Rođenje i evolucija zvijezda: džinovska tvornica svemira. Evolucija zvijezda sa stanovišta egzaktne nauke i teorije relativnosti

Svako od nas je bar jednom u životu pogledao u zvezdano nebo. Neko je gledao ovu lepotu, doživljavajući romantična osećanja, drugi je pokušavao da shvati odakle dolazi sva ta lepota. Život u svemiru, za razliku od života na našoj planeti, teče različitom brzinom. Vrijeme u svemiru živi u svojim kategorijama; udaljenosti i veličine u svemiru su kolosalne. Rijetko razmišljamo o tome da se evolucija galaksija i zvijezda neprestano dešava pred našim očima. Svaki objekat u ogromnom prostoru rezultat je određenih fizičkih procesa. Galaksije, zvijezde, pa čak i planete imaju glavne faze razvoja.

Naša planeta i svi mi zavisimo od naše zvijezde. Koliko dugo će nas Sunce oduševljavati svojom toplinom, udišući život u Sunčev sistem? Šta nas čeka u budućnosti nakon miliona i milijardi godina? S tim u vezi, zanimljivo je saznati više o fazama evolucije astronomskih objekata, odakle dolaze zvijezde i kako se završava život ovih divnih svjetiljki na noćnom nebu.

Postanak, rođenje i evolucija zvijezda

Evolucija zvijezda i planeta koje naseljavaju našu galaksiju Mliječni put i cijeli Univerzum je, uglavnom, dobro proučena. U svemiru, zakoni fizike su nepokolebljivi i pomažu u razumijevanju porijekla svemirskih objekata. U ovom slučaju, uobičajeno je oslanjati se na teoriju Velikog praska, koja je danas dominantna doktrina o procesu nastanka Univerzuma. Događaj koji je uzdrmao univerzum i doveo do formiranja svemira je, prema kosmičkim standardima, munjevit. Za kosmos, trenuci prolaze od rođenja zvijezde do njene smrti. Ogromne udaljenosti stvaraju iluziju postojanosti Univerzuma. Zvijezda koja gori u daljini sija nas milijardama godina, a u tom trenutku možda više ne postoji.

Teorija evolucije galaksije i zvijezda je razvoj teorije Velikog praska. Doktrina o rođenju zvijezda i nastanku zvjezdanih sistema razlikuje se po skali onoga što se događa i vremenskom okviru, koji se, za razliku od Univerzuma u cjelini, može promatrati modernim sredstvima nauke.

Kada proučavate životni ciklus zvijezda, možete koristiti primjer nama najbliže zvijezde. Sunce je jedna od stotina triliona zvijezda u našem vidnom polju. Osim toga, udaljenost od Zemlje do Sunca (150 miliona km) pruža jedinstvenu priliku za proučavanje objekta bez napuštanja Sunčevog sistema. Dobivene informacije omogućit će vam da detaljno shvatite kako su druge zvijezde strukturirane, koliko se brzo troše ovi gigantski izvori topline, koji su stupnjevi razvoja zvijezde i kakav će biti kraj ovog blistavog života - tih i mutan ili pjenušava, eksplozivna.

Nakon Velikog praska, sitne čestice su formirale međuzvjezdane oblake, koji su postali "porodilište" za trilione zvijezda. Karakteristično je da su sve zvijezde rođene u isto vrijeme kao rezultat kompresije i širenja. Kompresija u oblacima kosmičkog gasa nastala je pod uticajem sopstvene gravitacije i sličnih procesa u novim zvezdama u okruženju. Ekspanzija je nastala kao rezultat unutrašnjeg pritiska međuzvezdanog gasa i pod uticajem magnetnih polja unutar gasnog oblaka. U isto vrijeme, oblak se slobodno rotirao oko svog centra mase.

Oblaci plina nastali nakon eksplozije sastoje se od 98% atomskog i molekularnog vodonika i helijuma. Samo 2% ovog masiva se sastoji od prašine i čvrstih mikroskopskih čestica. Ranije se vjerovalo da u centru bilo koje zvijezde leži jezgro od željeza, zagrijano na temperaturu od milion stepeni. Upravo je ovaj aspekt objasnio gigantsku masu zvijezde.

U suprotnosti sa fizičkim silama, prevladale su sile kompresije, jer svjetlost koja nastaje oslobađanjem energije ne prodire u oblak plina. Svjetlost se, zajedno s dijelom oslobođene energije, širi prema van, stvarajući temperaturu ispod nule i zonu niskog pritiska unutar guste akumulacije plina. Budući da je u ovom stanju, kozmički plin se brzo skuplja, utjecaj gravitacijskih sila privlačenja dovodi do činjenice da čestice počinju formirati zvjezdanu materiju. Kada je skup plina gusto, intenzivna kompresija uzrokuje formiranje zvjezdanog jata. Kada je veličina oblaka plina mala, kompresija dovodi do formiranja jedne zvijezde.

Kratak opis onoga što se dešava je da buduća zvijezda prolazi kroz dvije faze - brzu i sporu kompresiju do stanja protozvijezde. Jednostavnim i razumljivim jezikom, brza kompresija je pad zvjezdane materije prema centru protozvijezde. Spora kompresija se događa na pozadini formiranog centra protozvijezde. Tokom narednih stotina hiljada godina, nova formacija se smanjuje u veličini, a njena gustina se povećava milionima puta. Postepeno, protozvijezda postaje neprozirna zbog velike gustine zvjezdane materije, a kontinuirana kompresija pokreće mehanizam unutrašnjih reakcija. Povećanje unutrašnjeg pritiska i temperature dovodi do formiranja sopstvenog centra gravitacije buduće zvezde.

Protozvijezda ostaje u ovom stanju milionima godina, polako odajući toplinu i postepeno se skupljajući, smanjujući veličinu. Kao rezultat toga, pojavljuju se konture nove zvijezde, a gustina njene materije postaje uporediva sa gustinom vode.

U proseku, gustina naše zvezde je 1,4 kg/cm3 - skoro ista kao i gustina vode u slanom Mrtvom moru. U centru, Sunce ima gustinu od 100 kg/cm3. Zvjezdana materija nije u tekućem stanju, već postoji u obliku plazme.

Pod uticajem ogromnog pritiska i temperature od oko 100 miliona K, počinju termonuklearne reakcije vodonikovog ciklusa. Kompresija prestaje, masa objekta se povećava kada se gravitaciona energija transformiše u termonuklearno sagorevanje vodonika. Od ovog trenutka, nova zvijezda, emitirajući energiju, počinje gubiti masu.

Gore opisana verzija formiranja zvijezda samo je primitivni dijagram koji opisuje početnu fazu evolucije i rođenja zvijezde. Danas su takvi procesi u našoj galaksiji i širom Univerzuma praktično nevidljivi zbog intenzivnog iscrpljivanja zvjezdanog materijala. U čitavoj svesnoj istoriji posmatranja naše Galaksije zabeležene su samo izolovane pojave novih zvezda. Na skali Univerzuma, ova brojka se može povećati stotine i hiljade puta.

Veći dio svog života, protozvijezde su skrivene od ljudskog oka prašnjavom školjkom. Zračenje iz jezgra može se posmatrati samo u infracrvenom spektru, što je jedini način da se vidi rođenje zvezde. Na primjer, u Orionovoj maglini 1967. godine astrofizičari su otkrili novu zvijezdu u infracrvenom opsegu, čija je temperatura zračenja bila 700 stepeni Kelvina. Kasnije se pokazalo da su rodno mjesto protozvijezda kompaktni izvori koji postoje ne samo u našoj galaksiji, već iu drugim udaljenim kutovima svemira. Pored infracrvenog zračenja, rodna mesta novih zvezda obeležena su intenzivnim radio signalima.

Proces proučavanja i evolucija zvijezda

Cijeli proces upoznavanja zvijezda može se podijeliti u nekoliko faza. Na samom početku trebate odrediti udaljenost do zvijezde. Informacija o tome koliko je zvijezda udaljena od nas i koliko dugo svjetlost dolazi od nje daje predstavu o tome šta se sa zvijezdom dešavalo za to vrijeme. Nakon što je čovjek naučio mjeriti udaljenost do udaljenih zvijezda, postalo je jasno da su zvijezde ista sunca, samo različitih veličina i različite sudbine. Poznavajući udaljenost do zvijezde, nivo svjetlosti i količinu emitovane energije može se koristiti za praćenje procesa termonuklearne fuzije zvijezde.

Nakon određivanja udaljenosti do zvijezde, pomoću spektralne analize možete izračunati kemijski sastav zvijezde i saznati njenu strukturu i starost. Zahvaljujući pojavi spektrografa, naučnici imaju priliku da proučavaju prirodu svjetlosti zvijezda. Ovaj uređaj može odrediti i izmjeriti gasni sastav zvjezdane materije koju zvijezda posjeduje u različitim fazama svog postojanja.

Proučavajući spektralnu analizu energije Sunca i drugih zvijezda, naučnici su došli do zaključka da evolucija zvijezda i planeta ima zajedničke korijene. Sva kosmička tijela imaju isti tip, sličan hemijski sastav i nastala su iz iste materije, koja je nastala kao rezultat Velikog praska.

Zvezdana materija se sastoji od istih hemijskih elemenata (čak i gvožđa) kao i naša planeta. Jedina razlika je u količini pojedinih elemenata iu procesima koji se odvijaju na Suncu i unutar Zemljine čvrste površine. To je ono što razlikuje zvijezde od drugih objekata u svemiru. Porijeklo zvijezda također treba razmatrati u kontekstu druge fizičke discipline: kvantne mehanike. Prema ovoj teoriji, materija koja određuje zvjezdanu materiju sastoji se od atoma koji se neprestano dijele i elementarnih čestica koje stvaraju vlastiti mikrokosmos. U tom svjetlu, struktura, sastav, struktura i evolucija zvijezda su od interesa. Kako se ispostavilo, najveći dio mase naše zvijezde i mnogih drugih zvijezda sastoji se od samo dva elementa - vodonika i helijuma. Teorijski model koji opisuje strukturu zvijezda omogućit će nam razumijevanje njihove strukture i glavne razlike u odnosu na druge svemirske objekte.

Glavna karakteristika je da mnogi objekti u svemiru imaju određenu veličinu i oblik, dok zvijezda može mijenjati veličinu kako se razvija. Vrući plin je kombinacija atoma labavo vezanih jedan za drugi. Milioni godina nakon formiranja zvijezde, površinski sloj zvjezdane materije počinje da se hladi. Zvijezda većinu svoje energije odaje u svemir, smanjujući se ili povećavajući veličinu. Toplota i energija se prenose iz unutrašnjosti zvijezde na površinu, utičući na intenzitet zračenja. Drugim riječima, ista zvijezda izgleda drugačije u različitim periodima svog postojanja. Termonuklearni procesi zasnovani na reakcijama vodonikovog ciklusa doprinose transformaciji lakih atoma vodonika u teže elemente - helijum i ugljenik. Prema astrofizičarima i nuklearnim naučnicima, takva termonuklearna reakcija je najefikasnija u smislu količine proizvedene topline.

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

Nije teško izračunati koliko je naša zvijezda izgubila na težini tokom godina svog postojanja. Ovo će biti ogromna cifra, ali zbog svoje ogromne mase i velike gustine, takvi gubici na skali Univerzuma izgledaju beznačajni.

Faze evolucije zvijezda

Sudbina zvezde zavisi od početne mase zvezde i njenog hemijskog sastava. Dok su glavne rezerve vodonika koncentrisane u jezgru, zvijezda ostaje u takozvanom glavnom nizu. Čim postoji tendencija povećanja veličine zvijezde, to znači da je glavni izvor za termonuklearnu fuziju presušio. Dugački konačni put transformacije nebeskog tijela je započeo.

Svetiljke formirane u Univerzumu u početku su podijeljene u tri najčešća tipa:

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

Zvijezde male mase (patuljci) polako sagorijevaju svoje rezerve vodonika i žive svoj život sasvim mirno.

Takvih zvijezda je većina u Univerzumu, a naša zvijezda, žuti patuljak, je jedna od njih. Sa početkom starosti, žuti patuljak postaje crveni div ili superdžin.

Na osnovu teorije o poreklu zvijezda, proces formiranja zvijezda u Univerzumu nije završen. Najsjajnije zvezde u našoj galaksiji nisu samo najveće, u poređenju sa Suncem, već i najmlađe. Astrofizičari i astronomi takve zvijezde nazivaju plavim supergigantima. Na kraju će ih doživjeti ista sudbina kao i trilioni drugih zvijezda. Prvo dolazi do brzog rađanja, briljantnog i gorljivog života, nakon čega dolazi period sporog propadanja. Zvijezde veličine Sunca imaju dug životni ciklus, nalazeći se u glavnom nizu (u njegovom srednjem dijelu).

Koristeći podatke o masi zvijezde, možemo pretpostaviti njen evolucijski put razvoja. Jasna ilustracija ove teorije je evolucija naše zvijezde. Ništa ne traje zauvek. Kao rezultat termonuklearne fuzije, vodik se pretvara u helijum, pa se njegove izvorne rezerve troše i smanjuju. Jednog dana, ne tako brzo, ove rezerve će ponestati. Sudeći po činjenici da naše Sunce nastavlja da sija više od 5 milijardi godina, a da se ne menja u svojoj veličini, zrelo doba zvezde može trajati otprilike isto toliko.

Iscrpljivanje rezervi vodika dovest će do činjenice da će se, pod utjecajem gravitacije, jezgro Sunca početi brzo skupljati. Gustoća jezgra postat će vrlo visoka, zbog čega će se termonuklearni procesi premjestiti na slojeve koji su susjedni jezgru. Ovo stanje se naziva kolaps, koji može biti uzrokovan termonuklearnim reakcijama u gornjim slojevima zvijezde. Kao rezultat visokog pritiska, pokreću se termonuklearne reakcije koje uključuju helijum.

Rezerve vodonika i helijuma u ovom delu zvezde trajaće milionima godina. Neće proći mnogo vremena pre nego što će iscrpljivanje rezervi vodika dovesti do povećanja intenziteta zračenja, do povećanja veličine ljuske i veličine same zvijezde. Kao rezultat, naše Sunce će postati veoma veliko. Ako zamislite ovu sliku za desetine milijardi godina od sada, tada će umjesto blistavog sjajnog diska na nebu visjeti vrući crveni disk gigantskih proporcija. Crveni divovi su prirodna faza u evoluciji zvijezde, njeno prelazno stanje u kategoriju varijabilnih zvijezda.

Kao rezultat ove transformacije, udaljenost od Zemlje do Sunca će se smanjiti, tako da će Zemlja pasti u zonu uticaja solarne korone i početi da se „prži“ u njoj. Temperatura na površini planete će se desetostruko povećati, što će dovesti do nestanka atmosfere i isparavanja vode. Kao rezultat toga, planeta će se pretvoriti u beživotnu kamenitu pustinju.

Završne faze evolucije zvijezda

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

U slučajevima kada je zvijezda u početku imala masu veću od 1,4 puta od Sunca, bijeli patuljak neće biti posljednji stupanj. Sa velikom masom unutar zvijezde, procesi zbijanja zvjezdane materije počinju na atomskom i molekularnom nivou. Protoni se pretvaraju u neutrone, gustoća zvijezde se povećava, a njena veličina se brzo smanjuje.

Neutronske zvijezde poznate nauci imaju prečnik od 10-15 km. Sa tako malom veličinom, neutronska zvijezda ima kolosalnu masu. Jedan kubni centimetar zvjezdane materije može težiti milijarde tona.

U slučaju da smo u početku imali posla sa zvijezdom velike mase, konačna faza evolucije poprima druge oblike. Sudbina masivne zvijezde je crna rupa - objekt neistražene prirode i nepredvidivog ponašanja. Ogromna masa zvijezde doprinosi povećanju gravitacijskih sila, pokrećući sile kompresije. Nije moguće pauzirati ovaj proces. Gustina materije se povećava sve dok ne postane beskonačna, formirajući singularni prostor (Ajnštajnova teorija relativnosti). Radijus takve zvijezde će na kraju postati nula, postajući crna rupa u svemiru. Bilo bi znatno više crnih rupa kada bi masivne i supermasivne zvijezde zauzimale većinu prostora.

Treba napomenuti da kada se crveni div transformiše u neutronsku zvijezdu ili crnu rupu, Univerzum može doživjeti jedinstveni fenomen - rođenje novog kosmičkog objekta.

Rođenje supernove je najspektakularnija završna faza u evoluciji zvijezda. Ovdje djeluje prirodni zakon prirode: prestanak postojanja jednog tijela dovodi do novog života. Period takvog ciklusa kao što je rađanje supernove uglavnom se odnosi na masivne zvijezde. Istrošene rezerve vodika dovode do uključivanja helija i ugljika u proces termonuklearne fuzije. Kao rezultat ove reakcije, pritisak se ponovo povećava, a gvozdeno jezgro se formira u centru zvezde. Pod uticajem jakih gravitacionih sila, centar mase se pomera u centralni deo zvezde. Jezgro postaje toliko teško da nije u stanju da se odupre sopstvenoj gravitaciji. Kao rezultat, počinje brzo širenje jezgra, što dovodi do trenutne eksplozije. Rođenje supernove je eksplozija, udarni talas monstruozne sile, sjajan bljesak u ogromnim prostranstvima Univerzuma.

Treba napomenuti da naše Sunce nije masivna zvijezda, pa mu slična sudbina ne prijeti, a naša planeta ne treba da se plaši takvog kraja. U većini slučajeva, eksplozije supernove se događaju u udaljenim galaksijama, zbog čega se rijetko otkrivaju.

Konačno

Evolucija zvijezda je proces koji se proteže na desetine milijardi godina. Naša ideja o procesima koji se odvijaju samo je matematički i fizički model, teorija. Zemaljsko vrijeme je samo trenutak u ogromnom vremenskom ciklusu u kojem živi naš Univerzum. Možemo samo da posmatramo šta se desilo pre nekoliko milijardi godina i da zamislimo sa čime se mogu suočiti sledeće generacije Zemljana.

Ako imate bilo kakvih pitanja, ostavite ih u komentarima ispod članka. Mi ili naši posjetioci rado ćemo im odgovoriti

Evolucija zvijezda je promjena u tjelesnosti. karakteristike, unutrašnje strukture i hemije sastav zvijezda tokom vremena. Najvažniji zadaci teorije E.Z. - objašnjenje nastanka zvijezda, promjene 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 kako 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. kompozicije i formirane 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 zvezda 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, onda 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 ne 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. Poluprečnik zvijezde se kontinuirano smanjuje, jer ona nastavlja da se smanjuje. Sa konstantnom temperaturom površine i opadajućim poluprečnikom, 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 pored jezgre helijuma 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 snažno 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 malom 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, da bi se održala temperatura u slojevima sagorevanja, prisiljava se da se kompresuje 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.

> Životni ciklus zvijezde

Opis život i smrt zvezda: faze razvoja sa fotografijama, molekularni oblaci, protozvijezda, T Bik, glavna sekvenca, crveni džin, bijeli patuljak.

Sve na ovom svetu se razvija. Svaki ciklus počinje rođenjem, rastom i završava smrću. Naravno, zvijezde imaju ove cikluse na poseban način. Podsjetimo se barem da su njihovi vremenski okviri veći i mjere se milionima i milijardama godina. Osim toga, njihova smrt nosi određene posljedice. Kako izgleda životni ciklus zvezda?

Prvi životni ciklus zvijezde: Molekularni oblaci

Počnimo sa rođenjem zvijezde. Zamislite ogroman oblak hladnog molekularnog plina koji može mirno postojati u Univerzumu bez ikakvih promjena. Ali iznenada supernova eksplodira nedaleko od nje ili se sudari sa drugim oblakom. Zbog takvog pritiska aktivira se proces uništavanja. Podijeljen je na male dijelove, od kojih je svaki uvučen u sebe. Kao što već razumijete, sve ove grupe se spremaju da postanu zvijezde. Gravitacija zagrijava temperaturu, a pohranjeni impuls održava proces rotacije. Donji dijagram jasno prikazuje ciklus zvijezda (život, faze razvoja, opcije transformacije i smrt nebeskog tijela sa fotografijom).

Drugi životni ciklus zvijezde: Protostar

Materijal se gušće kondenzira, zagrijava i odbija se gravitacijskim kolapsom. Takav objekat se naziva protozvijezda, oko koje se formira disk materijala. Dio se privlači prema objektu, povećavajući njegovu masu. Preostali ostaci će se grupirati i stvoriti planetarni sistem. Dalji razvoj zvijezde zavisi od mase.

Treći životni ciklus zvezde: T Bik

Kada materijal udari u zvijezdu, oslobađa se ogromna količina energije. Nova zvezdana pozornica dobila je ime po prototipu - T Tauri. To je promjenljiva zvijezda koja se nalazi na udaljenosti od 600 svjetlosnih godina (u blizini).

Može postići veliku svjetlinu jer se materijal raspada i oslobađa energiju. Ali središnji dio nema dovoljno temperature da podrži nuklearnu fuziju. Ova faza traje 100 miliona godina.

Četvrti životni ciklus zvijezde:Glavna sekvenca

U određenom trenutku temperatura nebeskog tijela raste do potrebnog nivoa, aktivirajući nuklearnu fuziju. Sve zvezde prolaze kroz ovo. Vodik se pretvara u helijum, oslobađajući ogromnu toplotu i energiju.

Energija se oslobađa u obliku gama zraka, ali zbog usporenog kretanja zvijezde, ona pada istom talasnom dužinom. Svjetlost se istiskuje i dolazi u sukob sa gravitacijom. Možemo pretpostaviti da je ovdje stvorena idealna ravnoteža.

Koliko dugo će ona biti u glavnoj sekvenci? Morate početi od mase zvijezde. Crveni patuljci (polovina mase Sunca) mogu sagorijevati svoje zalihe goriva stotinama milijardi (triliona) godina. Prosječne zvijezde (kao ) žive 10-15 milijardi. Ali najveće su stare milijarde ili milione godina. Pogledajte kako izgleda evolucija i smrt zvijezda različitih klasa na dijagramu.

Peti životni ciklus zvijezde: Crveni gigant

Tokom procesa topljenja, vodonik nestaje i helijum se akumulira. Kada uopće ne ostane vodonika, sve nuklearne reakcije prestaju, a zvijezda počinje da se smanjuje zbog gravitacije. Vodikova ljuska oko jezgra se zagrijava i pali, uzrokujući da objekt poraste 1000 do 10 000 puta veći. U određenom trenutku, naše Sunce će ponoviti ovu sudbinu, povećavajući se do Zemljine orbite.

Temperatura i pritisak dostižu svoj maksimum i helijum se stapa u ugljenik. U ovom trenutku zvijezda se smanjuje i prestaje biti crveni džin. Sa većom masivnošću, predmet će spaliti druge teške elemente.

Šesti životni ciklus zvijezde: Bijeli patuljak

Zvijezda solarne mase nema dovoljan gravitacijski pritisak da spoji ugljik. Dakle, smrt se javlja sa prestankom helijuma. Vanjski slojevi se izbacuju i pojavljuje se bijeli patuljak. Počinje vruće, ali se nakon stotina milijardi godina ohladi.

Zvijezde, kao i ljudi, mogu biti novorođene, mlade, stare. Svakog trenutka neke zvijezde umiru, a druge se formiraju. Obično su najmlađi od njih slični Suncu. Oni su u fazi formiranja i zapravo su protozvijezde. Astronomi ih zovu zvijezde T-Bika, prema njihovom prototipu. U pogledu svojih svojstava - na primjer, sjaja - protozvijezde su promjenjive, jer njihovo postojanje još nije ušlo u stabilnu fazu. Mnogi od njih imaju velike količine materije oko sebe. Snažne struje vjetra izviru iz zvijezda T-tipa.

Protozvijezde: početak njihovog životnog ciklusa

Ako materija padne na površinu protozvijezde, ona brzo gori i pretvara se u toplinu. Kao posljedica toga, temperatura protozvijezda stalno raste. Kada se uzdigne toliko visoko da se aktiviraju nuklearne reakcije u centru zvijezde, protozvijezda dobija status obične. S početkom nuklearnih reakcija, zvijezda ima stalan izvor energije koji podržava njen život dugo vremena. Koliko će trajati životni ciklus zvijezde u Univerzumu zavisi od njene originalne veličine. Međutim, vjeruje se da zvijezde prečnika Sunca imaju dovoljno energije da udobno egzistiraju oko 10 milijardi godina. Uprkos tome, dešava se i da još masivnije zvezde žive samo nekoliko miliona godina. To je zbog činjenice da gorivo sagorevaju mnogo brže.

Zvijezde normalne veličine

Svaka od zvijezda je nakupina vrućeg plina. U njihovim dubinama neprestano se odvija proces stvaranja nuklearne energije. Međutim, nisu sve zvijezde poput Sunca. Jedna od glavnih razlika je boja. Zvijezde nisu samo žute, već i plavkaste i crvenkaste.

Osvetljenost i osvetljenost

Također se razlikuju po karakteristikama kao što su sjaj i svjetlina. Koliko će sjajna biti zvijezda posmatrana sa Zemljine površine ovisi ne samo o njenom sjaju, već i o udaljenosti od naše planete. S obzirom na njihovu udaljenost od Zemlje, zvijezde mogu imati potpuno različite svjetline. Ovaj indikator se kreće od jedne desethiljaditi dio sjaja Sunca do svjetline uporedive sa više od milion Sunaca.

Većina zvijezda se nalazi na donjem kraju ovog spektra, jer su tamne. Na mnogo načina, Sunce je prosječna, tipična zvijezda. Međutim, u poređenju sa ostalima, ima mnogo veću osvetljenost. Veliki broj prigušenih zvijezda može se uočiti čak i golim okom. Razlog zbog kojeg zvijezde variraju u sjaju je njihova masa. Boja, sjaj i promjena svjetline tokom vremena određuju se količinom supstance.

Pokušaji da se objasni životni ciklus zvijezda

Ljudi su dugo pokušavali pratiti život zvijezda, ali prvi pokušaji naučnika bili su prilično stidljivi. Prvi napredak bila je primjena Laneovog zakona na Helmholtz-Kelvinovu hipotezu gravitacijske kontrakcije. To je donijelo novo razumijevanje astronomije: teoretski, temperatura zvijezde bi trebala rasti (njen indikator je obrnuto proporcionalan poluprečniku zvijezde) sve dok povećanje gustine ne uspori procese kompresije. Tada će potrošnja energije biti veća od njenog prihoda. U ovom trenutku, zvezda će početi da se brzo hladi.

Hipoteze o životu zvijezda

Jednu od originalnih hipoteza o životnom ciklusu zvijezde predložio je astronom Norman Lockyer. Vjerovao je da zvijezde nastaju iz meteorske materije. Štaviše, odredbe njegove hipoteze bile su zasnovane ne samo na teorijskim zaključcima dostupnim u astronomiji, već i na podacima iz spektralne analize zvijezda. Lockyer je bio uvjeren da se hemijski elementi koji učestvuju u evoluciji nebeskih tijela sastoje od elementarnih čestica - "protoelemenata". Za razliku od modernih neutrona, protona i elektrona, oni nemaju opšti, već individualni karakter. Na primjer, prema Lockyeru, vodonik se raspada u ono što se naziva "protovodonik"; gvožđe postaje „protogvožđe“. Drugi astronomi su takođe pokušali da opišu životni ciklus zvezde, na primer, James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Zvijezde džinovske i patuljaste zvijezde

Veće zvijezde su najtoplije i najsjajnije. Obično su bijele ili plavkaste boje. Uprkos činjenici da su gigantske veličine, gorivo u njima sagorijeva tako brzo da su ga lišeni za samo nekoliko miliona godina.

Male zvijezde, za razliku od džinovskih, obično nisu tako sjajne. Crvene su boje i žive dovoljno dugo - milijarde godina. Ali među sjajnim zvijezdama na nebu postoje i crvene i narandžaste. Primjer je zvijezda Aldebaran - takozvano "bikovo oko", smješteno u sazviježđu Bika; a takođe i u sazvežđu Škorpije. Zašto se ove hladne zvijezde mogu takmičiti u sjaju sa vrućim zvijezdama poput Sirijusa?

To je zbog činjenice da su se nekada jako proširili, a njihov promjer je počeo premašivati ​​ogromne crvene zvijezde (supergigante). Ogromna površina omogućava ovim zvijezdama da emituju red veličine više energije od Sunca. To je uprkos činjenici da je njihova temperatura mnogo niža. Na primjer, promjer Betelgeusea, koji se nalazi u sazviježđu Orion, nekoliko je stotina puta veći od prečnika Sunca. A prečnik običnih crvenih zvijezda obično nije ni desetina veličine Sunca. Takve zvijezde nazivaju se patuljcima. Svako nebesko tijelo može proći kroz ove vrste životnih ciklusa zvijezda - ista zvijezda u različitim fazama svog života može biti i crveni džin i patuljak.

U pravilu, svjetiljke poput Sunca podržavaju svoje postojanje zahvaljujući vodoniku koji se nalazi unutra. Pretvara se u helijum unutar nuklearnog jezgra zvijezde. Sunce ima ogromnu količinu goriva, ali čak ni ona nije beskonačna - u proteklih pet milijardi godina potrošena je polovina zaliha.

Životni vijek zvijezda. Životni ciklus zvijezda

Kada se zalihe vodonika unutar zvijezde iscrpe, dolazi do velikih promjena. Preostali vodonik počinje da gori ne unutar njegovog jezgra, već na površini. Istovremeno, životni vijek zvijezde se sve više skraćuje. Tokom ovog perioda, ciklus zvijezda, barem većina njih, ulazi u fazu crvenog džina. Veličina zvijezde postaje veća, a njena temperatura, naprotiv, opada. Ovako se pojavljuje većina crvenih divova i supergiganata. Ovaj proces je dio općeg niza promjena koje se dešavaju u zvijezdama, a koje naučnici nazivaju zvjezdanom evolucijom. Životni ciklus zvijezde uključuje sve njegove faze: na kraju, sve zvijezde stare i umiru, a trajanje njihovog postojanja direktno je određeno količinom goriva. Velike zvijezde završavaju svoje živote ogromnom, spektakularnom eksplozijom. Skromniji, naprotiv, umiru, postepeno se smanjujući do veličine bijelih patuljaka. Onda jednostavno nestanu.

Koliko prosječna zvijezda živi? Životni ciklus zvijezde može trajati od manje od 1,5 miliona godina do 1 milijarde godina ili više. Sve to, kao što je rečeno, zavisi od njegovog sastava i veličine. Zvijezde poput Sunca žive između 10 i 16 milijardi godina. Veoma sjajne zvezde, poput Sirijusa, imaju relativno kratak život - samo nekoliko stotina miliona godina. Dijagram životnog ciklusa zvijezde uključuje sljedeće faze. Ovo je molekularni oblak - gravitacijski kolaps oblaka - rođenje supernove - evolucija protozvezde - kraj protozvezdane faze. Zatim slijede faze: početak stadijuma mlade zvijezde - srednji život - zrelost - stadijum crvenog džina - planetarna maglina - stadijum bijelog patuljka. Posljednje dvije faze su karakteristične za male zvijezde.

Priroda planetarnih maglina

Dakle, ukratko smo pogledali životni ciklus zvijezde. Ali ono što se pretvara iz ogromnog crvenog diva u bijelog patuljka, ponekad zvijezde skidaju svoje vanjske slojeve, a tada jezgro zvijezde postaje otkriveno. Gasna školjka počinje da sija pod uticajem energije koju emituje zvezda. Ova faza je dobila ime zbog činjenice da svjetleći mjehurići plina u ovoj ljusci često izgledaju kao diskovi oko planeta. Ali u stvarnosti oni nemaju nikakve veze sa planetama. Životni ciklus zvijezda za djecu možda ne uključuje sve naučne detalje. Mogu se opisati samo glavne faze evolucije nebeskih tijela.

Zvezdana jata

Astronomi vole da istražuju.Postoji hipoteza da se sve svjetiljke rađaju u grupama, a ne pojedinačno. Budući da zvijezde koje pripadaju istom jatu imaju slična svojstva, razlike između njih su istinite, a ne zbog udaljenosti od Zemlje. Kakve god promene da se dese na ovim zvezdama, one nastaju u isto vreme i pod jednakim uslovima. Posebno mnogo znanja može se dobiti proučavanjem zavisnosti njihovih svojstava o masi. Uostalom, starost zvijezda u jatima i njihova udaljenost od Zemlje su približno jednake, pa se razlikuju samo po ovom pokazatelju. Klasteri će biti zanimljivi ne samo profesionalnim astronomima - svaki amater će rado napraviti prekrasnu fotografiju i diviti se njihovom izuzetno lijepom pogledu u planetariju.

Zauzima tačku u gornjem desnom uglu: ima visoku svetlost i nisku temperaturu. Glavno zračenje se javlja u infracrvenom opsegu. Radijacija iz ljuske hladne prašine dopire do nas. Tokom procesa evolucije, položaj zvijezde na dijagramu će se promijeniti. Jedini izvor energije u ovoj fazi je gravitaciona kompresija. Stoga se zvijezda prilično brzo kreće paralelno s ordinatnom osom.

Temperatura površine se ne mijenja, ali se radijus i osvjetljenje smanjuju. Temperatura u centru zvijezde raste, dostižući vrijednost na kojoj počinju reakcije sa lakim elementima: litijum, berilijum, bor, koji brzo sagorevaju, ali uspevaju da uspore kompresiju. Staza se rotira paralelno s ordinatnom osom, temperatura na površini zvijezde raste, a luminoznost ostaje gotovo konstantna. Konačno, u centru zvijezde počinju reakcije stvaranja helijuma iz vodonika (sagorijevanje vodonika). Zvezda ulazi u glavnu sekvencu.

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

Mlade zvezde male mase

Na početku evolucije, zvijezda male mase ima radijantno jezgro i konvektivni omotač (slika 82, I).

U fazi glavne sekvence, zvijezda sija zbog oslobađanja energije u nuklearnim reakcijama pretvaranja vodika u helijum. Opskrba vodonikom osigurava sjaj zvijezde mase 1 M☉ otprilike u roku od 10 10 godina. Zvijezde veće mase brže troše vodonik: na primjer, zvijezda s masom 10 M☉ će potrošiti vodonik za manje od 10 7 godina (svjetlost je proporcionalna četvrtom stepenu mase).

Zvijezde male mase

Kako vodonik sagorijeva, centralni dijelovi zvijezde su jako komprimirani.

Zvijezde velike mase

Nakon dostizanja glavnog niza, evolucija zvijezde velike mase (>1,5 M☉) određuje se uslovima sagorevanja nuklearnog goriva u utrobi zvijezde. U fazi glavne sekvence, ovo je sagorijevanje vodonika, ali za razliku od zvijezda male mase, u jezgru dominiraju reakcije ciklusa ugljik-azot. U ovom ciklusu, atomi C i N igraju ulogu katalizatora. Brzina oslobađanja energije u reakcijama takvog ciklusa je proporcionalna T 17. Stoga se u jezgru formira konvektivno jezgro, okruženo zonom u kojoj se prijenos energije vrši zračenjem.

Svjetlost zvijezda velike mase mnogo je veća od sjaja Sunca, a vodonik se troši mnogo brže. To je također zbog činjenice da je temperatura u centru takvih zvijezda također mnogo viša.

Kako se udio vodika u materiji konvektivnog jezgra smanjuje, brzina oslobađanja energije se smanjuje. Ali budući da je brzina oslobađanja određena osvjetljenjem, jezgro se počinje sabijati, a brzina oslobađanja energije ostaje konstantna. U isto vrijeme, zvijezda se širi i kreće u područje crvenih divova.

Zvijezde male mase

U trenutku kada vodonik potpuno izgori, u centru zvijezde male mase formira se malo jezgro od helijuma. U jezgru gustina materije i temperatura dostižu vrednosti od 10 9 kg/m i 10 8 K, respektivno. Sagorevanje vodonika se dešava na površini jezgra. Kako temperatura u jezgru raste, brzina izgaranja vodonika se povećava i svjetlina se povećava. Zona zračenja postepeno nestaje. A zbog povećanja brzine konvektivnih tokova, vanjski slojevi zvijezde se naduvaju. Povećava se njena veličina i sjaj - zvezda se pretvara u crvenog diva (Sl. 82, II).

Zvijezde velike mase

Kada je vodonik u zvijezdi velike mase potpuno iscrpljen, u jezgru počinje da se odvija trostruka reakcija helijuma i istovremeno reakcija stvaranja kisika (3He=>C i C+He=>0). Istovremeno, vodik počinje da gori na površini jezgre helija. Pojavljuje se izvor prvog sloja.

Zalihe helijuma se vrlo brzo iscrpljuju, jer se u opisanim reakcijama oslobađa relativno malo energije u svakom elementarnom činu. Slika se ponavlja, a u zvijezdi se pojavljuju dva sloja izvora, a reakcija C+C=>Mg počinje u jezgru.

Pokazalo se da je evolucijski put vrlo složen (slika 84). Na Hertzsprung-Russell dijagramu, zvijezda se kreće duž niza divova ili (sa vrlo velikom masom u supergigantskoj regiji) povremeno postaje Cefej.

Stare zvezde male mase

U zvijezdi male mase, na kraju, brzina konvektivnog toka na nekom nivou dostigne drugu brzinu bijega, školjka se odvoji i zvijezda se pretvara u bijelog patuljka okruženog planetarnom maglinom.

Evolucijski trag zvijezde male mase na Hertzsprung-Russell dijagramu prikazan je na slici 83.

Smrt zvijezda velike mase

Na kraju svoje evolucije, zvijezda velike mase ima vrlo složenu strukturu. Svaki sloj ima svoj hemijski sastav, nuklearne reakcije se odvijaju u nekoliko slojeva izvora, a u centru se formira gvozdeno jezgro (Sl. 85).

Nuklearne reakcije sa gvožđem se ne dešavaju, jer zahtevaju utrošak (a ne oslobađanje) energije. Stoga se željezno jezgro brzo skuplja, temperatura i gustoća u njemu se povećavaju, dostižući fantastične vrijednosti - temperaturu od 10 9 K i pritisak od 10 9 kg/m 3. Materijal sa sajta

U ovom trenutku počinju dva važna procesa, koji se odvijaju u jezgru istovremeno i vrlo brzo (izgleda, za nekoliko minuta). Prvi je da se tokom nuklearnih sudara atomi gvožđa raspadaju na 14 atoma helija, drugi da se elektroni „pritisnu“ u protone, formirajući neutrone. Oba procesa su povezana sa apsorpcijom energije, a temperatura u jezgru (također pritisak) trenutno pada. Vanjski slojevi zvijezde počinju da padaju prema centru.

Pad vanjskih slojeva dovodi do naglog povećanja temperature u njima. Vodik, helijum i ugljenik počinju da gore. Ovo je praćeno snažnim mlazom neutrona koji dolazi iz centralnog jezgra. Kao rezultat toga, dolazi do snažne nuklearne eksplozije, koja odbacuje vanjske slojeve zvijezde, koji već sadrže sve teške elemente, do kalifornija. Prema modernim pogledima, svi atomi teških hemijskih elemenata (tj. težih od helijuma) nastali su u svemiru upravo u bakljama