih zvijezda. Drugim riječima, shema funkcionira: ako je određena količina materije izgubljena na jednom mjestu, na drugom mjestu u Svemiru ista količina materije pojavila se u drugom obliku.

Konačno

Proučavajući evoluciju zvijezda, dolazimo do zaključka da je Svemir gigantska razrijeđena otopina u kojoj se dio materije pretvara u molekule vodika, koji je gradevinski materijal za zvijezde. Drugi dio se rastapa u prostoru, nestajući iz sfere materijalnih osjeta. Crna rupa je u tom smislu mjesto prijelaza cjelokupnog materijala u antimateriju. Prilično je teško u potpunosti shvatiti značenje onoga što se događa, pogotovo ako se, proučavajući evoluciju zvijezda, oslanjamo samo na zakone nuklearne energije, kvantna fizika i termodinamike. U proučavanje ovog pitanja treba uključiti i teoriju relativne vjerojatnosti, koja dopušta zakrivljenost prostora, dopuštajući transformaciju jedne energije u drugu, jednog stanja u drugo.