Evolucija zvijezda različitih masa. Na temu “Zvijezde i njihova evolucija”

Evolucija zvijezda je promjena u tjelesnosti. karakteristike, unutrašnje strukture i hemije sastav zvijezda tokom vremena. Najvažniji zadaci teorije E.Z. - objašnjenje nastanka zvijezda, promjena njihovih vidljivih karakteristika, proučavanje genetske povezanosti različitih grupa zvijezda, analiza njihovih konačnih stanja.

Budući da je u nama poznatom dijelu Univerzuma cca. 98-99% mase posmatrane materije sadržano je u zvijezdama ili je prošlo fazu zvijezda, objašnjenje E.Z. yavl. jedan od najvažnijih problema u astrofizici.

Zvijezda u nepokretnom stanju je plinska kugla, koja je u hidrostatičkom stanju. i termička ravnoteža (tj. djelovanje gravitacijskih sila je uravnoteženo unutrašnjim pritiskom, a gubici energije zbog zračenja kompenziraju se energijom koja se oslobađa u utrobi zvijezde, vidi). "Rađanje" zvijezde je formiranje hidrostatski ravnotežnog objekta, čije zračenje podržava vlastito. izvori energije. “Smrt” zvijezde je nepovratna neravnoteža koja dovodi do uništenja zvijezde ili njene katastrofe. kompresija.

Izolacija gravitacije energija može igrati odlučujuću ulogu samo kada je temperatura unutrašnjosti zvijezde nedovoljna za oslobađanje nuklearne energije kako bi se nadoknadili gubici energije, a zvijezda kao cjelina ili njen dio mora se skupiti da bi održala ravnotežu. Oslobađanje toplotne energije postaje važno tek nakon što su rezerve nuklearne energije iscrpljene. T.o., E.z. može se predstaviti kao konzistentna promjena u izvorima energije zvijezda.

Karakteristično vrijeme E.z. prevelika da bi se sva evolucija mogla direktno pratiti. Stoga glavni E.Z. metoda istraživanja yavl. konstrukcija sekvenci modela zvijezda koji opisuju promjene u internim strukture i hemije sastav zvijezda tokom vremena. Evolucija. Sekvence se zatim porede sa rezultatima posmatranja, na primer, sa (G.-R.D.), koji sumira posmatranja velikog broja zvezda u različitim fazama evolucije. Posebno važnu ulogu ima poređenje sa G.-R.d. za zvezdana jata, pošto sve zvezde u jatu imaju istu početnu hemikaliju. sastav i formiran gotovo istovremeno. Prema G.-R.d. klasteri različite starosti, bilo je moguće utvrditi pravac kretanja E.Z. Evolucija u detaljima. sekvence se izračunavaju numeričkim rješavanjem sistema diferencijalnih jednadžbi koje opisuju distribuciju mase, gustine, temperature i osvjetljenja nad zvijezdom, kojima se dodaju zakoni oslobađanja energije i neprozirnosti zvjezdane materije i jednačine koje opisuju promjene hemijskih svojstava. sastav zvijezda tokom vremena.

Tok evolucije zvijezde ovisi uglavnom o njenoj masi i početnoj hemiji. kompozicija. Rotacija zvijezde i njeno magnetsko polje mogu igrati određenu, ali ne fundamentalnu ulogu. polju, međutim, uloga ovih faktora u E.Z. još nije dovoljno istražen. Chem. Sastav zvijezde ovisi o vremenu u kojem je nastala i o njenom položaju u Galaksiji u vrijeme formiranja. Zvijezde prve generacije nastale su od materije, čiji je sastav određen kosmologijom. uslovima. Očigledno je sadržavao otprilike 70% masenog udjela vodonika, 30% helijuma i beznačajnu primjesu deuterijuma i litijuma. Tokom evolucije zvijezda prve generacije nastali su teški elementi (poslije helijuma) koji su izbačeni u međuzvjezdani prostor kao rezultat oticanja tvari iz zvijezda ili prilikom zvjezdanih eksplozija. Zvijezde narednih generacija formirane su od materije koja sadrži do 3-4% (po masi) teških elemenata.

Najdirektniji pokazatelj da je formiranje zvijezda u Galaksiji još uvijek u toku je fenomen. postojanje masivnog spektra sjajnih zvijezda. klase O i B, čiji vijek trajanja ne može biti duži od ~ 10 7 godina. Stopa formiranja zvijezda u modernim vremenima. ere se procjenjuje na 5 godišnje.

2. Formiranje zvijezde, faza gravitacijske kompresije

Prema najčešćem gledištu, zvijezde nastaju kao rezultat gravitacijskih sila. kondenzacije materije u međuzvjezdanom mediju. Neophodna podjela međuzvjezdanog medija na dvije faze - guste hladne oblake i razrijeđenu sredinu sa višom temperaturom - može se dogoditi pod utjecajem Rayleigh-Taylor termičke nestabilnosti u međuzvjezdanom magnetskom polju. polje. Gasno-prašinski kompleksi sa masom , karakteristična veličina (10-100) kom i koncentracija čestica n~10 2 cm -3 . se zapravo posmatraju zbog njihove emisije radio talasa. Kompresija (kolaps) takvih oblaka zahteva određene uslove: gravitaciju. čestice oblaka moraju premašiti zbir energije toplotnog kretanja čestica, rotacijske energije oblaka u cjelini i magnetskog polja. energija oblaka (Jeans kriterijum). Ako se uzme u obzir samo energija toplotnog kretanja, tada se, sa tačnošću od faktora reda jedinice, Jeansov kriterijum zapisuje u obliku: align="absmiddle" width="205" height="20">, gdje je masa oblaka, T- temperatura gasa u K, n- broj čestica po 1 cm3. Sa tipičnim modernim temperatura međuzvjezdanih oblaka K može srušiti samo oblake čija masa nije manja od . Džinsov kriterijum ukazuje da za formiranje zvezda stvarno posmatranog spektra mase koncentracija čestica u oblacima u kolapsu mora da dostigne (10 3 -10 6) cm -3, tj. 10-1000 puta više nego što je uočeno u tipičnim oblacima. Međutim, takve koncentracije čestica mogu se postići u dubinama oblaka koji su već počeli da se urušavaju. Iz ovoga proizilazi da se to dešava kroz sekvencijalni proces, koji se odvija u nekoliko koraka. faze, fragmentacija masivnih oblaka. Ova slika prirodno objašnjava rađanje zvijezda u grupama - jatima. U isto vrijeme, pitanja vezana za toplinsku ravnotežu u oblaku, polje brzina u njemu i mehanizam koji određuje maseni spektar fragmenata i dalje ostaju nejasna.

Zovu se kolapsirani objekti zvjezdane mase protostars. Kolaps sferno simetrične nerotirajuće protozvijezde bez magnetnog polja. polja uključuje nekoliko. faze. U početnom trenutku vremena oblak je homogen i izotermičan. On je transparentan za svoje. radijacije, tako da kolaps dolazi sa volumetrijskim gubicima energije, Ch. arr. zbog toplotnog zračenja prašine, rez prenosi svoju kinetiku. energija čestice gasa. U homogenom oblaku nema gradijenta pritiska i kompresija počinje slobodnim padom sa karakterističnim vremenom, pri čemu G- , - gustina oblaka. Sa početkom kompresije pojavljuje se talas razrjeđivanja koji se kreće prema centru brzinom zvuka, a od do kolapsa dolazi brže tamo gdje je gustoća veća, protozvijezda se dijeli na kompaktno jezgro i proširenu školjku u koju se materija raspoređuje po zakonu. Kada koncentracija čestica u jezgru dostigne ~ 10 11 cm -3 ono postaje neprozirno za IR zračenje zrna prašine. Energija oslobođena u jezgru polako curi na površinu zbog radijacijske toplinske provodljivosti. Temperatura počinje rasti gotovo adijabatski, što dovodi do povećanja tlaka, a jezgro postaje hidrostatsko. balans. Školjka nastavlja da pada na jezgro i pojavljuje se na njegovoj periferiji. Parametri jezgra u ovom trenutku slabo zavise od ukupne mase protozvezde: K. Kako se masa jezgra povećava usled akrecije, njegova temperatura se menja skoro adijabatski sve dok ne dostigne 2000 K, kada počinje disocijacija molekula H 2 . Kao rezultat potrošnje energije za disocijaciju, a ne povećanje kinetike. energije čestica, vrijednost adijabatskog indeksa postaje manja od 4/3, promjene pritiska nisu u stanju da kompenzuju gravitacijske sile i jezgro se ponovo kolabira (vidi). Formira se novo jezgro s parametrima, okruženo udarnim frontom, na koje se naliježu ostaci prvog jezgra. Slično preuređenje jezgra događa se s vodonikom.

Dalji rast jezgra na račun materije ljuske nastavlja se sve dok sva materija ne padne na zvijezdu ili se rasprši pod utjecajem ili, ako je jezgro dovoljno masivno (vidi). Protozvijezde s karakterističnim vremenom materije ljuske t a >t kn, stoga je njihov luminozitet određen oslobađanjem energije kolapsirajućih jezgara.

Evolucija. tragovi protozvezdanih jezgara sa konstantnom masom u hidrostatskoj fazi. kompresije su prikazane na sl. 1. Za zvijezde male mase, u trenutku kada je uspostavljena hidrostatika. ravnoteže, uslovi u jezgrima su takvi da im se prenosi energija. Proračuni pokazuju da je površinska temperatura potpuno konvektivne zvijezde gotovo konstantna. Radijus zvijezde se kontinuirano smanjuje, jer ona nastavlja da se smanjuje. Sa konstantnom površinskom temperaturom i opadajućim radijusom, sjaj zvijezde bi također trebao pasti na G.-R.D. Ova faza evolucije odgovara vertikalnim dijelovima staza.

Kako se kompresija nastavlja, temperatura u unutrašnjosti zvijezde raste, materija postaje transparentnija, a zvijezde sa align="absmiddle" width="90" height="17"> imaju blistavo jezgro, ali školjke ostaju konvektivne. Manje masivne zvijezde ostaju potpuno konvektivne. Njihov luminozitet kontroliše tanak sloj zračenja u fotosferi. Što je zvezda masivnija i što je veća njena efektivna temperatura, to je veće njeno radijaciono jezgro (kod zvezda sa align="absmiddle" width="74" height="17"> radijativno jezgro se pojavljuje odmah). Na kraju, gotovo cijela zvijezda (s izuzetkom površinske konvektivne zone za zvijezde s masom) prelazi u stanje radijacijske ravnoteže, u kojem se sva energija oslobođena u jezgru prenosi zračenjem.

3. Evolucija zasnovana na nuklearnim reakcijama

Kada se sadržaj vodika u jezgru smanji na 1%, širenje ljuski zvijezda s align="absmiddle" width="66" height="17"> zamjenjuje se općom kontrakcijom zvijezde neophodnom za održavanje oslobađanja energije . Kompresija ljuske uzrokuje zagrijavanje vodika u sloju uz helijsku jezgru do temperature njegovog termonuklearnog sagorijevanja i nastaje slojni izvor oslobađanja energije. Kod zvijezda s masom , kod kojih ona manje ovisi o temperaturi i područje oslobađanja energije nije tako jako koncentrisano prema centru, nema stupnja opšte kompresije.

E.z. nakon što vodonik izgori ovisi o njihovoj masi. Najvažniji faktor koji utiče na tok evolucije zvezda sa masom. degeneracija elektronskog gasa pri visokim gustinama. Zbog velike gustine, broj kvantnih stanja sa niskom energijom je ograničen zbog Paulijevog principa i elektroni ispunjavaju kvantne nivoe visokom energijom, značajno premašujući energiju njihovog toplotnog kretanja. Najvažnija karakteristika degenerisanog gasa je njegov pritisak str zavisi samo od gustine: za nerelativističku degeneraciju i za relativističku degeneraciju. Pritisak gasa elektrona je mnogo veći od pritiska jona. Ovo slijedi ono što je fundamentalno za E.Z. zaključak: budući da gravitaciona sila koja djeluje na jediničnu zapreminu relativistički degeneriranog plina ovisi o gustoći na isti način kao i gradijent tlaka, mora postojati granična masa (vidi), takva da na align="absmiddle" width="66 " visina ="15"> elektronski pritisak ne može da se suprotstavi gravitaciji i kompresija počinje. Ograničenje težine align="absmiddle" width="139" height="17">. Granica oblasti u kojoj je elektronski gas degenerisan prikazana je na Sl. 3. Kod zvijezda male mase, degeneracija igra primjetnu ulogu već u procesu formiranja jezgri helijuma.

Drugi faktor koji određuje E.z. u kasnijim fazama, to su gubici energije neutrina. U dubinama zvezda T~10 8 K glavni. ulogu u rađanju imaju: fotoneutrinski proces, raspad kvanta oscilacije plazme (plazmona) u parove neutrino-antineutrino (), anihilacija elektron-pozitronskih parova () i (vidi). Najvažnija karakteristika neutrina je da im je materija zvijezde gotovo providna i da neutrini slobodno prenose energiju od zvijezde.

Helijumsko jezgro, u kojem još nisu nastali uslovi za sagorevanje helijuma, je komprimirano. Temperatura u slojevitom izvoru pored jezgre se povećava, a brzina sagorevanja vodonika se povećava. Potreba za prijenosom povećanog protoka energije dovodi do širenja ljuske, za što se dio energije gubi. Pošto se sjaj zvezde ne menja, temperatura njene površine opada, a na G.-R.D. zvijezda se kreće u područje koje zauzimaju crveni giganti. Vrijeme restrukturiranja zvijezde je dva reda veličine manje od vremena potrebnog da vodonik izgori u jezgru, tako da postoji nekoliko zvijezda između MS trake i područja crvenih supergiganata . Sa smanjenjem temperature ljuske, povećava se njegova prozirnost, zbog čega se pojavljuje vanjski izgled. konvektivna zona i sjaj zvijezde se povećava.

Uklanjanje energije iz jezgra kroz toplotnu provodljivost degenerisanih elektrona i gubitaka neutrina u zvezdama odlaže trenutak sagorevanja helijuma. Temperatura počinje primjetno rasti tek kada jezgro postane gotovo izotermno. Sagorijevanje 4 On određuje E.Z. od trenutka kada oslobađanje energije premašuje gubitak energije kroz toplotnu provodljivost i neutrinsko zračenje. Isti uvjet vrijedi i za sagorijevanje svih narednih vrsta nuklearnog goriva.

Izvanredna karakteristika zvjezdanih jezgara napravljenih od degeneriranog plina, hlađenog neutrinima, je "konvergencija" - konvergencija tragova, koji karakteriziraju odnos između gustine i temperature Tc u centru zvezde (sl. 3). Brzina oslobađanja energije tokom kompresije jezgra određena je brzinom dodavanja materije u njega kroz slojni izvor i zavisi samo od mase jezgra za datu vrstu goriva. U jezgru se mora održavati ravnoteža priliva i odliva energije, pa se u jezgri zvijezda uspostavlja ista raspodjela temperature i gustine. U trenutku kada se 4 He zapali, masa jezgra zavisi od sadržaja teških elemenata. U jezgrima degenerisanog gasa sagorevanje 4 He ima karakter toplotne eksplozije, jer energija oslobođena tokom sagorevanja ide na povećanje energije toplotnog kretanja elektrona, ali pritisak ostaje gotovo nepromenjen sa povećanjem temperature sve dok toplotna energija elektrona nije jednaka energiji degenerisanog gasa elektrona. Tada se degeneracija uklanja i jezgro se brzo širi - javlja se bljesak helijuma. Helijumske baklje su vjerovatno praćene gubitkom zvjezdane materije. U Srbiji, gde su masivne zvezde odavno završile evoluciju, a crveni divovi imaju mase, zvezde u fazi sagorevanja helijuma nalaze se na horizontalnoj grani G.-R.D.

U helijumskim jezgrama zvijezda sa align="absmiddle" width="90" height="17"> plin nije degeneriran, 4 On se tiho pali, ali se jezgra također šire zbog povećanja Tc. U najmasivnijim zvijezdama, do sagorijevanja 4 He dolazi čak i kada su aktivne. plavi supergiganti. Proširenje jezgre dovodi do smanjenja T u području izvora vodonikovog sloja, a luminoznost zvijezde nakon praska helijuma opada. Da bi se održala termička ravnoteža, školjka se skuplja i zvijezda napušta područje crvenih supergiganata. Kada se 4 He u jezgru iscrpi, ponovno počinje kompresija jezgra i širenje ljuske, zvijezda ponovo postaje crveni supergigant. Formira se slojeviti izvor sagorevanja 4 He, koji dominira oslobađanjem energije. Ponovo se pojavljuje External. konvektivna zona. Kako helijum i vodonik izgaraju, debljina izvora sloja se smanjuje. Ispostavlja se da je tanak sloj sagorevanja helijuma termički nestabilan, jer uz vrlo jaku osjetljivost oslobađanja energije na temperaturu (), toplinska provodljivost tvari je nedovoljna za gašenje toplinskih poremećaja u sloju sagorijevanja. Prilikom termičkih izbijanja dolazi do konvekcije u sloju. Ako prodre u slojeve bogate vodonikom, tada kao rezultat sporog procesa ( s-proces, vidi) sintetišu se elementi sa atomskim masama od 22 Ne do 209 B.

Pritisak zračenja na prašinu i molekule formirane u hladnim, produženim školjkama crvenih supergiganata dovodi do kontinuiranog gubitka materije brzinom do godinu dana. Kontinuirani gubitak mase može biti dopunjen gubicima uzrokovanim nestabilnošću sagorijevanja sloja ili pulsacijama, što može dovesti do oslobađanja jednog ili više. školjke. Kada količina tvari iznad jezgre ugljik-kisik postane manja od određene granice, ljuska je prisiljena da se kompresuje kako bi održala temperaturu u slojevima sagorevanja sve dok kompresija ne bude sposobna da održi sagorevanje; zvijezda na G.-R.D. pomiče se gotovo horizontalno ulijevo. U ovoj fazi, nestabilnost slojeva sagorevanja takođe može dovesti do širenja ljuske i gubitka materije. Dok je zvijezda dovoljno vruća, promatra se kao jezgro sa jednim ili više. školjke. Kada se slojevi izvori pomaknu prema površini zvijezde toliko da temperatura u njima postane niža od one potrebne za nuklearno sagorijevanje, zvijezda se hladi, pretvarajući se u bijelog patuljka s , zračeći zbog potrošnje toplinske energije jonske komponente njegova stvar. Karakteristično vrijeme hlađenja bijelih patuljaka je ~ 10 9 godina. Donja granica mase pojedinačnih zvijezda koje se pretvaraju u bijele patuljke je nejasna, procjenjuje se na 3-6. U c zvijezdama, elektronski plin se degenerira u fazi rasta ugljik-kiseonika (C,O-) zvjezdanih jezgara. Kao iu helijumskim jezgrama zvijezda, zbog gubitaka energije neutrina dolazi do “konvergencije” uslova u centru iu trenutku sagorijevanja ugljika u C,O jezgru. Sagorevanje 12 C u takvim uslovima najverovatnije ima prirodu eksplozije i dovodi do potpunog uništenja zvezde. Do potpunog uništenja možda neće doći ako . Takva gustina je dostižna kada je stopa rasta jezgra određena akrecijom satelitske materije u bliskom binarnom sistemu.

Univerzum je makrokosmos koji se stalno mijenja, gdje je svaki objekt, supstancija ili materija u stanju transformacije i promjene. Ovi procesi traju milijardama godina. U poređenju sa trajanjem ljudskog života, ovaj neshvatljiv vremenski period je ogroman. Na kosmičkim razmjerima, ove promjene su prilično prolazne. Zvijezde koje sada vidimo na noćnom nebu bile su iste prije nekoliko hiljada godina, kada su ih mogli vidjeti egipatski faraoni, ali u stvari, sve ovo vrijeme promjena fizičkih karakteristika nebeskih tijela nije prestala ni na sekundu. Zvijezde se rađaju, žive i svakako stare - evolucija zvijezda se odvija kao i obično.

Položaj zvijezda sazviježđa Veliki medvjed u različitim istorijskim periodima u intervalu prije 100.000 godina - naše vrijeme i nakon 100 hiljada godina

Tumačenje evolucije zvijezda sa stanovišta prosječne osobe

Za prosječnog čovjeka prostor izgleda kao svijet mira i tišine. U stvari, Univerzum je džinovska fizička laboratorija u kojoj se dešavaju ogromne transformacije tokom kojih se mijenjaju hemijski sastav, fizičke karakteristike i struktura zvijezda. Život zvijezde traje sve dok sija i odaje toplinu. Međutim, tako briljantno stanje ne traje vječno. Nakon svijetlog rođenja slijedi period zrelosti zvijezde, koji se neminovno završava starenjem nebeskog tijela i njegovom smrću.

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

Sve naše informacije o zvijezdama danas se uklapaju u okvire nauke. Termodinamika nam daje objašnjenje procesa hidrostatičke i termalne ravnoteže u kojoj se nalazi zvjezdana materija. Nuklearna i kvantna fizika nam omogućavaju da razumijemo složeni proces nuklearne fuzije koji omogućava postojanje zvijezde, emitirajući toplinu i dajući svjetlost okolnom prostoru. Pri rođenju zvijezde formira se hidrostatička i toplinska ravnoteža koju održavaju njeni vlastiti izvori energije. Na kraju briljantne zvjezdane karijere, ova ravnoteža je narušena. Počinje niz nepovratnih procesa čiji je rezultat uništenje zvijezde ili kolaps - grandiozan proces trenutne i briljantne smrti nebeskog tijela.

Eksplozija supernove je sjajan završetak života zvijezde rođene u prvim godinama Univerzuma.

Promjene u fizičkim karakteristikama zvijezda su posljedica njihove mase. Na brzinu evolucije objekata utiče njihov hemijski sastav i, donekle, postojeći astrofizički parametri – brzina rotacije i stanje magnetnog polja. Ne može se tačno govoriti o tome kako se sve zapravo dešava zbog enormnog trajanja opisanih procesa. Brzina evolucije i faze transformacije zavise od vremena rođenja zvijezde i njene lokacije u svemiru u vrijeme rođenja.

Evolucija zvijezda sa naučne tačke gledišta

Svaka zvijezda se rađa iz gomile hladnog međuzvjezdanog plina, koji se pod utjecajem vanjskih i unutrašnjih gravitacijskih sila komprimira u stanje plinske lopte. Proces kompresije plinovite tvari ne prestaje ni na trenutak, praćen kolosalnim oslobađanjem toplinske energije. Temperatura nove formacije raste sve dok termonuklearna fuzija ne počne. Od ovog trenutka prestaje kompresija zvjezdane materije i postiže se ravnoteža između hidrostatičkog i termičkog stanja objekta. Univerzum je nadopunjen novom punopravnom zvijezdom.

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

U evoluciji zvijezda, njihovi izvori toplinske energije su od fundamentalne važnosti. Zračna i toplotna energija koja izlazi u svemir sa površine zvijezde obnavlja se hlađenjem unutrašnjih slojeva nebeskog tijela. Stalno nastaju termonuklearne reakcije i gravitaciona kompresija u utrobi zvijezde nadoknađuju gubitak. Sve dok ima dovoljno nuklearnog goriva u utrobi zvijezde, zvijezda sija jakom svjetlošću i emituje toplinu. Čim se proces termonuklearne fuzije uspori ili potpuno zaustavi, aktivira se mehanizam unutrašnje kompresije zvijezde kako bi se održala toplinska i termodinamička ravnoteža. U ovoj fazi, objekat već emituje toplotnu energiju, koja je vidljiva samo u infracrvenom opsegu.

Na osnovu opisanih procesa, možemo zaključiti da evolucija zvijezda predstavlja dosljednu promjenu izvora energije zvijezda. U modernoj astrofizici, procesi transformacije zvijezda mogu se rasporediti u skladu s tri skale:

• nuklearna vremenska linija;
• termalni period života zvijezde;
• dinamički segment (konačni) životnog vijeka svjetiljke.

U svakom pojedinačnom slučaju razmatraju se procesi koji određuju starost zvijezde, njene fizičke karakteristike i vrstu smrti objekta. Nuklearna vremenska linija je zanimljiva sve dok se objekt napaja vlastitim izvorima topline i emituje energiju koja je proizvod nuklearnih reakcija. Trajanje ove faze se procjenjuje određivanjem količine vodonika koja će se pretvoriti u helijum tokom termonuklearne fuzije. Što je veća masa zvijezde, to je veći intenzitet nuklearnih reakcija i, shodno tome, veća je svjetlost objekta.

Veličine i mase raznih zvijezda, u rasponu od supergiganta do crvenog patuljka

Termička vremenska skala definira fazu evolucije tokom koje zvijezda troši svu svoju toplinsku energiju. Ovaj proces počinje od trenutka kada se potroše posljednje rezerve vodika i prestanu nuklearne reakcije. Da bi se održala ravnoteža objekta, pokreće se proces kompresije. Zvezdana materija pada prema centru. U tom slučaju kinetička energija se pretvara u toplinsku energiju, koja se troši na održavanje potrebne temperaturne ravnoteže 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 prostoru se ne mijenja.

Zvezda na putu ka glavnoj sekvenci

Formiranje zvijezda se odvija prema dinamičkoj vremenskoj skali. Zvjezdani plin slobodno pada prema unutra prema centru, povećavajući gustinu i pritisak u utrobi budućeg objekta. Što je veća gustina u centru gasne kugle, to je viša temperatura unutar objekta. Od ovog trenutka toplina postaje glavna energija nebeskog tijela. Što je veća gustina i što je viša temperatura, to je veći pritisak u dubinama buduće zvezde. Prestaje slobodan pad molekula i atoma, a zaustavlja se proces kompresije zvjezdanog plina. Ovo stanje objekta obično se naziva protozvijezda. Objekt je 90% molekularnog vodonika. Kada temperatura dostigne 1800K, vodonik prelazi u atomsko stanje. Tokom procesa raspadanja, energija se troši, a porast temperature se usporava.

Univerzum je 75% sastavljen od molekularnog vodonika, koji se tokom formiranja protozvijezda pretvara u atomski vodonik - nuklearno gorivo zvijezde

U ovom stanju, pritisak unutar plinske kugle se smanjuje, čime se daje sloboda sili kompresije. Ova sekvenca se ponavlja svaki put kada se prvo jonizuje sav vodonik, a zatim se ionizira helijum. Na temperaturi od 10⁵ K gas se potpuno ionizira, kompresija zvijezde prestaje i nastaje hidrostatička ravnoteža objekta. Dalja evolucija zvijezde odvijat će se u skladu s termalnom vremenskom skalom, mnogo sporije i dosljednije.

Radijus protozvijezde se smanjivao sa 100 AJ od početka formiranja. do ¼ a.u. Objekat se nalazi u sredini oblaka gasa. Kao rezultat nakupljanja čestica iz vanjskih područja oblaka zvjezdanog plina, masa zvijezde će se stalno povećavati. Posljedično, temperatura unutar objekta će se povećati, prateći proces konvekcije - prijenos energije sa unutrašnjih slojeva zvijezde na njen vanjski rub. Nakon toga, s povećanjem temperature u unutrašnjosti nebeskog tijela, konvekcija se zamjenjuje prijenosom zračenja, krećući se prema površini zvijezde. U ovom trenutku, sjaj objekta naglo raste, a temperatura površinskih slojeva zvjezdane lopte također raste.

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

Na primjer, za zvijezde čija je masa identična masi našeg Sunca, kompresija protozvjezdanog oblaka se događa za samo nekoliko stotina godina. Što se tiče završne faze formiranja objekta, kondenzacija zvjezdane materije se proteže milionima godina. Sunce se kreće prema glavnoj sekvenci prilično brzo, a ovo putovanje će trajati stotine miliona ili milijardi godina. Drugim riječima, što je veća masa zvijezde, to je duži period vremena utrošenog na formiranje punopravne zvijezde. Zvijezda s masom od 15M kretat će se duž puta do glavne sekvence mnogo duže - oko 60 hiljada godina.

Faza glavne sekvence

Uprkos činjenici da neke reakcije termonuklearne fuzije počinju na nižim temperaturama, glavna faza sagorevanja vodonika počinje na temperaturi od 4 miliona stepeni. Od ovog trenutka počinje faza glavne sekvence. U igru ​​ulazi novi oblik reprodukcije zvjezdane energije - nuklearna. Kinetička energija oslobođena tokom kompresije objekta blijedi u pozadini. Postignuta ravnoteža osigurava dug i miran život zvijezdi koja se našla u početnoj fazi glavnog niza.

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

Od ovog trenutka, posmatranje života zvezde jasno je vezano za fazu glavne sekvence, koja je važan deo evolucije nebeskih tela. U ovoj fazi jedini izvor energije zvijezda je rezultat sagorijevanja vodonika. Objekt je u stanju ravnoteže. Kako se nuklearno gorivo troši, mijenja se samo hemijski sastav objekta. Boravak Sunca u fazi glavne sekvence trajaće otprilike 10 milijardi godina. Ovo je koliko će vremena trebati našoj matičnoj zvijezdi da iskoristi sve svoje zalihe vodonika. Što se tiče masivnih zvijezda, njihova evolucija se odvija brže. Emitujući više energije, masivna zvijezda ostaje u fazi glavnog niza samo 10-20 miliona godina.

Manje masivne zvijezde gore na noćnom nebu mnogo duže. Tako će zvijezda s masom od 0,25 M ostati u fazi glavnog niza desetinama milijardi godina.

Hertzsprung-Russell dijagram koji procjenjuje odnos između spektra zvijezda i njihove svjetlosti. Tačke na dijagramu su lokacije poznatih zvijezda. Strelice označavaju pomicanje zvijezda iz glavne sekvence u fazu diva i bijelog patuljka.

Da biste zamislili evoluciju zvijezda, samo pogledajte dijagram koji karakterizira putanju nebeskog tijela u glavnom nizu. Gornji dio grafikona izgleda manje zasićen objektima, jer su tu koncentrisane masivne zvijezde. Ova lokacija 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 ne formiraju.

Nebeska tela čija je masa manja od 0,08 M ​​nemaju priliku da savladaju kritičnu masu potrebnu za početak termonuklearne fuzije i ostaju hladna tokom celog života. Najmanje protozvijezde kolabiraju i formiraju patuljke poput planeta.

Smeđi patuljak sličan planeti u poređenju sa normalnom zvijezdom (naše Sunce) i planetom Jupiterom

Na dnu niza su koncentrisani objekti kojima dominiraju zvijezde čija je masa jednaka masi našeg Sunca i nešto veća. Zamišljena granica između gornjeg i donjeg dijela glavne sekvence su objekti čija je masa – 1,5M.

Naknadne faze evolucije zvijezda

Svaka od opcija za razvoj stanja zvijezde određena je njenom masom i dužinom vremena tokom kojeg dolazi do transformacije zvjezdane materije. Međutim, Univerzum je višestruki i složeni mehanizam, tako da evolucija zvijezda može krenuti drugim putevima.

Kada putuje duž glavnog niza, zvijezda čija je masa približno jednaka masi Sunca ima tri glavne opcije rute:

1. živite svoj život mirno i mirno se odmarajte u ogromnim prostranstvima Univerzuma;
2. ući u fazu crvenog diva i polako stare;
3. postati bijeli patuljak, eksplodirati kao supernova i postati neutronska zvijezda.

Moguće opcije za evoluciju protozvijezda ovisno o vremenu, kemijskom sastavu objekata i njihovoj masi

Nakon glavne sekvence dolazi gigantska faza. Do tog vremena, rezerve vodika u utrobi zvijezde su potpuno iscrpljene, središnji dio objekta je helijumsko jezgro, a termonuklearne reakcije se pomjeraju na površinu objekta. Pod utjecajem termonuklearne fuzije, školjka se širi, ali se povećava masa helijskog jezgra. Obična zvijezda se pretvara u crvenog diva.

Gigantska faza i njene karakteristike

U zvijezdama male mase, gustoća jezgra postaje kolosalna, pretvarajući zvjezdanu materiju u degenerirani relativistički plin. Ako je masa zvijezde nešto veća od 0,26 M, povećanje tlaka i temperature dovodi do početka sinteze helijuma, pokrivajući cijelo središnje područje objekta. Od ovog trenutka, temperatura zvijezde brzo raste. Glavna karakteristika procesa je da degenerisani gas nema sposobnost ekspanzije. Pod uticajem visoke temperature povećava se samo brzina fisije helijuma, što je praćeno eksplozivnom reakcijom. U takvim trenucima možemo uočiti bljesak helijuma. Sjaj objekta se povećava stotinama puta, ali agonija zvezde se nastavlja. Zvijezda prelazi u novo stanje, gdje se svi termodinamički procesi odvijaju u helijumskom jezgru i u ispražnjenoj vanjskoj ljusci.

Struktura zvijezde glavnog niza solarnog tipa i crvenog diva sa izotermnim jezgrom helija i slojevitom zonom nukleosinteze

Ovo stanje je privremeno i nije stabilno. Zvjezdana materija se stalno miješa, a značajan dio se izbacuje u okolni prostor, formirajući planetarnu maglinu. Vruće jezgro ostaje u centru, nazvano bijeli patuljak.

Za zvijezde sa velikim masama, gore navedeni procesi nisu tako katastrofalni. Sagorijevanje helija zamjenjuje se reakcijom nuklearne fisije ugljika i silicija. Na kraju će se zvezdano jezgro pretvoriti u zvezdano gvožđe. Gigantska faza je određena masom zvijezde. Što je masa objekta veća, to je niža temperatura u njegovom središtu. Ovo očito nije dovoljno da se pokrene reakcija nuklearne fisije ugljika i drugih elemenata.

Sudbina bijelog patuljka - neutronska zvijezda ili crna rupa

Jednom u stanju bijelog patuljka, objekt je u izuzetno nestabilnom stanju. Zaustavljene nuklearne reakcije dovode do pada pritiska, jezgro prelazi u stanje kolapsa. Energija oslobođena u ovom slučaju troši se na raspad željeza na atome helijuma, koji se dalje raspada na protone i neutrone. Proces trčanja se razvija brzim tempom. Kolaps zvijezde karakterizira dinamički segment ljestvice i traje djelić sekunde u vremenu. Sagorijevanje ostataka nuklearnog goriva događa se eksplozivno, oslobađajući kolosalnu količinu energije u djeliću sekunde. Ovo je sasvim dovoljno da raznesete gornje slojeve objekta. Posljednja faza bijelog patuljka je eksplozija supernove.

Jezgro zvijezde počinje da se urušava (lijevo). Kolaps formira neutronsku zvijezdu i stvara protok energije u vanjske slojeve zvijezde (centar). Energija koja se oslobađa kada se spoljni slojevi zvezde odbace tokom eksplozije supernove (desno).

Preostalo supergusto jezgro će biti skup protona i elektrona, koji se međusobno sudaraju i formiraju neutrone. Univerzum je dopunjen novim objektom - neutronskom zvijezdom. Zbog velike gustine, jezgro postaje degenerisano, a proces kolapsa jezgra se zaustavlja. Ako bi masa zvijezde bila dovoljno velika, kolaps bi se mogao nastaviti sve dok preostala zvjezdana materija konačno ne padne u centar objekta, formirajući crnu rupu.

Objašnjavanje završnog dijela evolucije zvijezda

Za normalne ravnotežne zvijezde, opisani evolucijski procesi su malo vjerojatni. Međutim, postojanje bijelih patuljaka i neutronskih zvijezda dokazuje stvarno postojanje procesa kompresije zvjezdane materije. Mali broj takvih objekata u Univerzumu ukazuje na prolaznost njihovog postojanja. Posljednja faza zvjezdane evolucije može se predstaviti kao sekvencijalni lanac od dva tipa:

• normalna zvijezda - crveni džin - osipanje vanjskih slojeva - bijeli patuljak;
• masivna zvijezda – crveni superdžin – eksplozija supernove – neutronska zvijezda ili crna rupa – ništavilo.

Dijagram evolucije zvijezda. Opcije za nastavak života zvijezda izvan glavne sekvence.

Prilično je teško objasniti tekuće procese sa naučne tačke gledišta. Nuklearni naučnici se slažu da u slučaju završne faze evolucije zvezda imamo posla sa zamorom materije. Kao rezultat dugotrajnog mehaničkog i termodinamičkog utjecaja, materija mijenja fizička svojstva. Zamor zvjezdane materije, osiromašen dugotrajnim nuklearnim reakcijama, može objasniti pojavu degeneriranog elektronskog plina, njegovu naknadnu neutronizaciju i anihilaciju. Ako se svi gore navedeni procesi odvijaju od početka do kraja, zvjezdana materija prestaje biti fizička supstanca - zvijezda nestaje u svemiru, ne ostavljajući ništa iza sebe.

Međuzvezdani mehurići i oblaci gasa i prašine, koji su rodno mesto zvezda, ne mogu se nadoknaditi samo nestalim i eksplodiranim zvezdama. Univerzum i galaksije su u stanju ravnoteže. Dolazi do stalnog gubitka mase, gustina međuzvjezdanog prostora opada u jednom dijelu svemira. Shodno tome, u drugom delu Univerzuma stvaraju se uslovi za formiranje novih zvezda. Drugim riječima, shema funkcionira: ako je određena količina materije izgubljena na jednom mjestu, na drugom mjestu u Univerzumu ista količina materije se pojavila u drugom obliku.

Konačno

Proučavajući evoluciju zvijezda, dolazimo do zaključka da je Univerzum gigantska rijetka otopina u kojoj se dio materije pretvara u molekule vodonika, koji su građevinski materijal za zvijezde. Drugi dio se rastvara u prostoru, nestaje iz sfere materijalnih senzacija. Crna rupa je u tom smislu mjesto prijelaza cjelokupnog materijala u antimateriju. Prilično je teško u potpunosti shvatiti značenje onoga što se događa, pogotovo ako se, proučavajući evoluciju zvijezda, oslanjate samo na zakone nuklearne, kvantne fizike i termodinamike. Teoriju relativne vjerovatnoće treba uključiti u proučavanje ovog pitanja, koja dozvoljava zakrivljenost prostora, omogućavajući transformaciju jedne energije u drugu, jednog stanja u drugo.

Unutrašnji život zvijezde reguliran je utjecajem dviju sila: sile gravitacije, koja se suprotstavlja zvijezdi i zadržava je, i sile koja se oslobađa tijekom nuklearnih reakcija koje se odvijaju u jezgru. Naprotiv, ima tendenciju da "gurne" zvezdu u daleki svemir. Tokom faza formiranja, gusta i sabijena zvijezda je pod jakim utjecajem gravitacije. Kao rezultat toga, dolazi do jakog zagrijavanja, temperatura dostiže 10-20 miliona stepeni. To je dovoljno za pokretanje nuklearnih reakcija, uslijed kojih se vodik pretvara u helij.

Zatim, tokom dugog perioda, dve sile uravnotežuju jedna drugu, zvezda je u stabilnom stanju. Kada nuklearno gorivo u jezgru postepeno ponestane, zvijezda ulazi u fazu nestabilnosti, dvije sile koje se suprotstavljaju jedna drugoj. Dolazi kritičan trenutak za zvijezdu; različiti faktori dolaze u igru ​​- temperatura, gustina, hemijski sastav. Masa zvijezde je na prvom mjestu; od toga zavisi budućnost ovog nebeskog tijela - ili će zvijezda eksplodirati kao supernova, ili će se pretvoriti u bijelog patuljka, neutronsku zvijezdu ili crnu rupu.

Kako nestaje vodonika

Samo najveća među nebeskim tijelima (oko 80 puta veća od mase Jupitera) postaju zvijezde, a manja (oko 17 puta manja od Jupitera) postaju planete. Postoje i tijela srednje mase, prevelika su da bi pripadala klasi planeta, a premala i hladna da bi se u njihovim dubinama dogodile nuklearne reakcije karakteristične za zvijezde.

Ova tamno obojena nebeska tijela imaju nisku svjetlost i prilično ih je teško razlikovati na nebu. Zovu ih "smeđi patuljci".

Dakle, zvijezda se formira od oblaka međuzvjezdanog plina. Kao što je već napomenuto, zvijezda ostaje u uravnoteženom stanju prilično dugo. Zatim dolazi period nestabilnosti. Dalja sudbina zvijezde ovisi o različitim faktorima. Zamislite hipotetičku malu zvijezdu čija je masa između 0,1 i 4 solarne mase. Karakteristična karakteristika zvijezda male mase je odsustvo konvekcije u unutrašnjim slojevima, tj. Supstance koje čine zvezdu se ne mešaju, kao što se dešava u zvezdama velike mase.

To znači da kada vodonik u jezgri nestane, nema novih rezervi ovog elementa u vanjskim slojevima. Vodonik gori i pretvara se u helijum. Malo po malo jezgro se zagreva, površinski slojevi destabilizuju sopstvenu strukturu, a zvezda, kao što se može videti iz H-R dijagrama, polako napušta fazu glavne sekvence. U novoj fazi povećava se gustoća materije unutar zvijezde, sastav jezgra se "degenerira", a kao rezultat toga pojavljuje se posebna konzistencija. Razlikuje se od normalne materije.

Modifikacija materije

Kada se materija menja, pritisak zavisi samo od gustine gasova, a ne od temperature.

U Hertzsprung-Russell dijagramu, zvijezda se pomiče udesno, a zatim prema gore, približavajući se području crvenog giganta. Njegove dimenzije se značajno povećavaju, a zbog toga temperatura vanjskih slojeva opada. Prečnik crvenog diva može doseći stotine miliona kilometara. Kada naš uđe u ovu fazu, "progutaće" ili Veneru, a ako ne može da uhvati Zemlju, zagrejaće je do te mere da će život na našoj planeti prestati da postoji.

Tokom evolucije zvijezde, temperatura njenog jezgra raste. Prvo dolazi do nuklearnih reakcija, a zatim, kada se postigne optimalna temperatura, helijum se počinje topiti. Kada se to dogodi, nagli porast temperature jezgra uzrokuje bljesak i zvijezda se brzo pomiče na lijevu stranu H-R dijagrama. Ovo je takozvani "helijumski bljesak". U ovom trenutku, jezgro koje sadrži helijum gori zajedno s vodonikom, koji je dio ljuske koja okružuje jezgro. Na H-R dijagramu ova faza je zabilježena pomicanjem udesno duž horizontalne linije.

Posljednje faze evolucije

Kada se helijum transformiše u ugljenik, jezgro se modifikuje. Njegova temperatura raste sve dok (ako je zvijezda velika) dok ugljik ne počne gorjeti. Dolazi do novog izbijanja. U svakom slučaju, tokom poslednjih faza evolucije zvezde primećuje se značajan gubitak njene mase. To se može dogoditi postepeno ili iznenada, tokom izbijanja, kada vanjski slojevi zvijezde puknu kao veliki mehur. U potonjem slučaju formira se planetarna maglina - sferna školjka, koja se širi u svemir brzinom od nekoliko desetina ili čak stotina km/sec.

Konačna sudbina zvijezde ovisi o masi koja ostaje nakon svega što se u njoj dešava. Ako je izbacila mnogo materije tokom svih transformacija i baklji i njena masa ne prelazi 1,44 solarne mase, zvijezda se pretvara u bijelog patuljka. Ova cifra se naziva „granicom Chandra-sekhara“ u čast pakistanskog astrofizičara Subrahmanyana Chandrasekhara. Ovo je maksimalna masa zvijezde na kojoj možda neće doći do katastrofalnog kraja zbog pritiska elektrona u jezgru.

Nakon eksplozije vanjskih slojeva, jezgro zvijezde ostaje, a temperatura na njenoj površini je vrlo visoka - oko 100.000 °K. Zvijezda se pomiče na lijevu ivicu H-R dijagrama i ide dolje. Njegov sjaj se smanjuje kako se njegova veličina smanjuje.

Zvezda polako stiže do zone belog patuljka. To su zvijezde malog prečnika (poput naše), ali ih karakteriše veoma velika gustina, milion i po puta veća od gustine vode. Kubni centimetar materijala koji čini bijelog patuljka težio bi oko jednu tonu na Zemlji!

Bijeli patuljak predstavlja završnu fazu evolucije zvijezde, bez ispada. Ona se postepeno hladi.

Naučnici vjeruju da je kraj bijelog patuljka vrlo spor, barem od nastanka Univerzuma, čini se da nijedan bijeli patuljak nije patio od “termalne smrti”.

Ako je zvijezda velika i njena masa veća od Sunca, eksplodiraće poput supernove. Tokom baklje, zvijezda se može potpuno ili djelomično srušiti. U prvom slučaju, ono što će ostati je oblak gasa sa zaostalom materijom iz zvezde. U drugom ostaje nebesko tijelo najveće gustine - neutronska zvijezda ili crna rupa.

Ako se negdje u svemiru nakupi dovoljno materije, ona se sabija u gustu grudu u kojoj počinje termonuklearna reakcija. Ovako svijetle zvijezde. Prvi su planuli u mraku mladog Univerzuma prije 13,7 milijardi (13,7 * 10 9) godina, a našeg Sunca - prije samo nekih 4,5 milijardi godina. Životni vijek zvijezde i procesi koji se dešavaju na kraju ovog perioda zavise od mase zvijezde.

Dok se termonuklearna reakcija pretvaranja vodonika u helijum nastavlja u zvijezdi, ona je na glavnoj sekvenci. Vrijeme koje zvijezda provede na glavnoj sekvenci ovisi o njenoj masi: one najveće i najteže brzo stignu do stupnja crvenog diva, a zatim napuštaju glavni niz kao rezultat eksplozije supernove ili formiranja bijelog patuljka.

Sudbina divova

Najveće i najmasivnije zvijezde brzo sagorevaju i eksplodiraju kao supernove. Nakon eksplozije supernove ostaje neutronska zvijezda ili crna rupa, a oko njih je materija izbačena kolosalnom energijom eksplozije, koja potom postaje materijal za nove zvijezde. Od naših najbližih zvjezdanih susjeda, takva sudbina čeka, na primjer, Betelgeuse, ali je nemoguće izračunati kada će eksplodirati.

Maglina nastala kao rezultat izbacivanja materije tokom eksplozije supernove. U središtu magline nalazi se neutronska zvijezda.

Neutronska zvijezda je zastrašujuća fizička pojava. Jezgro zvezde koja eksplodira je komprimovano - na isti način kao i gas u motoru sa unutrašnjim sagorevanjem, samo što je veoma veliko i efikasno: lopta prečnika stotina hiljada kilometara pretvara se u loptu od 10 do 20 kilometara u prečnika. Sila kompresije je toliko jaka da elektroni padaju na atomska jezgra, formirajući neutrone - otuda i naziv.

NASA Neutronska zvijezda (umetnička vizija)

Gustina materije tokom takve kompresije raste za oko 15 redova veličine, a temperatura raste na nevjerovatnih 10 12 K u centru neutronske zvijezde i 1.000.000 K na periferiji. Dio ove energije emituje se u obliku fotonskog zračenja, dok se dio odnosi neutrinima proizvedenim u jezgru neutronske zvijezde. Ali čak i zbog vrlo efikasnog hlađenja neutrina, neutronska zvijezda se vrlo sporo hladi: potrebno je 10 16 ili čak 10 22 godine da potpuno iscrpi svoju energiju. Teško je reći šta će ostati na mestu ohlađene neutronske zvezde, a nemoguće je primetiti: svet je premlad za to. Postoji pretpostavka da će se na mjestu ohlađene zvijezde ponovo formirati crna rupa.

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

Sudbina zvijezda srednje veličine

Druge, manje masivne zvijezde ostaju na glavnom nizu duže od najvećih, ali kada ga napuste, umiru mnogo brže od svojih neutronskih rođaka. Više od 99% zvijezda u svemiru nikada neće eksplodirati i pretvoriti se u crne rupe ili neutronske zvijezde - njihova jezgra su premala za takve kosmičke drame. Umjesto toga, zvijezde srednje mase na kraju svog života postaju crveni divovi, koji, ovisno o svojoj masi, postaju bijeli patuljci, eksplodiraju i potpuno se raspršuju ili postaju neutronske zvijezde.

Bijeli patuljci sada čine od 3 do 10% zvjezdane populacije Univerzuma. Njihova temperatura je veoma visoka - više od 20.000 K, više od tri puta veća od temperature površine Sunca - ali još uvek niža od temperature neutronskih zvezda, a zbog niže temperature i veće površine, beli patuljci se hlade brže - za 10 14 - 10 15 godina. To znači da će se u narednih 10 triliona godina – kada će svemir biti hiljadu puta stariji nego sada – u svemiru pojaviti nova vrsta objekta: crni patuljak, proizvod hlađenja bijelog patuljka.

U svemiru još nema crnih patuljaka. Čak su i najstarije rashladne zvijezde do danas izgubile maksimalno 0,2% svoje energije; za bijelog patuljka s temperaturom od 20.000 K, to znači hlađenje na 19.960 K.

Za male

Nauka zna još manje o tome šta se dešava kada se najmanje zvijezde, kao što je naš najbliži susjed, crveni patuljak Proxima Centauri, ohlade nego o supernovama i crnim patuljcima. Termonuklearna fuzija u njihovim jezgrama teče sporo, a oni ostaju na glavnoj sekvenci duže od ostalih - prema nekim proračunima i do 10 12 godina, a nakon toga će, po svoj prilici, nastaviti da žive kao beli patuljci, odnosno sijati još 10 14 - 10 15 godina prije transformacije u crnog patuljka.

Zvjezdana evolucija u astronomiji je slijed promjena kroz koje zvijezda prolazi tokom svog života, odnosno tokom stotina hiljada, miliona ili milijardi godina dok emituje svjetlost i toplinu. U tako ogromnim vremenskim periodima, promjene su prilično značajne.

Evolucija zvijezde počinje u džinovskom molekularnom oblaku, koji se još naziva i zvjezdana kolijevka. Većina "praznog" prostora u galaksiji zapravo sadrži između 0,1 i 1 molekula po cm 3 . Molekularni oblak ima gustinu od oko milion molekula po cm 3 . Masa takvog oblaka premašuje masu Sunca za 100.000-10.000.000 puta zbog svoje veličine: od 50 do 300 svjetlosnih godina u prečniku.

Evolucija zvijezde počinje u džinovskom molekularnom oblaku, koji se još naziva i zvjezdana kolijevka.

Dok oblak slobodno rotira oko centra svoje matične galaksije, ništa se ne dešava. Međutim, zbog nehomogenosti gravitacionog polja, u njemu mogu nastati poremećaji koji dovode do lokalnih koncentracija mase. Takvi poremećaji uzrokuju gravitacijski kolaps oblaka. Jedan od scenarija koji dovode do toga je sudar dva oblaka. Drugi događaj koji uzrokuje kolaps mogao bi biti prolazak oblaka kroz gusti krak spiralne galaksije. Takođe bi kritičan faktor mogla biti eksplozija obližnje supernove, čiji će se udarni talas sudariti sa molekularnim oblakom ogromnom brzinom. Također je moguće da se galaksije sudare, što bi moglo uzrokovati eksploziju formiranja zvijezda jer se oblaci plina u svakoj galaksiji sabijaju sudarom. Općenito, bilo koja nehomogenost u silama koje djeluju na masu oblaka mogu pokrenuti proces formiranja zvijezda.

bilo koje nehomogenosti u silama koje djeluju na masu oblaka mogu pokrenuti proces formiranja zvijezda.

Tokom ovog procesa, nehomogenosti molekularnog oblaka će se sabijati pod uticajem sopstvene gravitacije i postepeno poprimiti oblik lopte. Kada se kompresuje, gravitaciona energija se pretvara u toplinu, a temperatura objekta raste.

Kada temperatura u centru dostigne 15-20 miliona K, počinju termonuklearne reakcije i kompresija prestaje. Objekt postaje puna zvijezda.

Naknadne faze evolucije zvijezde gotovo u potpunosti zavise od njene mase, a samo na samom kraju evolucije zvijezde njen kemijski sastav može igrati ulogu.

Prva faza života zvijezde je slična onoj Sunca - njome dominiraju reakcije ciklusa vodonika.

U tom stanju ostaje veći dio svog života, na glavnom nizu Hertzsprung-Russell dijagrama, sve dok ne ponestane rezerve goriva u njegovom jezgru. Kada se sav vodonik u centru zvijezde pretvori u helijum, formira se helijumsko jezgro, a termonuklearno sagorijevanje vodonika nastavlja se na periferiji jezgra.

Mali, hladni crveni patuljci polako sagorevaju svoje rezerve vodonika i ostaju na glavnoj sekvenci desetinama milijardi godina, dok masivni supergiganti napuštaju glavni niz u roku od nekoliko desetina miliona (a neki i samo nekoliko miliona) godina nakon formiranja.

Trenutno se ne zna sa sigurnošću šta se dešava sa svetlosnim zvezdama nakon što se zalihe vodonika u njihovim jezgrama iscrpe. Budući da je starost svemira 13,8 milijardi godina, što nije dovoljno da se iscrpe zalihe vodoničnog goriva u takvim zvijezdama, moderne teorije se zasnivaju na kompjuterskim simulacijama procesa koji se dešavaju u takvim zvijezdama.

Prema teorijskim konceptima, neke od svjetlosnih zvijezda, gubeći svoju materiju (zvjezdani vjetar), postepeno će ispariti, postajući sve manje i manje. Drugi, crveni patuljci, će se polako hladiti tokom milijardi godina, dok će nastaviti da emituju slabe emisije u infracrvenom i mikrotalasnom opsegu elektromagnetnog spektra.

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

Vjeruje se da je Sunce još uvijek na njemu jer je u sredini svog životnog ciklusa. Jednom kada zvijezdi ponestane vodonika u svom jezgru, ona napušta glavni niz.

Jednom kada zvijezdi ponestane vodonika u svom jezgru, ona napušta glavni niz.

Bez pritiska koji je nastao tokom termonuklearnih reakcija i izbalansirao unutrašnju gravitaciju, zvijezda počinje ponovo da se skuplja, kao što je to ranije činila tokom procesa svog formiranja.

Temperatura i pritisak ponovo rastu, ali, za razliku od faze protostar, na mnogo viši nivo.

Kolaps se nastavlja sve dok na temperaturi od približno 100 miliona K ne počnu termonuklearne reakcije sa helijumom, tokom kojih se helijum pretvara u teže elemente (helijum u ugljenik, ugljenik u kiseonik, kiseonik u silicijum i na kraju – silicijum u gvožđe).

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

Termonuklearno "sagorevanje" materije, nastavljeno na novom nivou, izaziva monstruoznu ekspanziju zvezde. Zvijezda "nabubri", postaje vrlo "labava", a njena veličina se povećava otprilike 100 puta.

Zvezda postaje crveni džin, a faza sagorevanja helijuma traje oko nekoliko miliona godina.

Šta će se dalje desiti zavisi i od mase zvezde.

U zvijezdama srednje veličine, reakcija termonuklearnog sagorijevanja helijuma može dovesti do eksplozivnog oslobađanja vanjskih slojeva zvijezde s formiranjem planetarna maglina. Jezgro zvijezde, u kojem se zaustavljaju termonuklearne reakcije, hladi se i pretvara u helijum bijelog patuljka, obično mase do 0,5-0,6 solarnih masa i prečnika reda prečnika Zemlje.

Za masivne i supermasivne zvijezde (sa masom od pet solarnih masa ili više), procesi koji se odvijaju u njihovom jezgru kako se gravitacijsko kompresija povećava dovode do eksplozije supernova uz oslobađanje ogromne energije. Eksplozija je praćena izbacivanjem značajne mase zvezdane materije u međuzvjezdani prostor. Ova supstanca kasnije sudjeluje u formiranju novih zvijezda, planeta ili satelita. Zahvaljujući supernovama, svemir u cjelini, a posebno svaka galaksija, kemijski evoluira. Zvjezdano jezgro preostalo nakon eksplozije može završiti evoluiranjem kao neutronska zvijezda (pulsar) ako masa zvijezde u kasnoj fazi prijeđe Chandrasekharovu granicu (1,44 solarne mase), ili kao crna rupa ako masa zvijezde premašuje Oppenheimer-Volkoffovu granicu (procijenjene vrijednosti od 2 ,5-3 solarne mase).

Proces evolucije zvijezda u svemiru je kontinuiran i cikličan - stare zvijezde nestaju, a nove svijetle da ih zamjene.

Prema modernim naučnim konceptima, elementi neophodni za nastanak planeta i života na Zemlji nastali su od zvjezdane materije. Iako ne postoji jedinstveno opšteprihvaćeno gledište o tome kako je nastao život.