Раждането и еволюцията на звездите: гигантската фабрика на Вселената. Еволюцията на звездите от гледна точка на точната наука и теорията на относителността

Всеки от нас поне веднъж в живота си е поглеждал към звездното небе. Някой погледна тази красота, изпитвайки романтични чувства, друг се опита да разбере откъде идва цялата тази красота. Животът в космоса, за разлика от живота на нашата планета, тече с различна скорост. Времето в космоса живее в свои собствени категории, разстоянията и размерите във Вселената са колосални. Рядко се замисляме, че еволюцията на галактиките и звездите непрекъснато се случва пред очите ни. Всеки обект в необятното пространство е резултат от определени физически процеси. Галактиките, звездите и дори планетите имат основни фази на развитие.

Нашата планета и ние всички зависим от нашата звезда. Докога Слънцето ще ни радва с топлината си, вдъхвайки живот на Слънчевата система? Какво ни очаква в бъдеще след милиони и милиарди години? В тази връзка е интересно да научите повече за етапите на еволюцията на астрономическите обекти, откъде идват звездите и как завършва животът на тези прекрасни светила в нощното небе.

Произход, раждане и еволюция на звездите

Еволюцията на звездите и планетите, които обитават нашата галактика Млечен път и цялата Вселена, в по-голямата си част е добре проучена. В космоса законите на физиката са непоклатими и помагат да се разбере произходът на космическите обекти. В този случай е обичайно да се разчита на теорията за Големия взрив, която сега е доминиращата доктрина за процеса на произхода на Вселената. Събитието, което разтърси Вселената и доведе до формирането на Вселената, по космически стандарти е светкавично. За Космоса минават мигове от раждането на една звезда до нейната смърт. Големите разстояния създават илюзията за постоянството на Вселената. Звезда, която пламва в далечината, ни свети милиарди години, след което може вече да не съществува.

Теорията за еволюцията на галактиката и звездите е развитие на теорията за Големия взрив. Доктрината за раждането на звездите и появата на звездни системи се отличава с мащаба на случващото се и времевата рамка, която, за разлика от Вселената като цяло, може да се наблюдава със съвременни средства на науката.

Когато изучавате жизнения цикъл на звездите, можете да използвате примера на най-близката звезда до нас. Слънцето е една от стотиците трилиони звезди в нашето зрително поле. В допълнение, разстоянието от Земята до Слънцето (150 милиона км) предоставя уникална възможност за изучаване на обекта, без да се напуска Слънчевата система. Получената информация ще позволи да се разбере в детайли как са структурирани другите звезди, колко бързо се изчерпват тези гигантски източници на топлина, какви са етапите на развитие на една звезда и какъв ще бъде краят на този блестящ живот - тих и мрачен или пенливо, експлозивно.

След Големия взрив малки частици образуваха междузвездни облаци, които се превърнаха в „родилен дом“ за трилиони звезди. Характерно е, че всички звезди са се родили едновременно в резултат на свиване и разширяване. Компресията в облаците от космически газ се е случила под въздействието на собствената му гравитация и подобни процеси в новите звезди в съседство. Разширяването е възникнало в резултат на вътрешното налягане на междузвездния газ и под въздействието на магнитни полета вътре в газовия облак. В същото време облакът се въртеше свободно около своя център на масата.

Газовите облаци, образувани след експлозията, се състоят от 98% атомен и молекулярен водород и хелий. Само 2% от този масив се състои от прах и твърди микроскопични частици. Преди това се смяташе, че в центъра на всяка звезда лежи ядро ​​от желязо, нагрято до температура от един милион градуса. Именно този аспект обяснява гигантската маса на звездата.

В противопоставянето на физическите сили преобладават силите на компресия, тъй като светлината, произтичаща от освобождаването на енергия, не прониква в газовия облак. Светлината, заедно с част от освободената енергия, се разпространява навън, създавайки температура под нулата и зона с ниско налягане вътре в плътното натрупване на газ. Намирайки се в това състояние, космическият газ бързо се свива, влиянието на силите на гравитационно привличане води до факта, че частиците започват да образуват звездна материя. Когато колекцията от газ е плътна, интензивната компресия причинява образуването на звезден куп. Когато размерът на газовия облак е малък, компресията води до образуването на една звезда.

Кратко описание на случващото се е, че бъдещата звезда преминава през два етапа – бързо и бавно компресиране до състояние на протозвезда. На прост и разбираем език бързото компресиране е падането на звездната материя към центъра на протозвездата. На фона на образувания център на протозвездата се получава бавно компресиране. През следващите стотици хиляди години новото образувание намалява по размер, а плътността му нараства милиони пъти. Постепенно протозвездата става непрозрачна поради високата плътност на звездната материя и продължаващото компресиране задейства механизма на вътрешните реакции. Увеличаването на вътрешното налягане и температура води до образуването на собствен център на тежестта на бъдещата звезда.

Протозвездата остава в това състояние милиони години, като бавно отделя топлина и постепенно се свива, намалявайки по размер. В резултат на това се появяват контурите на новата звезда и плътността на нейната материя става сравнима с плътността на водата.

Средно плътността на нашата звезда е 1,4 kg/cm3 - почти същата като плътността на водата в соленото Мъртво море. В центъра Слънцето има плътност 100 kg/cm3. Звездната материя не е в течно състояние, а съществува под формата на плазма.

Под въздействието на огромно налягане и температура от около 100 милиона K започват термоядрените реакции на водородния цикъл. Компресията спира, масата на обекта се увеличава, когато гравитационната енергия се трансформира в термоядрено изгаряне на водород. От този момент нататък новата звезда, излъчваща енергия, започва да губи маса.

Гореописаната версия на звездообразуването е просто примитивна диаграма, която описва началния етап от еволюцията и раждането на звезда. Днес подобни процеси в нашата галактика и в цялата Вселена са практически невидими поради интензивното изчерпване на звездния материал. В цялата съзнателна история на наблюденията на нашата Галактика са отбелязани само отделни появи на нови звезди. В мащаба на Вселената тази цифра може да се увеличи стотици и хиляди пъти.

През по-голямата част от живота си протозвездите са скрити от човешкото око от прашна обвивка. Излъчването от ядрото може да се наблюдава само в инфрачервения спектър, което е единственият начин да се види раждането на звезда. Например в мъглявината Орион през 1967 г. астрофизиците откриха нова звезда в инфрачервения диапазон, чиято радиационна температура беше 700 градуса по Келвин. Впоследствие се оказа, че родното място на протозвездите са компактни източници, които съществуват не само в нашата галактика, но и в други далечни краища на Вселената. В допълнение към инфрачервеното лъчение, местата на раждане на нови звезди се маркират от интензивни радиосигнали.

Процесът на изучаване и еволюцията на звездите

Целият процес на познаване на звездите може да бъде разделен на няколко етапа. В самото начало трябва да определите разстоянието до звездата. Информацията за това колко далеч е звездата от нас и колко дълго идва светлината от нея, дава представа какво се е случило със звездата през това време. След като човекът се научи да измерва разстоянието до далечни звезди, стана ясно, че звездите са едни и същи слънца, само с различни размери и с различна съдба. Познаването на разстоянието до звездата, нивото на светлина и количеството излъчена енергия може да се използва за проследяване на процеса на термоядрен синтез на звездата.

След като определите разстоянието до звездата, можете да използвате спектрален анализ, за ​​да изчислите химичния състав на звездата и да разберете нейната структура и възраст. Благодарение на появата на спектрографа учените имат възможност да изучават природата на звездната светлина. Това устройство може да определи и измери газовия състав на звездната материя, която звездата притежава на различни етапи от своето съществуване.

Изследвайки спектралния анализ на енергията на Слънцето и други звезди, учените стигнаха до извода, че еволюцията на звездите и планетите има общи корени. Всички космически тела имат един и същи вид, подобен химичен състав и произхождат от една и съща материя, възникнала в резултат на Големия взрив.

Звездната материя се състои от същите химически елементи (дори желязо) като нашата планета. Разликата е само в количеството на някои елементи и в процесите, протичащи на Слънцето и в твърдата земна повърхност. Това е, което отличава звездите от другите обекти във Вселената. Произходът на звездите също трябва да се разглежда в контекста на друга физическа дисциплина: квантовата механика. Според тази теория материята, която определя звездната материя, се състои от постоянно делящи се атоми и елементарни частици, които създават свой собствен микрокосмос. В тази светлина структурата, съставът, структурата и еволюцията на звездите представляват интерес. Както се оказа, по-голямата част от масата на нашата звезда и много други звезди се състои само от два елемента - водород и хелий. Теоретичен модел, описващ структурата на звездите, ще ни позволи да разберем тяхната структура и основната разлика от другите космически обекти.

Основната особеност е, че много обекти във Вселената имат определен размер и форма, докато звездата може да променя размера си, докато се развива. Горещият газ е комбинация от атоми, слабо свързани един с друг. Милиони години след образуването на звезда, повърхностният слой на звездната материя започва да се охлажда. Звездата отдава по-голямата част от енергията си в космоса, намалявайки или увеличавайки размера си. Топлината и енергията се пренасят от вътрешността на звездата към повърхността, което влияе върху интензитета на излъчване. С други думи, една и съща звезда изглежда различно в различните периоди от своето съществуване. Термоядрените процеси, базирани на реакциите на водородния цикъл, допринасят за превръщането на леките водородни атоми в по-тежки елементи - хелий и въглерод. Според астрофизици и ядрени учени такава термоядрена реакция е най-ефективна по отношение на количеството генерирана топлина.

Защо термоядреният синтез на ядрото не завършва с експлозията на такъв реактор? Работата е там, че силите на гравитационното поле в него могат да задържат звездната материя в стабилизиран обем. От това можем да направим недвусмислено заключение: всяка звезда е масивно тяло, което поддържа своя размер благодарение на баланса между силите на гравитацията и енергията на термоядрените реакции. Резултатът от този идеален естествен модел е източник на топлина, който може да работи дълго време. Предполага се, че първите форми на живот на Земята са се появили преди 3 милиарда години. Слънцето в онези далечни времена е затопляло нашата планета точно както и сега. Следователно нашата звезда се е променила малко, въпреки факта, че мащабът на излъчваната топлина и слънчева енергия е колосален - повече от 3-4 милиона тона всяка секунда.

Не е трудно да се изчисли колко тегло е загубила нашата звезда през годините на своето съществуване. Това ще бъде огромна цифра, но поради огромната си маса и висока плътност подобни загуби в мащаба на Вселената изглеждат незначителни.

Етапи на еволюцията на звездите

Съдбата на звездата зависи от първоначалната маса на звездата и нейния химичен състав. Докато основните запаси от водород са концентрирани в ядрото, звездата остава в така наречената главна последователност. Щом има тенденция за увеличаване на размера на звездата, това означава, че основният източник за термоядрен синтез е пресъхнал. Започна дългият последен път на трансформация на небесното тяло.

Светилата, образувани във Вселената, първоначално се разделят на три най-често срещани вида:

• нормални звезди (жълти джуджета);
• звезди джуджета;
• гигантски звезди.

Звездите с малка маса (джуджетата) бавно изгарят запасите си от водород и живеят живота си съвсем спокойно.

Такива звезди са мнозинството във Вселената и нашата звезда, жълто джудже, е една от тях. С настъпването на старостта жълтото джудже се превръща в червен гигант или свръхгигант.

Въз основа на теорията за произхода на звездите процесът на звездообразуване във Вселената не е приключил. Най-ярките звезди в нашата галактика са не само най-големите в сравнение със Слънцето, но и най-младите. Астрофизиците и астрономите наричат ​​такива звезди сини свръхгиганти. В крайна сметка те ще бъдат сполетени от същата съдба като трилиони други звезди. Първо има бързо раждане, блестящ и пламенен живот, след което идва период на бавен разпад. Звездите с размерите на Слънцето имат дълъг жизнен цикъл, намирайки се в главната последователност (в средната й част).

Използвайки данни за масата на една звезда, можем да предположим нейния еволюционен път на развитие. Ясна илюстрация на тази теория е еволюцията на нашата звезда. Нищо не трае вечно. В резултат на термоядрения синтез водородът се превръща в хелий, следователно първоначалните му запаси се изразходват и намаляват. Някой ден, не много скоро, тези резерви ще се изчерпят. Съдейки по факта, че нашето Слънце продължава да свети повече от 5 милиарда години, без да променя размера си, зрялата възраст на звездата все още може да продължи приблизително същия период.

Изчерпването на запасите от водород ще доведе до факта, че под въздействието на гравитацията ядрото на слънцето ще започне бързо да се свива. Плътността на ядрото ще стане много висока, в резултат на което термоядрените процеси ще се преместят в съседните на ядрото слоеве. Това състояние се нарича колапс, което може да бъде причинено от термоядрени реакции в горните слоеве на звездата. В резултат на високо налягане се задействат термоядрени реакции с участието на хелий.

Запасите от водород и хелий в тази част на звездата ще стигнат за милиони години. Не след дълго изчерпването на запасите от водород ще доведе до увеличаване на интензитета на излъчване, до увеличаване на размера на обвивката и размера на самата звезда. В резултат нашето Слънце ще стане много голямо. Ако си представите тази картина след десетки милиарди години, тогава вместо ослепително ярък диск в небето ще виси горещ червен диск с гигантски размери. Червените гиганти са естествена фаза в еволюцията на една звезда, нейното преходно състояние към категорията на променливите звезди.

В резултат на тази трансформация разстоянието от Земята до Слънцето ще намалее, така че Земята ще попадне в зоната на влияние на слънчевата корона и ще започне да се „пържи“ в нея. Температурата на повърхността на планетата ще се увеличи десетократно, което ще доведе до изчезването на атмосферата и изпаряването на водата. В резултат на това планетата ще се превърне в безжизнена скалиста пустиня.

Последните етапи на еволюцията на звездите

Достигайки фазата на червения гигант, нормалната звезда се превръща в бяло джудже под въздействието на гравитационни процеси. Ако масата на една звезда е приблизително равна на масата на нашето Слънце, всички основни процеси в нея ще протичат спокойно, без импулси или експлозивни реакции. Бялото джудже ще умре за дълго време, изгаряйки до основи.

В случаите, когато звездата първоначално е имала маса, по-голяма от 1,4 пъти Слънцето, бялото джудже няма да бъде последният етап. При голяма маса вътре в звездата процесите на уплътняване на звездната материя започват на атомно и молекулярно ниво. Протоните се превръщат в неутрони, плътността на звездата се увеличава и нейният размер бързо намалява.

Известните на науката неутронни звезди имат диаметър 10-15 km. С такъв малък размер неутронната звезда има колосална маса. Един кубичен сантиметър звездна материя може да тежи милиарди тонове.

В случай, че първоначално сме имали работа със звезда с голяма маса, последният етап от еволюцията приема други форми. Съдбата на масивна звезда е черна дупка - обект с неизследвана природа и непредвидимо поведение. Огромната маса на звездата допринася за увеличаване на гравитационните сили, движещи сили на компресия. Не е възможно да поставите на пауза този процес. Плътността на материята се увеличава, докато стане безкрайна, образувайки сингулярно пространство (теорията на относителността на Айнщайн). Радиусът на такава звезда в крайна сметка ще стане нула, превръщайки се в черна дупка в космоса. Ще има значително повече черни дупки, ако масивни и свръхмасивни звезди заемат по-голямата част от пространството.

Трябва да се отбележи, че когато червеният гигант се трансформира в неутронна звезда или черна дупка, Вселената може да изпита уникално явление - раждането на нов космически обект.

Раждането на свръхнова е най-зрелищният последен етап от еволюцията на звездите. Тук действа естествен закон на природата: прекратяването на съществуването на едно тяло поражда нов живот. Периодът на такъв цикъл като раждането на свръхнова се отнася главно за масивни звезди. Изчерпаните запаси от водород водят до включването на хелий и въглерод в процеса на термоядрен синтез. В резултат на тази реакция налягането отново се увеличава и в центъра на звездата се образува желязно ядро. Под въздействието на силни гравитационни сили центърът на масата се измества към централната част на звездата. Ядрото става толкова тежко, че не може да устои на собствената си гравитация. В резултат на това започва бързо разширяване на ядрото, което води до мигновена експлозия. Раждането на свръхнова е експлозия, ударна вълна с чудовищна сила, ярка светкавица в необятните простори на Вселената.

Трябва да се отбележи, че нашето Слънце не е масивна звезда, така че подобна съдба не го заплашва и нашата планета не трябва да се страхува от такъв край. В повечето случаи експлозиите на свръхнови се случват в далечни галактики, поради което рядко се откриват.

Накрая

Еволюцията на звездите е процес, който продължава десетки милиарди години. Нашата представа за протичащите процеси е просто математически и физически модел, теория. Земното време е само миг от огромния времеви цикъл, в който живее нашата Вселена. Можем само да наблюдаваме какво се е случило преди милиарди години и да си представим с какво могат да се сблъскат следващите поколения земляни.

Ако имате въпроси, оставете ги в коментарите под статията. Ние или нашите посетители ще се радваме да им отговорим

Еволюцията на звездите е промяна във физиката. характеристики, вътрешни структури и химия състав на звездите във времето. Най-важните задачи на теорията на Е.З. - обяснение на образуването на звездите, промените в техните наблюдаеми характеристики, изследване на генетичната връзка на различни групи звезди, анализ на техните крайни състояния.

Тъй като в известната ни част от Вселената ок. 98-99% от масата на наблюдаваната материя се съдържа в звезди или е преминала етапа на звезди, обяснение на Е.З. явл. един от най-важните проблеми в астрофизиката.

Звезда в неподвижно състояние е газова топка, която е в хидростатично състояние. и топлинно равновесие (т.е. действието на гравитационните сили се балансира от вътрешното налягане, а загубите на енергия поради радиация се компенсират от енергията, освободена в недрата на звездата, вижте). „Раждането“ на звезда е образуването на хидростатично равновесен обект, чието излъчване се поддържа от собственото му излъчване. енергиен източник. „Смъртта“ на звезда е необратим дисбаланс, водещ до унищожаването на звездата или нейната катастрофа. компресия.

Изолация на гравитацията енергията може да играе решаваща роля само когато температурата на вътрешността на звездата е недостатъчна за освобождаване на ядрена енергия, за да компенсира загубите на енергия, и звездата като цяло или част от нея трябва да се свие, за да поддържа равновесие. Освобождаването на топлинна енергия става важно едва след изчерпване на запасите от ядрена енергия. Т.о., Е.з. може да се представи като последователна промяна в енергийните източници на звездите.

Характерно време Е.з. твърде голяма, за да може цялата еволюция да бъде проследена директно. Следователно основната Метод на изследване на E.Z явл. изграждане на последователности от звездни модели, описващи промените във вътрешните структури и химия състав на звездите във времето. Еволюция. След това последователностите се сравняват с резултати от наблюдения, например с (G.-R.D.), който обобщава наблюденията на голям брой звезди на различни етапи от еволюцията. Особено важна роля играе сравнението с G.-R.d. за звездни купове, тъй като всички звезди в един куп имат един и същ първоначален химикал. състав и се формира почти едновременно. Според Г.-Р.д. клъстери от различни възрасти, беше възможно да се установи посоката на E.Z. Еволюцията в детайли. последователностите се изчисляват чрез числено решаване на система от диференциални уравнения, описващи разпределението на масата, плътността, температурата и светимостта върху звезда, към които се добавят законите за освобождаване на енергия и непрозрачност на звездната материя и уравнения, описващи промени в химичните свойства. звезден състав във времето.

Ходът на еволюцията на една звезда зависи главно от нейната маса и първоначалния химичен състав. състав. Ротацията на звездата и нейното магнитно поле могат да играят определена, но не фундаментална роля. поле обаче ролята на тези фактори в Е.З. все още не е достатъчно проучен. Chem. Съставът на една звезда зависи от времето, в което се е образувала, и от нейното положение в Галактиката по време на формирането. Звездите от първо поколение са образувани от материя, чийто състав е определен от космологията. условия. Очевидно той съдържа приблизително 70% от масата водород, 30% хелий и незначителна добавка на деутерий и литий. По време на еволюцията на звездите от първо поколение са се образували тежки елементи (след хелий), които са били изхвърлени в междузвездното пространство в резултат на изтичането на материя от звездите или по време на звездни експлозии. Звездите от следващите поколения се образуват от материя, съдържаща до 3-4% (по маса) тежки елементи.

Най-пряката индикация, че звездообразуването в Галактиката все още продължава, е феноменът. наличие на масивен спектър от ярки звезди. класове O и B, чийто живот не може да надвишава ~ 10 7 години. Скоростта на образуване на звезди в съвремието. ера се оценява на 5 на година.

2. Звездообразуване, етап на гравитационно свиване

Според най-разпространената гледна точка звездите се образуват в резултат на гравитационните сили. кондензация на материя в междузвездната среда. Необходимото разделяне на междузвездната среда на две фази - плътни студени облаци и разредена среда с по-висока температура - може да възникне под въздействието на термичната нестабилност на Rayleigh-Taylor в междузвездното магнитно поле. поле. Газо-прахови комплекси с маса , характерен размер (10-100) pc и концентрация на частиците н~10 2 cm -3 . действително се наблюдават поради тяхното излъчване на радиовълни. Компресирането (свиването) на такива облаци изисква определени условия: гравитация. частиците на облака трябва да надвишават сумата от енергията на топлинното движение на частиците, ротационната енергия на облака като цяло и магнитното поле. облачна енергия (критерий на Jeans). Ако се вземе предвид само енергията на топлинното движение, тогава с точност до коефициент от порядъка на единица критерият на Джинс се записва във формата: align="absmiddle" width="205" height="20">, къде е масата на облака, T- температура на газа в K, н- брой частици на 1 cm3. С типичен модерен междузвездни облаци температура K може да колапсира само облаци с маса не по-малка от . Критерият на Джинс показва, че за образуването на звезди от реално наблюдавания масов спектър концентрацията на частици в колабиращите облаци трябва да достигне (10 3 -10 6) cm -3, т.е. 10-1000 пъти по-висока от наблюдаваната в типичните облаци. Въпреки това, такива концентрации на частици могат да бъдат постигнати в дълбините на облаците, които вече са започнали да се разпадат. От това следва, че това се случва чрез последователен процес, осъществяван в няколко стъпки. етапи, фрагментация на масивни облаци. Тази картина естествено обяснява раждането на звездите в групи – купове. В същото време остават неясни въпроси, свързани с топлинния баланс в облака, полето на скоростта в него и механизма, определящ масовия спектър на фрагментите.

Свитите обекти със звездна маса се наричат протозвезди. Колапс на сферично симетрична невъртяща се протозвезда без магнитно поле. полета включва няколко. етапи. В началния момент облакът е хомогенен и изотермичен. Той е прозрачен за своите. радиация, така че колапсът идва с обемни енергийни загуби, гл. обр. поради топлинното излъчване на праха, разрезът предава своята кинетика. енергия на газова частица. В хомогенен облак няма градиент на налягането и компресията започва при свободно падане с характерно време, където Ж- , - плътност на облачността. С началото на компресията се появява вълна на разреждане, движеща се към центъра със скоростта на звука и тъй като колапсът настъпва по-бързо там, където плътността е по-висока, протозвездата се разделя на компактно ядро ​​и разширена обвивка, в която материята се разпределя по закона. Когато концентрацията на частици в ядрото достигне ~ 10 11 cm -3, то става непрозрачно за инфрачервеното лъчение на праховите зърна. Енергията, освободена в ядрото, бавно се просмуква към повърхността поради радиационна топлопроводимост. Температурата започва да се повишава почти адиабатно, това води до повишаване на налягането и ядрото става хидростатично. баланс. Обвивката продължава да пада върху ядрото и то се появява в периферията му. Параметрите на ядрото в този момент слабо зависят от общата маса на протозвездата: K. Тъй като масата на ядрото се увеличава поради натрупване, температурата му се променя почти адиабатично, докато достигне 2000 K, когато започва дисоциацията на H 2 молекулите . В резултат на потребление на енергия за дисоциация, а не увеличаване на кинетичната. енергията на частиците, стойността на адиабатния индекс става по-малка от 4/3, промените в налягането не са в състояние да компенсират гравитационните сили и ядрото отново се срутва (виж). Образува се ново ядро ​​с параметри, заобиколено от ударен фронт, върху който се натрупват остатъците от първото ядро. Подобно пренареждане на ядрото се случва с водорода.

По-нататъшният растеж на ядрото за сметка на материята на черупката продължава, докато цялата материя падне върху звездата или се разпръсне под въздействието на или, ако ядрото е достатъчно масивно (виж). Протозвезди с характерно време на материята на обвивката t a >t kn, следователно тяхната светимост се определя от освобождаването на енергия от колапсиращите ядра.

Еволюция. следи от ядра на протозвезди с постоянна маса на хидростатичен етап. компресиите са показани на фиг. 1. За звезди с малка маса, в момента, когато се установи хидростатичност. равновесие, условията в ядрата са такива, че към тях се предава енергия. Изчисленията показват, че температурата на повърхността на напълно конвективна звезда е почти постоянна. Радиусът на звездата непрекъснато намалява, т.к тя продължава да намалява. При постоянна повърхностна температура и намаляващ радиус, светимостта на звездата трябва да пада и върху G.-R.D. Този етап от еволюцията съответства на вертикални участъци от коловози.

С продължаването на компресията температурата във вътрешността на звездата се повишава, материята става по-прозрачна и звездите с align="absmiddle" width="90" height="17"> имат лъчисти ядра, но черупките остават конвективни. По-малко масивните звезди остават напълно конвективни. Светимостта им се контролира от тънък лъчист слой във фотосферата. Колкото по-масивна е звездата и колкото по-висока е нейната ефективна температура, толкова по-голямо е нейното радиационно ядро ​​(при звезди с align="absmiddle" width="74" height="17"> радиационното ядро ​​се появява веднага). В крайна сметка почти цялата звезда (с изключение на повърхностната конвективна зона за звезди с маса) преминава в състояние на радиационно равновесие, при което цялата енергия, освободена в ядрото, се пренася от радиация.

3. Еволюция, основана на ядрени реакции

Когато съдържанието на водород в ядрото намалее до 1%, разширяването на черупките на звездите с align="absmiddle" width="66" height="17"> се заменя с общо свиване на звездата, необходимо за поддържане на освобождаването на енергия . Компресията на обвивката причинява нагряване на водорода в слоя, съседен на хелиевото ядро, до температурата на неговото термоядрено изгаряне и възниква слой източник на освобождаване на енергия. При звезди с маса , при които тя зависи по-малко от температурата и областта на отделяне на енергия не е толкова силно концентрирана към центъра, няма етап на обща компресия.

Е.з. след изгарянето на водорода зависи от тяхната маса. Най-важният фактор, влияещ върху хода на еволюцията на звездите с маса. израждане на електронен газ при висока плътност. Поради високата плътност, броят на квантовите състояния с ниска енергия е ограничен поради принципа на Паули и електроните запълват квантовите нива с висока енергия, значително надвишаваща енергията на тяхното топлинно движение. Най-важната характеристика на изроден газ е неговото налягане стрзависи само от плътността: за нерелативистично израждане и за релативистично израждане. Газовото налягане на електроните е много по-голямо от налягането на йоните. Това следва фундаменталното за E.Z. заключение: тъй като гравитационната сила, действаща върху единица обем на релативистично изроден газ, зависи от плътността по същия начин като градиента на налягането, трябва да има ограничаваща маса (виж), така че при align="absmiddle" width="66 " height ="15"> електронното налягане не може да противодейства на гравитацията и компресията започва. Ограничете теглото align="absmiddle" width="139" height="17">. Границата на областта, в която електронният газ е изроден, е показана на фиг. 3. При звездите с малка маса дегенерацията играе забележима роля още в процеса на образуване на хелиеви ядра.

Вторият фактор, определящ Е.з. на по-късните етапи това са загуби на енергия от неутрино. В дълбините на звездите T~10 8 K основен. роля в раждането играят: процес на фотонеутрино, разпадане на кванти на плазмени колебания (плазмони) в двойки неутрино-антинеутрино (), анихилация на двойки електрон-позитрон () и (виж). Най-важната характеристика на неутриното е, че материята на звездата е почти прозрачна за тях и неутриното свободно пренасят енергия от звездата.

Хелиевото ядро, в което все още не са възникнали условия за изгаряне на хелий, се компресира. Температурата в слоестия източник в съседство с ядрото се повишава и скоростта на изгаряне на водород се увеличава. Необходимостта от пренос на увеличен енергиен поток води до разширяване на черупката, за което се губи част от енергията. Тъй като светимостта на звездата не се променя, температурата на нейната повърхност пада и на G.-R.D. звездата се премества в областта, заета от червени гиганти.Времето за преструктуриране на звездата е с два порядъка по-малко от времето, необходимо на водорода да изгори в ядрото, така че има малко звезди между лентата MS и областта на червените свръхгиганти . С намаляването на температурата на черупката се увеличава нейната прозрачност, в резултат на което се появява външен вид. конвективна зона и светимостта на звездата се увеличава.

Отстраняването на енергия от ядрото чрез топлопроводимостта на изродените електрони и загубите на неутрино в звездите забавя момента на изгаряне на хелий. Температурата започва да се повишава забележимо едва когато ядрото стане почти изотермично. Изгарянето на 4 He определя E.Z. от момента, в който освобождаването на енергия надвишава загубата на енергия чрез топлопроводимост и неутрино излъчване. Същото условие важи и за изгарянето на всички следващи видове ядрено гориво.

Забележителна характеристика на звездните ядра, направени от изроден газ, охлаждан от неутрино, е "конвергенцията" - сближаването на следи, които характеризират връзката между плътност и температура Tcв центъра на звездата (фиг. 3). Скоростта на освобождаване на енергия по време на компресия на сърцевината се определя от скоростта на добавяне на материя към нея чрез слой източник и зависи само от масата на сърцевината за даден вид гориво. В ядрото трябва да се поддържа баланс на притока и изтичането на енергия, поради което в ядрата на звездите се установява същото разпределение на температурата и плътността. Докато 4 He се запали, масата на ядрото зависи от съдържанието на тежки елементи. В ядрата на изроден газ, изгарянето на 4 He има характер на термична експлозия, т.к. енергията, освободена по време на горенето, отива за увеличаване на енергията на топлинното движение на електроните, но налягането остава почти непроменено с повишаване на температурата, докато топлинната енергия на електроните се изравни с енергията на изродения газ от електрони. След това израждането се премахва и ядрото бързо се разширява - възниква хелиева светкавица. Хелиевите изригвания вероятно са придружени от загуба на звездна материя. В , където масивните звезди отдавна са завършили еволюцията си и червените гиганти имат маси, звездите в етапа на изгаряне на хелий са на хоризонталния клон на G.-R.D.

В хелиевите ядра на звезди с align="absmiddle" width="90" height="17"> газът не е изроден, 4 Той се запалва тихо, но ядрата също се разширяват поради увеличаване Tc. В най-масивните звезди изгарянето на 4 He става дори когато те са активни. сини свръхгиганти. Разширяването на ядрото води до намаляване Tв областта на източника на водородния слой и светимостта на звездата след избухването на хелий намалява. За да поддържа топлинно равновесие, черупката се свива и звездата напуска района на червените свръхгиганти. Когато 4 He в ядрото се изчерпи, компресията на ядрото и разширяването на обвивката започват отново, звездата отново става червен свръхгигант. Образува се слоест източник на горене от 4 He, който доминира в отделянето на енергия. Външен се появява отново. конвективна зона. Тъй като хелият и водородът изгарят, дебелината на източниците на слоя намалява. Тънкият слой от изгаряне на хелий се оказва термично нестабилен, т.к с много силна чувствителност на освобождаване на енергия към температура (), топлопроводимостта на веществото е недостатъчна, за да потуши топлинните смущения в горивния слой. По време на топлинни изблици в слоя се получава конвекция. Ако проникне в слоеве, богати на водород, тогава в резултат на бавен процес ( с-процес, виж) се синтезират елементи с атомни маси от 22 Ne до 209 B.

Радиационният натиск върху праха и молекулите, образувани в студените разширени черупки на червени свръхгиганти, води до непрекъсната загуба на материя със скорост до една година. Непрекъснатата загуба на маса може да бъде допълнена от загуби, причинени от нестабилност на горенето на слоя или пулсации, което може да доведе до освобождаване на един или повече. черупки. Когато количеството вещество над въглеродно-кислородното ядро ​​стане по-малко от определена граница, обвивката е принудена да се компресира, за да поддържа температурата в горивните слоеве, докато компресията е в състояние да поддържа горенето; звезда на G.-R.D. се движи почти хоризонтално наляво. На този етап нестабилността на горивните слоеве също може да доведе до разширяване на черупката и загуба на материя. Докато звездата е достатъчно гореща, тя се наблюдава като ядро ​​с едно или повече. черупки. Когато слоевите източници се изместят към повърхността на звездата толкова много, че температурата в тях става по-ниска от необходимата за ядрено изгаряне, звездата се охлажда, превръщайки се в бяло джудже с , излъчващо поради консумацията на топлинна енергия на йонния компонент на негово значение. Характерното време за охлаждане на белите джуджета е ~ 10 9 години. Долната граница на масите на единични звезди, превръщащи се в бели джуджета, е неясна, тя се оценява на 3-6. В c звездите електронният газ се изражда на етапа на растеж на въглеродно-кислородните (C,O-) звездни ядра. Както в хелиевите ядра на звездите, поради загуби на енергия от неутрино, се получава "конвергенция" на условията в центъра и в момента на изгаряне на въглерода в C,O ядрото. Изгарянето на 12 С при такива условия най-вероятно има характер на експлозия и води до пълното унищожаване на звездата. Пълното унищожение може да не настъпи, ако . Такава плътност е постижима, когато скоростта на растеж на ядрото се определя от натрупването на сателитна материя в тясна двойна система.

> Жизнен цикъл на звезда

Описание живота и смъртта на звездите: етапи на развитие със снимки, молекулярни облаци, протозвезда, T Телец, главна последователност, червен гигант, бяло джудже.

Всичко в този свят се развива. Всеки цикъл започва с раждане, растеж и завършва със смърт. Разбира се, звездите имат тези цикли по специален начин. Нека си припомним поне, че техните времеви граници са по-големи и се измерват в милиони и милиарди години. Освен това смъртта им носи определени последици. Как изглежда жизнения цикъл на звездите?

Първият жизнен цикъл на една звезда: Молекулярни облаци

Да започнем с раждането на една звезда. Представете си огромен облак от студен молекулярен газ, който може спокойно да съществува във Вселената без никакви промени. Но внезапно недалеч от него избухва свръхнова или се сблъсква с друг облак. Поради такъв тласък се активира процесът на унищожаване. Разделен е на малки части, всяка от които е прибрана в себе си. Както вече разбирате, всички тези групи се готвят да станат звезди. Гравитацията загрява температурата, а съхраненият импулс поддържа процеса на въртене. Долната диаграма ясно демонстрира цикъла на звездите (живот, етапи на развитие, опции за трансформация и смърт на небесно тяло със снимка).

Втори жизнен цикъл на звезда:Протозвезда

Материалът кондензира по-плътно, нагрява се и се отблъсква от гравитационен колапс. Такъв обект се нарича протозвезда, около която се образува диск от материал. Частта се привлича към обекта, увеличавайки масата му. Останалите отломки ще се групират и ще създадат планетарна система. По-нататъшното развитие на звездата зависи от масата.

Трети жизнен цикъл на звезда:Т Телец

Когато материал удари звезда, се освобождава огромно количество енергия. Новата звездна степен е кръстена на прототипа - T Tauri. Това е променлива звезда, разположена на 600 светлинни години (близо).

Може да достигне голяма яркост, защото материалът се разпада и освобождава енергия. Но централната част няма достатъчно температура, за да поддържа ядрен синтез. Тази фаза продължава 100 милиона години.

Четвърти жизнен цикъл на звезда:Основна последователност

В определен момент температурата на небесното тяло се повишава до необходимото ниво, активирайки ядрения синтез. Всички звезди минават през това. Водородът се трансформира в хелий, освобождавайки огромна топлина и енергия.

Енергията се освобождава като гама лъчи, но поради бавното движение на звездата тя пада със същата дължина на вълната. Светлината се изтласква и влиза в конфликт с гравитацията. Можем да предположим, че тук е създаден идеален баланс.

Колко дълго ще бъде в основната последователност? Трябва да започнете от масата на звездата. Червените джуджета (половината от масата на слънцето) могат да изгарят чрез своите запаси от гориво за стотици милиарди (трилиони) години. Средно звезди (като ) живеят 10-15 милиарда. Но най-големите са на милиарди или милиони години. Вижте как изглежда еволюцията и смъртта на звезди от различни класове на диаграмата.

Пети жизнен цикъл на звезда:Червен гигант

По време на процеса на топене водородът изтича и се натрупва хелий. Когато изобщо не остане водород, всички ядрени реакции спират и звездата започва да се свива поради гравитацията. Водородната обвивка около ядрото се нагрява и се запалва, което кара обекта да расте 1000 до 10 000 пъти по-голям. В определен момент нашето Слънце ще повтори тази съдба, увеличавайки се до орбитата на Земята.

Температурата и налягането достигат своя максимум и хелият се слива във въглерод. В този момент звездата се свива и престава да бъде червен гигант. При по-голяма масивност обектът ще изгори други тежки елементи.

Шести жизнен цикъл на звезда:Бяло джудже

Звезда със слънчева маса няма достатъчно гравитационно налягане, за да стопи въглерода. Следователно смъртта настъпва с края на хелия. Външните слоеве се изхвърлят и се появява бяло джудже. В началото е горещ, но след стотици милиарди години изстива.

Звездите, като хората, могат да бъдат новородени, млади, стари. Всеки момент някои звезди умират, а други се образуват. Обикновено най-младите от тях са подобни на Слънцето. Те са в етап на формиране и всъщност са протозвезди. Астрономите ги наричат ​​звезди от Т-Телец, на техния прототип. По отношение на техните свойства - например светимост - протозвездите са променливи, тъй като тяхното съществуване все още не е навлязло в стабилна фаза. Много от тях имат големи количества материя около себе си. Мощни вятърни течения се излъчват от звезди от тип Т.

Протозвезди: началото на техния жизнен цикъл

Ако материята попадне върху повърхността на протозвезда, тя бързо изгаря и се превръща в топлина. В резултат на това температурата на протозвездите непрекъснато се повишава. Когато се издигне толкова високо, че в центъра на звездата се задействат ядрени реакции, протозвездата придобива статут на обикновена. С началото на ядрените реакции звездата има постоянен източник на енергия, който поддържа живота й за дълго време. Колко дълъг ще бъде жизненият цикъл на една звезда във Вселената зависи от нейния първоначален размер. Смята се обаче, че звездите с диаметър на Слънцето имат достатъчно енергия, за да съществуват комфортно за около 10 милиарда години. Въпреки това се случва дори по-масивните звезди да живеят само няколко милиона години. Това се дължи на факта, че те изгарят горивото си много по-бързо.

Звезди с нормален размер

Всяка от звездите е струпване на горещ газ. В техните дълбини непрекъснато протича процесът на генериране на ядрена енергия. Не всички звезди обаче са като Слънцето. Една от основните разлики е цветът. Звездите са не само жълти, но и синкави и червеникави.

Яркост и осветеност

Те също се различават по характеристики като блясък и яркост. Колко ярка ще бъде една звезда, наблюдавана от повърхността на Земята, зависи не само от нейната яркост, но и от разстоянието й от нашата планета. Като се има предвид тяхното разстояние от Земята, звездите могат да имат напълно различна яркост. Този показател варира от една десетхилядна от блясъка на Слънцето до яркост, сравнима с повече от един милион слънца.

Повечето звезди са в долния край на този спектър, тъй като са слаби. В много отношения Слънцето е средна, типична звезда. Въпреки това, в сравнение с други, той има много по-голяма яркост. Голям брой бледи звезди могат да се наблюдават дори с просто око. Причината звездите да се различават по яркост се дължи на тяхната маса. Цветът, блясъкът и промяната в яркостта с течение на времето се определят от количеството вещество.

Опит за обяснение на жизнения цикъл на звездите

Хората отдавна се опитват да проследят живота на звездите, но първите опити на учените са доста плахи. Първият напредък беше прилагането на закона на Лейн към хипотезата на Хелмхолц-Келвин за гравитационното свиване. Това донесе ново разбиране на астрономията: теоретично температурата на звездата трябва да се повишава (нейният показател е обратно пропорционален на радиуса на звездата), докато увеличаването на плътността не забави процесите на компресия. Тогава потреблението на енергия ще бъде по-високо от приходите му. В този момент звездата ще започне бързо да се охлажда.

Хипотези за живота на звездите

Една от първоначалните хипотези за жизнения цикъл на една звезда е предложена от астронома Норман Локиър. Той вярваше, че звездите възникват от метеорна материя. Освен това разпоредбите на неговата хипотеза се основават не само на теоретичните заключения, налични в астрономията, но и на данните от спектралния анализ на звездите. Локиър беше убеден, че химичните елементи, които участват в еволюцията на небесните тела, се състоят от елементарни частици - "протоелементи". За разлика от съвременните неутрони, протони и електрони, те нямат общ, а индивидуален характер. Например, според Локиър, водородът се разпада на това, което се нарича "протоводород"; желязото става „прото-желязо“. Други астрономи също се опитаха да опишат жизнения цикъл на звезда, например Джеймс Хопууд, Яков Зелдович, Фред Хойл.

Звезди гиганти и звезди джуджета

По-големите звезди са най-горещите и най-ярките. Обикновено са бели или синкави на вид. Въпреки факта, че са с гигантски размери, горивото в тях изгаря толкова бързо, че се лишават от него само за няколко милиона години.

Малките звезди, за разлика от гигантските, обикновено не са толкова ярки. Те са червени на цвят и живеят достатъчно дълго – милиарди години. Но сред ярките звезди в небето има и червени и оранжеви. Пример за това е звездата Алдебаран - така нареченото „око на бика“, разположено в съзвездието Телец; а също и в съзвездието Скорпион. Защо тези готини звезди могат да се конкурират по яркост с горещи звезди като Сириус?

Това се дължи на факта, че някога те се разшириха много и диаметърът им започна да надвишава огромни червени звезди (супергиганти). Огромната площ позволява на тези звезди да излъчват порядък повече енергия от Слънцето. Това е въпреки факта, че тяхната температура е много по-ниска. Например диаметърът на Бетелгейзе, разположен в съзвездието Орион, е няколкостотин пъти по-голям от диаметъра на Слънцето. А диаметърът на обикновените червени звезди обикновено не е дори една десета от размера на Слънцето. Такива звезди се наричат ​​джуджета. Всяко небесно тяло може да премине през тези типове звездни жизнени цикли - една и съща звезда на различни етапи от живота си може да бъде както червен гигант, така и джудже.

По правило светила като Слънцето поддържат съществуването си благодарение на съдържащия се вътре водород. Той се превръща в хелий в ядреното ядро ​​на звездата. Слънцето има огромно количество гориво, но дори то не е безкрайно – през последните пет милиарда години половината от запасите са изразходвани.

Животът на звездите. Жизнен цикъл на звездите

След като запасите от водород вътре в звездата се изчерпят, настъпват големи промени. Останалият водород започва да гори не вътре в ядрото му, а на повърхността. В същото време продължителността на живота на една звезда все повече се скъсява. През този период цикълът на звездите, поне повечето от тях, навлиза в етапа на червения гигант. Размерът на звездата става по-голям, а температурата й, напротив, намалява. Така се появяват повечето червени гиганти и свръхгиганти. Този процес е част от общата последователност от промени, настъпващи в звездите, които учените наричат ​​звездна еволюция. Жизненият цикъл на една звезда включва всички негови етапи: в крайна сметка всички звезди стареят и умират, а продължителността на тяхното съществуване се определя пряко от количеството гориво. Големи звезди завършват живота си с огромна, грандиозна експлозия. По-скромните, напротив, умират, като постепенно се свиват до размера на бели джуджета. Тогава те просто избледняват.

Колко дълго живее средната звезда? Жизненият цикъл на една звезда може да продължи от по-малко от 1,5 милиона години до 1 милиард години или повече. Всичко това, както беше казано, зависи от неговия състав и размер. Звезди като Слънцето живеят между 10 и 16 милиарда години. Много ярки звезди, като Сириус, имат относително кратък живот - само няколкостотин милиона години. Диаграмата на жизнения цикъл на звездата включва следните етапи. Това е молекулярен облак - гравитационен колапс на облака - раждане на свръхнова - еволюция на протозвезда - край на протозвездната фаза. След това следват етапите: началото на етапа на млада звезда - средата на живота - зрялост - етап на червен гигант - планетарна мъглявина - етап на бяло джудже. Последните две фази са характерни за малките звезди.

Природата на планетарните мъглявини

И така, разгледахме накратко жизнения цикъл на една звезда. Но какво е Трансформирайки се от огромен червен гигант в бяло джудже, понякога звездите изхвърлят външните си слоеве и тогава ядрото на звездата се разкрива. Газовата обвивка започва да свети под въздействието на енергията, излъчвана от звездата. Този етап получи името си поради факта, че светещите газови мехурчета в тази черупка често изглеждат като дискове около планетите. Но в действителност те нямат нищо общо с планетите. Жизненият цикъл на звездите за деца може да не включва всички научни подробности. Човек може да опише само основните фази на еволюцията на небесните тела.

Звездни купове

Астрономите обичат да изследват Съществува хипотеза, че всички светила се раждат в групи, а не поотделно. Тъй като звездите, принадлежащи към един и същ куп, имат подобни свойства, разликите между тях са верни, а не се дължат на разстоянието до Земята. Каквито и промени да се случват с тези звезди, те възникват по едно и също време и при еднакви условия. Особено много знания могат да бъдат получени чрез изучаване на зависимостта на техните свойства от масата. В края на краищата възрастта на звездите в клъстерите и тяхното разстояние от Земята са приблизително равни, така че те се различават само по този показател. Клъстерите ще представляват интерес не само за професионални астрономи - всеки любител ще се радва да направи красива снимка и да се възхищава на изключително красивата им гледка в планетариума.

Той заема точка в горния десен ъгъл: има висока яркост и ниска температура. Основното лъчение възниква в инфрачервения диапазон. Радиацията от студената прахова обвивка достига до нас. По време на процеса на еволюция позицията на звездата на диаграмата ще се промени. Единственият източник на енергия на този етап е гравитационната компресия. Следователно звездата се движи доста бързо успоредно на ординатната ос.

Температурата на повърхността не се променя, но радиусът и осветеността намаляват. Температурата в центъра на звездата се повишава, достигайки стойност, при която започват реакции с леки елементи: литий, берилий, бор, които бързо изгарят, но успяват да забавят компресията. Трасето се върти успоредно на ординатната ос, температурата на повърхността на звездата се повишава, а светимостта остава почти постоянна. Накрая в центъра на звездата започват реакции на образуване на хелий от водород (изгаряне на водород). Звездата влиза в основната последователност.

Продължителността на началния етап се определя от масата на звездата. За звезди като Слънцето е около 1 милион години, за звезда с маса 10 М☉ около 1000 пъти по-малко и за звезда с маса 0,1 М☉ хиляди пъти повече.

Млади звезди с ниска маса

В началото на еволюцията звезда с ниска маса има лъчисто ядро ​​и конвективна обвивка (фиг. 82, I).

На етапа на основната последователност звездата свети поради освобождаването на енергия в ядрените реакции на превръщане на водород в хелий. Доставянето на водород осигурява светимостта на звезда с маса 1 М☉ приблизително в рамките на 10 10 години. Звездите с по-голяма маса консумират водород по-бързо: например звезда с маса 10 М☉ ще консумира водород за по-малко от 10 7 години (осветеността е пропорционална на четвъртата степен на масата).

Звезди с малка маса

Тъй като водородът изгаря, централните области на звездата са силно компресирани.

Звезди с висока маса

След достигане на главната последователност, еволюцията на звезда с голяма маса (>1.5 М☉) се определя от условията на изгаряне на ядреното гориво в недрата на звездата. На етапа на основната последователност това е изгарянето на водород, но за разлика от звездите с ниска маса, в ядрото доминират реакциите на цикъла въглерод-азот. В този цикъл С и N атомите играят ролята на катализатори. Скоростта на освобождаване на енергия в реакциите на такъв цикъл е пропорционална на T 17. Следователно в ядрото се образува конвективно ядро, заобиколено от зона, в която преносът на енергия се извършва чрез излъчване.

Светимостта на звездите с голяма маса е много по-висока от яркостта на Слънцето и водородът се изразходва много по-бързо. Това се дължи и на факта, че температурата в центъра на такива звезди също е много по-висока.

Тъй като делът на водорода в материята на конвективното ядро ​​намалява, скоростта на освобождаване на енергия намалява. Но тъй като скоростта на освобождаване се определя от осветеността, ядрото започва да се компресира и скоростта на освобождаване на енергия остава постоянна. В същото време звездата се разширява и се премества в областта на червените гиганти.

Звезди с малка маса

Докато водородът изгори напълно, в центъра на звезда с ниска маса се образува малко хелиево ядро. В ядрото плътността на материята и температурата достигат стойности съответно 10 9 kg/m и 10 8 K. Изгарянето на водород става на повърхността на ядрото. Тъй като температурата в ядрото се повишава, скоростта на изгаряне на водорода се увеличава и светимостта се увеличава. Лъчистата зона постепенно изчезва. И поради увеличаването на скоростта на конвективните потоци, външните слоеве на звездата се надуват. Размерът и светимостта му се увеличават - звездата се превръща в червен гигант (фиг. 82, II).

Звезди с висока маса

Когато водородът в звезда с голяма маса е напълно изчерпан, в ядрото започва да протича тройна реакция на хелий и в същото време реакцията на образуване на кислород (3He=>C и C+He=>0). В същото време водородът започва да гори на повърхността на хелиевото ядро. Появява се източникът на първия слой.

Запасът от хелий се изчерпва много бързо, тъй като при описаните реакции при всеки елементарен акт се отделя относително малко енергия. Картината се повтаря и в звездата се появяват двуслойни източници, а в ядрото започва реакцията C+C=>Mg.

Еволюционният път се оказва много сложен (фиг. 84). На диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел звездата се движи по последователността от гиганти или (с много голяма маса в областта на свръхгиганта) периодично се превръща в Цефей.

Стари звезди с ниска маса

В звезда с ниска маса в крайна сметка скоростта на конвективния поток на някакво ниво достига втората скорост на бягство, черупката се отделя и звездата се превръща в бяло джудже, заобиколено от планетарна мъглявина.

Еволюционният път на звезда с ниска маса върху диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел е показан на фигура 83.

Смърт на звезди с голяма маса

В края на своята еволюция една звезда с голяма маса има много сложна структура. Всеки слой има свой собствен химичен състав, ядрените реакции протичат в няколко източника на слоеве, а в центъра се образува желязно ядро ​​(фиг. 85).

Ядрени реакции с желязо не възникват, тъй като те изискват разход (а не освобождаване) на енергия. Поради това желязното ядро ​​бързо се свива, температурата и плътността в него се увеличават, достигайки фантастични стойности - температура от 10 9 K и налягане от 10 9 kg / m 3. Материал от сайта

В този момент започват два важни процеса, протичащи в ядрото едновременно и много бързо (очевидно за минути). Първият е, че по време на ядрени сблъсъци атомите на желязото се разпадат на 14 атома хелий, вторият е, че електроните се „пресоват“ в протони, образувайки неутрони. И двата процеса са свързани с усвояването на енергия, а температурата в ядрото (също и налягането) мигновено пада. Външните слоеве на звездата започват да падат към центъра.

Падането на външните слоеве води до рязко повишаване на температурата в тях. Водородът, хелият и въглеродът започват да горят. Това е придружено от мощен поток от неутрони, който идва от централното ядро. В резултат на това възниква мощна ядрена експлозия, изхвърляща външните слоеве на звездата, които вече съдържат всички тежки елементи, до калифорния. Според съвременните възгледи всички атоми на тежки химични елементи (т.е. по-тежки от хелия) са се образували във Вселената именно при изригвания