Životni ciklus zvijezda. Na temu "Zvijezde i njihova evolucija

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

Sve dok u zvijezdi traje termonuklearna reakcija pretvaranja vodika u helij, ona je na glavnom nizu. Vrijeme provedeno od strane zvijezde glavni niz ovisi o masi: najveći i najteži brzo dosežu stupanj crvenog diva, a zatim silaze s glavnog niza kao rezultat eksplozije supernove ili formiranja bijelog patuljka.

Sudbina divova

Najveće i najmasivnije zvijezde brzo izgaraju i eksplodiraju u supernovama. Nakon eksplozije supernove ostaje neutronska zvijezda ili Crna rupa, a oko njih - materija izbačena kolosalnom energijom eksplozije, koja zatim postaje materijal za nove zvijezde. Od naših najbližih zvjezdanih susjeda takva sudbina čeka, primjerice, Betelgeuse, ali kad eksplodira, nemoguće je izračunati.

Maglica nastala izbacivanjem materije iz eksplozije supernove. U središtu maglice je neutronska zvijezda.

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

NASA Neutronska zvijezda (umjetnikova vizija)

Gustoća materije pod takvom kompresijom raste za oko 15 redova veličine, a temperatura raste do nezamislivih 10 12 K u središtu neutronske zvijezde i 1 000 000 K na periferiji. Dio te energije emitira se u obliku fotonskog zračenja, a dio odnose neutrini koji se formiraju 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 energiju. Teško je reći što će ostati na mjestu ohlađene neutronske zvijezde, ali je nemoguće promatrati: svijet je premlad za to. Postoji pretpostavka da se na mjestu ohlađene zvijezde opet stvara crna rupa.

Crne rupe nastaju gravitacijskim kolapsom vrlo masivnih objekata, kao što su eksplozije supernove. Možda će se za bilijune 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 neće se pretvoriti ni u crne rupe ni u neutronske zvijezde - njihove su jezgre premalene za takve kozmičke drame. Umjesto toga, zvijezde srednje mase se na kraju života pretvaraju u crvene divove, koji se, ovisno o masi, pretvaraju u bijele patuljke, eksplodiraju, potpuno se raspršuju ili postaju neutronske zvijezde.

Bijeli patuljci sada čine 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 se u sljedećih 10 trilijuna godina - kada svemir bude tisuću puta stariji nego što je sada - u svemiru pojaviti novi tip objekt: crni patuljak, proizvod hlađenja bijelog patuljka.

Za sada nema crnih patuljaka u svemiru. 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

Još manje se zna o tome što se događa kada se najmanje zvijezde, poput našeg najbližeg susjeda, crvenog patuljka Proxime Centauri, ohlade nego o supernovama i crnim patuljcima. Termonuklearna fuzija u njihovim jezgrama je spora, a na glavnoj sekvenci ostaju dulje od ostalih - prema nekim proračunima do 10 12 godina, a nakon toga će, pretpostavlja se, nastaviti život kao bijeli patuljci, tj. svijetlit će još 10 14 - 10 15 godina prije transformacije u crnog patuljka.

Kao i svako tijelo u prirodi, ni zvijezde ne mogu ostati nepromijenjene. Oni se rađaju, razvijaju i na kraju "umiru". Evolucija zvijezda traje milijardama godina, ali postoje sporovi oko vremena njihovog nastanka. Prethodno su astronomi vjerovali da proces njihovog "rađanja" iz zvjezdane prašine zahtijeva milijune godina, ali ne tako davno, dobivene su fotografije dijela neba iz Velike Orionove maglice. U nekoliko godina došlo je do male

Na fotografijama iz 1947. godine na ovom je mjestu zabilježena mala skupina zvjezdastih objekata. Do 1954. neki od njih već su postali duguljasti, a nakon još pet godina ti su se objekti raspali u zasebne. Tako se po prvi put proces rađanja zvijezda dogodio doslovno pred astronomima.

Pogledajmo pobliže kako ide struktura i evolucija zvijezda, kako počinju i završavaju svoj beskrajni, po ljudskim standardima, život.

Tradicionalno, znanstvenici pretpostavljaju da zvijezde nastaju kao rezultat kondenzacije oblaka okoliša plina i prašine. Pod djelovanjem gravitacijskih sila od nastalih oblaka nastaje neprozirna plinska kugla, guste strukture. Njegov unutarnji tlak ne može uravnotežiti gravitacijske sile koje ga sabijaju. Postupno se lopta toliko skuplja da temperatura 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 visoku temperaturu u njihovim dubinama, što doprinosi kontinuiranim termonuklearnim procesima (vodik koji ih tvori pretvara se u helij). Upravo su ti procesi uzrok intenzivnog zračenja zvijezda. Vrijeme za koje potroše dostupnu zalihu vodika određeno je njihovom masom. O tome ovisi i trajanje zračenja.

Kada se zalihe vodika potroše, evolucija zvijezda se približava fazi formiranja.To se događa na sljedeći način. Nakon prestanka oslobađanja energije, gravitacijske sile počinju sabijati jezgru. U ovom slučaju, 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 helijeve jezgre koja se skuplja i transformacijom jezgri helija u jezgre ugljika.

Predviđa se da će naše Sunce postati crveni div za osam milijardi godina. Istodobno, njegov radijus će se povećati za nekoliko desetaka puta, a svjetlina će se povećati stotinama puta u usporedbi s trenutnim pokazateljima.

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

Evolucija zvijezda završava nastankom.To se događa kod onih 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, posebice zbog odlijevanja vanjskih ljuski. Kao rezultat toga, ostaje samo središnji dio koji se postupno hladi, u kojem su nuklearne reakcije potpuno prestale. S vremenom takve zvijezde prestaju sa svojim zračenjem 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 neutronske, ili I što više znanstvenici uče o tim objektima, to se više novih pitanja pojavljuje.

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

Naš planet i svi mi ovisimo o našem svjetiljku. Koliko dugo će nas Sunce oduševljavati svojom toplinom, udahnjujući život Sunčevom sustavu? Što nas čeka u budućnosti za milijune i milijarde godina? U tom smislu, zanimljivo je saznati više o tome koje su faze 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, koji pomažu u razumijevanju podrijetla svemirskih objekata. 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 munjevit je prema kozmičkim standardima. Za kozmos, trenuci prolaze od rođenja zvijezde do njezine smrti. Ogromne udaljenosti stvaraju iluziju postojanosti svemira. Zvijezda koja je planula u daljini sjaji za nas milijardama godina, a tada možda više neće postojati.

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

Proučavajući životni ciklus zvijezda, možete koristiti primjer nama najbližeg svjetiljke. 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 nam da detaljno shvatimo kako su druge zvijezde raspoređene, koliko brzo se troše ti ogromni izvori topline, koje su faze razvoja zvijezda i što će biti finale ovog briljantnog života - tiho i mutno ili svjetlucavo, Eksplozivno.

Nakon Velikog praska, najsitnije čestice formirale su međuzvjezdane oblake koji su postali "rodilište" za bilijune zvijezda. Karakteristično je da su sve zvijezde rođene u isto vrijeme kao rezultat skupljanja i širenja. Kompresija u oblacima kozmičkog plina nastala je pod utjecajem vlastite gravitacije i sličnih procesa u novim zvijezdama u susjedstvu. Širenje je rezultat unutarnjeg tlaka međuzvjezdanog plina i magnetskih polja unutar oblaka plina. U ovom slučaju oblak se slobodno okreće oko svog središta mase.

Oblaci plina nastali nakon eksplozije 98% su sastavljeni od atomskog i molekularnog vodika i helija. Samo 2% ovog masiva čine prašina i krute mikroskopske čestice. Ranije se vjerovalo da u središtu bilo koje zvijezde leži jezgra željeza, zagrijana na temperaturu od milijun stupnjeva. Upravo je taj aspekt objasnio gigantsku masu zvijezde.

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

Kratak opis onoga što se događa je da buduća svjetiljka prolazi kroz dvije faze - brzu i sporu kompresiju do stanja protozvijezde. Govoreći jednostavno i prostim jezikom, brza kontrakcija je pad zvjezdane tvari prema središtu protozvijezde. Polagana kontrakcija događa se već 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 nastavak kompresije pokreće mehanizam unutarnjih reakcija. Rast unutarnjeg tlaka i temperature dovodi do formiranja buduće zvijezde vlastitog težišta.

U tom stanju protozvijezda ostaje 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 je 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 energija gravitacije pretvara u termonuklearno izgaranje vodika. Od tog trenutka nova zvijezda, zračeći energijom, počinje gubiti masu.

Gornja verzija nastanka zvijezde samo je primitivna shema koja opisuje Prva razina evolucija i rađanje zvijezde. Danas su takvi procesi u našoj galaksiji i cijelom Svemiru praktički neprimjetni zbog intenzivnog trošenja zvjezdanog materijala. U cijeloj svjesnoj povijesti promatranja naše Galaksije zabilježene su samo pojedinačne 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 ljuskom prašine. Zračenje 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 su dostupni ne samo u našoj galaksiji, već iu drugim kutovima svemira udaljenim od nas. Osim infracrveno zračenje mjesta rođenja novih zvijezda obilježena su intenzivnim radio signalima.

Proces proučavanja i shema evolucije 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, koliko dugo svjetlost dolazi od nje, daju ideju o tome što se dogodilo sa zvijezdom za sve to vrijeme. Nakon što je osoba naučila mjeriti udaljenost do dalekih zvijezda, postalo je jasno da su zvijezde ista sunca, samo različite veličine i s različitim sudbinama. Poznavajući udaljenost do zvijezde, proces termonuklearne fuzije zvijezde može se pratiti prema razini svjetlosti i količini zračene energije.

Nakon određivanja udaljenosti do zvijezde, možete koristiti spektralna analiza izračunati kemijski sastav zvijezde te saznati njezinu strukturu i starost. Zahvaljujući pojavi spektrografa, znanstvenici su imali priliku proučavati prirodu svjetlosti zvijezda. Ovaj uređaj može odrediti i izmjeriti plinski sastav zvjezdane tvari, koji zvijezda ima 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 isti tip, sličan kemijski sastav i nastala su od iste materije koja je nastala kao posljedica Velikog praska.

Zvjezdana tvar sastoji se od istih kemijskih elemenata (do željeza) kao i naš planet. Razlika je samo u broju pojedinih elemenata iu procesima koji se odvijaju na Suncu i unutar nebeskog svoda. To je ono što razlikuje zvijezde od drugih objekata u svemiru. Podrijetlo zvijezda također treba razmatrati u kontekstu druge fizičke discipline − kvantna mehanika. Prema toj teoriji, tvar koja određuje zvjezdanu supstancu 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, najveći dio naše zvijezde i mnogih drugih zvijezda čine samo dva elementa - vodik i helij. Teorijski model koji opisuje strukturu zvijezde omogućit će 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 vezan 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. Prijenos topline i energije događa se iz unutarnjih područja 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 pretvorbi lakih atoma vodika u teže elemente - helij i ugljik. Prema astrofizičarima i nuklearnim znanstvenicima, takva je termonuklearna reakcija najučinkovitija u smislu količine oslobođene topline.

Zašto nuklearna fuzija jezgre ne završava eksplozijom takvog reaktora? Stvar je u tome što sile gravitacijskog polja u njemu mogu zadržati zvjezdanu tvar unutar stabiliziranog volumena. Iz ovoga možemo izvući nedvosmislen zaključak: svaka zvijezda je masivno tijelo koje zadržava svoju veličinu 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 na isti način kao i sada. Posljedično, naša se zvijezda malo promijenila, unatoč činjenici da je skala zračene topline i solarna energija kolosalan - više od 3-4 milijuna tona svake sekunde.

Lako je izračunati koliko je naša zvijezda izgubila na težini tijekom godina svog postojanja. To će biti ogromna brojka, ali zbog ogromne mase i velike gustoće, takvi gubici na skali Svemira izgledaju zanemarivo.

Faze evolucije zvijezda

Sudbina svjetiljke 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 žive svoj život sasvim mirno.

Takvih je zvijezda većina u Svemiru i naša zvijezda, žuti patuljak, pripada njima. S početkom starosti, žuti patuljak postaje crveni div ili supergigant.

Na temelju teorije o nastanku zvijezda, proces nastanka 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 koju doživljavaju bilijuni drugih zvijezda. Prvo, brzo rođenje, briljantan i gorljiv život, nakon čega dolazi razdoblje polaganog slabljenja. Zvijezde veličine Sunca imaju dug životni ciklus, nalaze se u glavnom nizu (u njegovoj sredini).

Na temelju podataka o masi zvijezde možemo pretpostaviti njezin evolucijski put razvoja. Vizualna ilustracija ove teorije je evolucija naše zvijezde. Ništa nije trajno. Kao rezultat termonuklearne fuzije, vodik se pretvara u helij, stoga se njegove početne rezerve troše i smanjuju. Jednog dana, 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 još uvijek mogu 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. Takvo stanje nazivamo kolapsom, a može biti uzrokovano prolaskom termonuklearnih reakcija gornje slojeve zvijezde. Kao rezultat visokotlačni pokreću se termonuklearne reakcije s helijem.

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 ovojnice i veličine same zvijezde. Kao posljedica toga, naše Sunce će postati vrlo veliko. Ako zamislimo ovu sliku za desetke milijardi godina, tada će umjesto blistavo svijetlog diska na nebu visjeti vrući crveni disk goleme veličine. Crveni divovi su prirodna faza u evoluciji zvijezde, njezino prijelazno stanje u kategoriju promjenjivih zvijezda.

Kao rezultat takve 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 evolucije zvijezda

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 i eksplozivnih reakcija. Bijeli patuljak će dugo umrijeti, izgorjeti do temelja.

U slučajevima kada je zvijezda u početku imala masu veću od mase Sunca za 1,4 puta, bijeli patuljak neće biti konačna faza. S velikom masom unutar zvijezde počinju procesi zbijanja zvjezdane tvari na atomskoj, 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 doprinosi povećanju gravitacijskih sila, pokrećući sile kompresije. Ovaj proces nije moguće zaustaviti. Gustoća materije raste sve dok se ne pretvori u beskonačnost, tvoreći singularni prostor (Einsteinova teorija relativnosti). Radijus takve zvijezde će na kraju postati nula, postajući crna rupa u svemiru. Bilo bi mnogo više crnih rupa da ih ima najviše prostor su zauzimale masivne i supermasivne zvijezde.

Valja napomenuti da tijekom transformacije crvenog diva u neutronsku zvijezdu ili u crnu rupu, Svemir može doživjeti jedinstveni fenomen - rađanje novog kozmičkog objekta.

Rađanje supernove najdojmljivija je završna faza 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. Potrošene rezerve vodika dovode do činjenice da su helij i ugljik uključeni u proces termonuklearne fuzije. Kao rezultat te reakcije, tlak ponovno raste, au središtu zvijezde nastaje željezna jezgra. Pod utjecajem najjačih 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.

Treba napomenuti da naše Sunce nije masivna zvijezda, stoga mu takva sudbina ne prijeti, a naš se planet ne bi trebao bojati takvog finala. Eksplozije supernova se u većini slučajeva događaju u udaljenim galaksijama, što je razlog njihove prilično rijetke detekcije.

Konačno

Evolucija zvijezda je proces koji se proteže kroz desetke milijardi godina. Naše razumijevanje tekućih procesa samo je matematički i fizički model, teorija. zemaljsko vrijeme je samo trenutak u ogromnom vremenskom ciklusu od kojeg živi naš Svemir. Možemo samo promatrati što se dogodilo prije milijardu godina i nagađati s čime bi se buduće 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 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 temperatura 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 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 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 mogu 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, 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.

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 ovaj neshvatljivi vremenski interval vremena je ogroman. Na kozmičkoj razini, te su promjene prilično prolazne. Zvijezde koje sada vidimo na noćnom nebu bile su iste prije nekoliko tisuća godina kada su se mogle vidjeti. Egipatski faraoni, međutim, zapravo, sve to vrijeme, promjena fizičkih karakteristika nebeskih tijela nije prestala ni na sekundu. Zvijezde se rađaju, žive i svakako stare - evolucija zvijezde dolaze sa svoje strane.

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

Tumačenje evolucije zvijezda s gledišta laika

Laiku prostor izgleda kao svijet mira i tišine. Zapravo, Svemir je divovski fizički laboratorij, u kojem se događaju grandiozne transformacije, tijekom kojih se mijenja kemijski sastav, fizičke karakteristike i struktura zvijezda. Život zvijezde traje dok sija i odaje toplinu. Međutim, takvo briljantno stanje nije vječno. Po svijetlo rođenje slijedi razdoblje zrelosti zvijezde 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, zahvaljujući kojem postoji zvijezda koja zrači toplinom i daje svjetlost okolnom prostoru. Pri rađanju zvijezde stvara se hidrostatska i toplinska ravnoteža koju održavaju vlastiti izvori energije. Na zalasku briljantne zvjezdane karijere ta je ravnoteža poremećena. Dolazi do niza nepovratnih procesa, čiji je rezultat uništenje zvijezde ili kolaps - grandiozni proces trenutne i briljantne smrti nebeskog tijela.

Eksplozija supernove svijetli je kraj života zvijezde rođene u ranim godinama Svemira

Promjena fizičkih karakteristika zvijezda posljedica je njihove mase. Na brzinu evolucije tijela utječe njihov kemijski sastav i, donekle, postojeći astrofizički parametri - brzina rotacije i stanje magnetsko polje. Ne može se točno reći kako se sve zapravo događa zbog ogromnog trajanja opisanih procesa. Brzina evolucije, stupnjevi transformacije ovise o vremenu rođenja zvijezde i njezinoj lokaciji u Svemiru u trenutku rođenja.

Evolucija zvijezda sa znanstvenog gledišta

Svaka zvijezda rođena je iz ugruška hladnog međuzvjezdanog plina, koji se pod utjecajem vanjskih i unutarnjih gravitacijskih sila komprimira u stanje plinske lopte. Proces kompresije plinovite tvari ne prestaje ni na trenutak, praćen ogromnim oslobađanjem toplinske energije. Temperatura nove formacije raste sve dok se ne pokrene 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 zbog hlađenja unutarnjih slojeva nebeskog tijela. Termonuklearne reakcije koje se neprestano događaju i gravitacijska kontrakcija u unutrašnjosti zvijezde nadoknađuju gubitak. Sve dok u dubinama zvijezde ima dovoljno nuklearnog goriva, zvijezda jako svijetli i zrači toplinom. Čim se proces termonuklearne fuzije uspori ili potpuno zaustavi, pokreće se mehanizam unutarnje kompresije zvijezde kako bi se održala toplinska i termodinamička ravnoteža. Na ovoj fazi objekt već emitira Termalna energija koji je vidljiv samo u infracrvenom zračenju.

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

• nuklearna vremenska crta;
• toplinski segment 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 zrači energiju koja je proizvod nuklearnih reakcija. Procjena trajanja ove faze izračunava se određivanjem količine vodika koja će se u procesu termonuklearne fuzije pretvoriti u helij. Kako više težine zvijezda, veći je intenzitet nuklearnih reakcija i, sukladno tome, veća je luminoznost objekta.

Veličine i mase različitih zvijezda, od superdiva do crvenog patuljka

Toplinska vremenska skala definira stupanj evolucije tijekom kojeg zvijezda troši svu toplinsku energiju. Taj proces počinje od trenutka kada se potroše posljednje zalihe vodika i prestanu nuklearne reakcije. Za održavanje ravnoteže objekta pokreće se proces kompresije. Zvjezdana tvar pada prema središtu. U ovom slučaju postoji prijelaz kinetičke energije 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 liniji. Zvjezdani plin slobodno pada prema unutra prema središtu, povećavajući gustoću i pritisak u utrobi budućeg objekta. Što je veća gustoća u središtu plinske sfere, to je više temperature unutar objekta. Od ovog trenutka toplina postaje glavna energija nebeskog tijela. Što je veća gustoća i viša temperatura, to je veći tlak u unutrašnjosti buduće zvijezde. Zaustavlja se slobodni pad molekula i atoma, prestaje proces kompresije zvjezdanog plina. Ovo stanje objekta obično se naziva protozvijezda. Objekt se sastoji od 90% molekularnog vodika. Postizanjem temperature od 1800K vodik prelazi u atomsko stanje. U procesu raspadanja troši se energija, usporava se porast temperature.

Svemir se sastoji od 75% molekularnog vodika, koji se tijekom formiranja protozvijezda pretvara u atomski vodik- nuklearno gorivo zvijezde

U takvom stanju, tlak unutar plinske kuglice se smanjuje, čime se daje sloboda tlačnoj sili. Ovaj se slijed ponavlja svaki put kad se prvo ionizira sav vodik, a zatim dolazi na red ionizacija helija. Na temperaturi od 10⁵ K, plin je potpuno ioniziran, kompresija zvijezde prestaje i dolazi do hidrostatske ravnoteže objekta. Daljnja evolucija zvijezde odvijat će se u skladu s toplinskom vremenskom skalom, mnogo sporije i dosljednije.

Radijus protozvijezde se smanjivao sa 100 AJ od početka formiranja. 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 porasti, prateći proces konvekcije - prijenos energije iz unutarnjih slojeva zvijezde na njezin vanjski rub. Naknadno, s porastom temperature u unutrašnjosti nebeskog tijela, konvekciju zamjenjuje transport zračenja, koji se kreće prema površini zvijezde. U ovom trenutku luminoznost objekta naglo raste, a raste i temperatura površinskih slojeva zvjezdane kugle.

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

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

Faza glavne sekvence

Unatoč činjenici da neke fuzijske reakcije počinju na više od niske temperature, glavna faza izgaranja vodika počinje na temperaturi od 4 milijuna stupnjeva. Od ove točke počinje faza glavne sekvence. Stupa u akciju novi oblik reprodukcija zvjezdane energije – nuklearna. Kinetička energija koja se oslobađa tijekom kompresije objekta blijedi u pozadini. Postignuti balans osigurava dugu i miran život zvijezda u početnoj fazi glavnog niza.

Fisija i raspad atoma vodika u procesu termonuklearne reakcije koja se odvija u unutrašnjosti zvijezde

Od ove točke nadalje, promatranje života zvijezde jasno je vezano uz 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. Dok trošiš nuklearno gorivo mijenja se samo kemijski sastav predmeta. Boravak Sunca u fazi glavnog niza trajat će otprilike 10 milijardi godina. Toliko će vremena biti potrebno našem izvornom svjetiljku da potroši sve zalihe vodika. Što se tiče masivnih zvijezda, njihova evolucija je brža. Zračeći više energije, masivna zvijezda ostaje u fazi glavnog niza samo 10-20 milijuna godina.

Manje masivne zvijezde gore puno duže na noćnom nebu. Dakle, zvijezda mase 0,25 M ostat će u fazi glavnog niza 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 faze divova i bijelih patuljaka.

Da bismo zamislili evoluciju zvijezda, dovoljno je pogledati dijagram koji karakterizira putanju nebeskog tijela u glavnom nizu. Gornji dio grafika izgleda manje pretrpana objektima jer su ovdje 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 0,08M, nemaju sposobnost prevladavanja kritične mase potrebne za početak termonuklearne fuzije i ostaju hladna cijeli život. Najmanje protozvijezde se skupljaju i formiraju patuljke poput planeta.

Planetarni smeđi patuljak u usporedbi s normalnom zvijezdom (našim Suncem) i planetom Jupiterom

U donjem dijelu niza koncentrirani su objekti, gdje su zvijezde s masom jednaka masi 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 odvija transformacija zvjezdane materije. No, Svemir je višestruk i složen mehanizam, pa evolucija zvijezda može ići i na druge načine.

Putujući glavnom sekvencom, zvijezda mase približno jednake masi Sunca ima tri glavne mogućnosti rute:

1. živi svoj život smireno i spokojno počivaj u nepreglednim prostranstvima Svemira;
2. prijeći u fazu crvenog diva i polako stariti;
3. prijeći u kategoriju bijelih patuljaka, eksplodirati u supernovu i pretvoriti se u neutronsku zvijezdu.

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

Nakon glavne sekvence dolazi divovska faza. Do tog vremena zalihe vodika u unutrašnjosti zvijezde potpuno su iscrpljene, središnje područje objekta je helijeva jezgra, a termonuklearne reakcije pomaknute su na površinu objekta. Pod utjecajem termonuklearne fuzije ljuska se širi, ali raste masa jezgre helija. obična zvijezda pretvara u crvenog diva.

Velika faza i njezine značajke

U zvijezdama s malom masom, 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 fuzije helija, pokrivajući cijelo središnje područje objekta. Od tada 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. Postoji prijelaz zvijezde u novo stanje, gdje je sve termodinamički procesi pojavljuju se u jezgri helija i u razrijeđenom vanjskom omotaču.

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

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

Za zvijezde velike mase ti procesi nisu tako katastrofalni. Izgaranje helija zamijenjeno je reakcijom nuklearne fisije ugljika i silicija. Na kraju će se zvjezdana jezgra pretvoriti u zvjezdano željezo. Faza diva određena je masom zvijezde. Što je veća masa objekta, niža je temperatura u njegovom središtu. To očito nije dovoljno za pokretanje reakcije 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 do atoma helija, koji se dalje raspada u protone i neutrone. Pokrenuti proces razvija se velikom brzinom. Kolaps zvijezde karakterizira dinamički dio ljestvice i traje djelić sekunde. Paljenje preostalog nuklearnog goriva događa se na eksplozivan način, 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 kao rezultat izbacivanja vanjskih slojeva zvijezde tijekom eksplozije supernove (desno).

Preostala supergusta jezgra bit će skupina protona i elektrona koji se međusobno sudaraju i formiraju neutrone. Svemir je nadopunjen novim objektom - neutronskom zvijezdom. Zbog velike gustoće dolazi do degeneracije jezgre, te prestaje proces kolapsa jezgre. Kad bi masa zvijezde bila dovoljno velika, kolaps bi se mogao nastaviti sve dok ostaci zvjezdane tvari konačno ne padnu u središte objekta, formirajući crnu rupu.

Objašnjenje završnog dijela evolucije zvijezda

Za normalne ravnotežne zvijezde opisani procesi evolucije 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 - izbacivanje vanjskih slojeva - bijeli patuljak;
• masivna zvijezda - crveni superdiv - eksplozija supernove - neutronska zvijezda ili crna rupa - nepostojanje.

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

Prilično je teško objasniti procese koji se odvijaju sa stajališta znanosti. Nuklearni znanstvenici se slažu da se u slučaju završne faze evolucije zvijezda radi o zamoru materije. Kao rezultat dugotrajnog mehaničkog, 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 svi gore navedeni procesi idu 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 na račun nestalih i eksplodiranih zvijezda. Svemir i galaksije su u ravnoteži. Konstantno dolazi do gubitka mase, smanjuje se gustoća međuzvjezdanog prostora u jednom dijelu svemir. Posljedično, u drugom dijelu Svemira stvaraju se uvjeti za nastanak novih zvijezda. Drugim riječima, radi shema: ako je određena količina materije nestala na jednom mjestu, na drugom mjestu u Svemiru pojavila se ista količina materije u drugom obliku.

Konačno

Proučavajući evoluciju zvijezda, dolazimo do zaključka da je Svemir ogromna razrijeđena otopina u kojoj se dio materije pretvara u molekule vodika, što je gradevinski materijal za zvijezde. Drugi dio se rastvara u prostoru, nestajući iz sfere materijalnih osjeta. Crna rupa u ovom smislu je točka prijelaza cjelokupnog materijala u antimateriju. Prilično je teško u potpunosti shvatiti značenje onoga što se događa, pogotovo ako se, proučavajući evoluciju zvijezda, oslanjate samo na zakone jezgre, kvantna fizika i termodinamike. S proučavanjem ove problematike treba povezati teoriju relativne vjerojatnosti, koja dopušta zakrivljenost prostora, koja omogućuje transformaciju jedne energije u drugu, jednog stanja u drugo.