Εξέλιξη αστεριών διαφορετικών μαζών. Με θέμα «Τα αστέρια και η εξέλιξή τους»

Η εξέλιξη των αστεριών είναι μια αλλαγή στη σωματικότητα. χαρακτηριστικά, εσωτερικά δομές και χημεία σύνθεση αστεριών με την πάροδο του χρόνου. Τα σημαντικότερα καθήκοντα της θεωρίας της Ε.Ζ. - εξήγηση του σχηματισμού των άστρων, αλλαγές στα παρατηρήσιμα χαρακτηριστικά τους, μελέτη της γενετικής σύνδεσης διαφόρων ομάδων αστέρων, ανάλυση των τελικών καταστάσεων τους.

Εφόσον στο μέρος του Σύμπαντος που μας είναι γνωστό, περ. Το 98-99% της μάζας της παρατηρούμενης ύλης περιέχεται σε αστέρια ή έχει περάσει το στάδιο των αστεριών, εξήγηση του Ε.Ζ. yavl. ένα από τα σημαντικότερα προβλήματα στην αστροφυσική.

Ένα αστέρι σε ακίνητη κατάσταση είναι μια μπάλα αερίου, η οποία βρίσκεται σε υδροστατική κατάσταση. και θερμική ισορροπία (δηλαδή, η δράση των βαρυτικών δυνάμεων εξισορροπείται από την εσωτερική πίεση και οι απώλειες ενέργειας λόγω της ακτινοβολίας αντισταθμίζονται από την ενέργεια που απελευθερώνεται στα σπλάχνα του αστεριού, βλ.). Η «γέννηση» ενός αστεριού είναι ο σχηματισμός ενός αντικειμένου υδροστατικής ισορροπίας, η ακτινοβολία του οποίου υποστηρίζεται από τη δική του. πηγές ενέργειας. Ο «θάνατος» ενός αστεριού είναι μια μη αναστρέψιμη ανισορροπία που οδηγεί στην καταστροφή του αστεριού ή στην καταστροφή του. συμπίεση.

Απομόνωση της βαρύτητας Η ενέργεια μπορεί να διαδραματίσει αποφασιστικό ρόλο μόνο όταν η θερμοκρασία του εσωτερικού του άστρου είναι ανεπαρκής για την απελευθέρωση πυρηνικής ενέργειας για να αντισταθμίσει τις απώλειες ενέργειας και το αστέρι στο σύνολό του ή μέρος του πρέπει να συστέλλεται για να διατηρήσει την ισορροπία. Η απελευθέρωση θερμικής ενέργειας γίνεται σημαντική μόνο αφού εξαντληθούν τα αποθέματα πυρηνικής ενέργειας. Τ.ο., Ε.ζ. μπορεί να αναπαρασταθεί ως μια σταθερή αλλαγή στις πηγές ενέργειας των άστρων.

Χαρακτηριστικός χρόνος Ε.ζ. πολύ μεγάλο για να εντοπιστεί άμεσα όλη η εξέλιξη. Επομένως το κύριο Μέθοδος έρευνας Ε.Ζ yavl. κατασκευή ακολουθιών μοντέλων αστεριών που περιγράφουν αλλαγές στο εσωτερικό δομές και χημεία σύνθεση αστεριών με την πάροδο του χρόνου. Εξέλιξη. Στη συνέχεια, οι αλληλουχίες συγκρίνονται με αποτελέσματα παρατήρησης, για παράδειγμα, με το (G.-R.D.), το οποίο συνοψίζει τις παρατηρήσεις ενός μεγάλου αριθμού αστεριών σε διαφορετικά στάδια εξέλιξης. Ιδιαίτερα σημαντικό ρόλο παίζει η σύγκριση με το G.-R.d. για τα αστρικά σμήνη, αφού όλα τα αστέρια σε ένα σμήνος έχουν την ίδια αρχική χημική ουσία. σύνθεση και σχηματίστηκε σχεδόν ταυτόχρονα. Σύμφωνα με το G.-R.d. συστάδες διαφορετικών ηλικιών, κατέστη δυνατή η καθιέρωση της διεύθυνσης της Ε.Ζ. Εξέλιξη αναλυτικά. Οι ακολουθίες υπολογίζονται με αριθμητική επίλυση ενός συστήματος διαφορικών εξισώσεων που περιγράφουν την κατανομή της μάζας, της πυκνότητας, της θερμοκρασίας και της φωτεινότητας σε ένα αστέρι, στα οποία προστίθενται οι νόμοι της απελευθέρωσης ενέργειας και της αδιαφάνειας της αστρικής ύλης και οι εξισώσεις που περιγράφουν τις αλλαγές στις χημικές ιδιότητες. σύνθεση αστεριών με την πάροδο του χρόνου.

Η πορεία της εξέλιξης ενός άστρου εξαρτάται κυρίως από τη μάζα και την αρχική του χημεία. σύνθεση. Η περιστροφή του άστρου και του μαγνητικού του πεδίου μπορεί να παίξει έναν συγκεκριμένο, αλλά όχι θεμελιώδη, ρόλο. πεδίου, ωστόσο, ο ρόλος αυτών των παραγόντων στην Ε.Ζ. δεν έχει ακόμη ερευνηθεί επαρκώς. Chem. Η σύνθεση ενός αστεριού εξαρτάται από τη στιγμή που σχηματίστηκε και από τη θέση του στον Γαλαξία τη στιγμή του σχηματισμού του. Τα αστέρια της πρώτης γενιάς σχηματίστηκαν από την ύλη, η σύνθεση της οποίας καθορίστηκε από την κοσμολογία. συνθήκες. Προφανώς, περιείχε περίπου 70% κατά μάζα υδρογόνο, 30% ήλιο και μια ασήμαντη πρόσμιξη δευτερίου και λιθίου. Κατά την εξέλιξη των αστεριών πρώτης γενιάς, σχηματίστηκαν βαριά στοιχεία (μετά το ήλιο), τα οποία εκτοξεύτηκαν στον διαστρικό χώρο ως αποτέλεσμα της εκροής ύλης από αστέρια ή κατά τη διάρκεια αστρικών εκρήξεων. Τα αστέρια των επόμενων γενεών σχηματίστηκαν από ύλη που περιείχε έως και 3-4% (κατά μάζα) βαρέων στοιχείων.

Η πιο άμεση ένδειξη ότι ο σχηματισμός άστρων στον Γαλαξία είναι ακόμη σε εξέλιξη είναι το φαινόμενο. ύπαρξη τεράστιου φωτεινού φάσματος αστέρων. τάξεις Ο και Β, η διάρκεια ζωής των οποίων δεν μπορεί να υπερβαίνει τα ~ 10 7 έτη. Ο ρυθμός σχηματισμού άστρων στη σύγχρονη εποχή. εποχή υπολογίζεται σε 5 ετησίως.

2. Σχηματισμός αστεριών, στάδιο βαρυτικής συμπίεσης

Σύμφωνα με την πιο κοινή άποψη, τα αστέρια σχηματίζονται ως αποτέλεσμα βαρυτικών δυνάμεων. συμπύκνωση της ύλης στο διαστρικό μέσο. Η απαραίτητη διαίρεση του διαστρικού μέσου σε δύο φάσεις - πυκνά ψυχρά σύννεφα και ένα σπάνιο μέσο με υψηλότερη θερμοκρασία - μπορεί να συμβεί υπό την επίδραση της θερμικής αστάθειας Rayleigh-Taylor στο διαστρικό μαγνητικό πεδίο. πεδίο. Συμπλέγματα αερίου-σκόνης με μάζα , χαρακτηριστικό μέγεθος (10-100) pc και συγκέντρωση σωματιδίων n~10 2 cm -3 . στην πραγματικότητα παρατηρούνται λόγω της εκπομπής ραδιοκυμάτων τους. Η συμπίεση (κατάρρευση) τέτοιων νεφών απαιτεί ορισμένες προϋποθέσεις: βαρύτητα. τα σωματίδια του νέφους πρέπει να υπερβαίνουν το άθροισμα της ενέργειας της θερμικής κίνησης των σωματιδίων, της περιστροφικής ενέργειας του νέφους συνολικά και του μαγνητικού πεδίου. ενέργεια σύννεφων (κριτήριο τζιν). Εάν ληφθεί υπόψη μόνο η ενέργεια της θερμικής κίνησης, τότε, με ακρίβεια σε έναν παράγοντα της τάξης της ενότητας, το κριτήριο Jeans γράφεται με τη μορφή: align="absmiddle" width="205" height="20">, πού είναι η μάζα του σύννεφου, Τ- θερμοκρασία αερίου σε K, n- αριθμός σωματιδίων ανά 1 cm3. Με τυπικό μοντέρνο διαστρικά σύννεφα θερμοκρασία K μπορεί να καταρρεύσει μόνο σύννεφα με μάζα όχι μικρότερη από . Το κριτήριο Jeans δείχνει ότι για το σχηματισμό αστεριών του πραγματικά παρατηρούμενου φάσματος μάζας, η συγκέντρωση των σωματιδίων στα σύννεφα που καταρρέουν πρέπει να φτάσει (10 3 -10 6) cm -3, δηλ. 10-1000 φορές υψηλότερο από αυτό που παρατηρείται στα τυπικά σύννεφα. Ωστόσο, τέτοιες συγκεντρώσεις σωματιδίων μπορούν να επιτευχθούν στα βάθη των νεφών που έχουν ήδη αρχίσει να καταρρέουν. Από αυτό προκύπτει ότι συμβαίνει μέσω μιας διαδοχικής διαδικασίας, που πραγματοποιείται σε διάφορα στάδια. στάδια, κατακερματισμός ογκωδών νεφών. Αυτή η εικόνα εξηγεί φυσικά τη γέννηση των αστεριών σε ομάδες - σμήνη. Ταυτόχρονα, τα ερωτήματα που σχετίζονται με τη θερμική ισορροπία στο σύννεφο, το πεδίο ταχύτητας σε αυτό και τον μηχανισμό που καθορίζει το φάσμα μάζας των θραυσμάτων παραμένουν ακόμη ασαφή.

Τα αντικείμενα με κατάρρευση αστρικής μάζας ονομάζονται πρωτοαστέρες. Κατάρρευση ενός σφαιρικά συμμετρικού μη περιστρεφόμενου πρωτοάστρου χωρίς μαγνητικό πεδίο. πεδία περιλαμβάνει πολλά. στάδια. Στην αρχική χρονική στιγμή, το νέφος είναι ομοιογενές και ισόθερμο. Είναι διαφανές στο δικό του. ακτινοβολία, άρα η κατάρρευση έρχεται με ογκομετρικές απώλειες ενέργειας, Ch. αρ. λόγω της θερμικής ακτινοβολίας της σκόνης, η τομή μεταδίδει την κινητική της. ενέργεια ενός σωματιδίου αερίου. Σε ένα ομοιογενές νέφος δεν υπάρχει κλίση πίεσης και η συμπίεση αρχίζει σε ελεύθερη πτώση με ένα χαρακτηριστικό χρόνο, όπου σολ- , - πυκνότητα νέφους. Με την έναρξη της συμπίεσης, εμφανίζεται ένα κύμα αραίωσης, που κινείται προς το κέντρο με την ταχύτητα του ήχου, και αφού Η κατάρρευση συμβαίνει γρηγορότερα όπου η πυκνότητα είναι μεγαλύτερη, το πρωτοάστρο χωρίζεται σε συμπαγή πυρήνα και εκτεταμένο κέλυφος, στο οποίο η ύλη κατανέμεται σύμφωνα με το νόμο. Όταν η συγκέντρωση των σωματιδίων στον πυρήνα φτάσει τα ~ 10 11 cm -3 γίνεται αδιαφανής στην ακτινοβολία IR των κόκκων σκόνης. Η ενέργεια που απελευθερώνεται στον πυρήνα διαρρέει αργά στην επιφάνεια λόγω της θερμικής αγωγιμότητας της ακτινοβολίας. Η θερμοκρασία αρχίζει να αυξάνεται σχεδόν αδιαβατικά, αυτό οδηγεί σε αύξηση της πίεσης και ο πυρήνας γίνεται υδροστατικός. ισορροπία. Το κέλυφος συνεχίζει να πέφτει στον πυρήνα και εμφανίζεται στην περιφέρειά του. Οι παράμετροι του πυρήνα αυτή τη στιγμή εξαρτώνται ασθενώς από τη συνολική μάζα του πρωτοάστρου: Κ. Καθώς η μάζα του πυρήνα αυξάνεται λόγω συσσώρευσης, η θερμοκρασία του αλλάζει σχεδόν αδιαβατικά έως ότου φτάσει τους 2000 Κ, όταν αρχίζει η διάσταση των μορίων H 2 . Ως αποτέλεσμα της κατανάλωσης ενέργειας για διάσπαση, και όχι αύξηση της κινητικής. σωματιδιακή ενέργεια, η τιμή του αδιαβατικού δείκτη γίνεται μικρότερη από 4/3, οι αλλαγές πίεσης δεν είναι σε θέση να αντισταθμίσουν τις βαρυτικές δυνάμεις και ο πυρήνας καταρρέει ξανά (βλ.). Σχηματίζεται ένας νέος πυρήνας με παραμέτρους, που περιβάλλεται από ένα μέτωπο κρούσης, πάνω στο οποίο συσσωρεύονται τα υπολείμματα του πρώτου πυρήνα. Μια παρόμοια αναδιάταξη του πυρήνα συμβαίνει με το υδρογόνο.

Η περαιτέρω ανάπτυξη του πυρήνα σε βάρος της ύλης του κελύφους συνεχίζεται έως ότου όλη η ύλη πέσει πάνω στο αστέρι ή διασκορπιστεί υπό την επίδραση ή, εάν ο πυρήνας είναι αρκετά μεγάλος (βλ.). Πρωτόσταρες με χαρακτηριστικό χρόνο ύλης κελύφους t a >t kn, επομένως η φωτεινότητά τους καθορίζεται από την απελευθέρωση ενέργειας των πυρήνων που καταρρέουν.

Εξέλιξη. ίχνη πυρήνων πρωτοαστέρων με σταθερή μάζα στο υδροστατικό στάδιο. οι συμπιέσεις φαίνονται στο Σχ. 1. Για αστέρια μικρής μάζας, τη στιγμή που εγκαθίσταται υδροστατική. ισορροπίας, οι συνθήκες στους πυρήνες είναι τέτοιες ώστε να μεταφέρεται ενέργεια σε αυτούς. Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι η θερμοκρασία της επιφάνειας ενός πλήρως συναγωγικού αστέρα είναι σχεδόν σταθερή. Η ακτίνα του αστεριού μειώνεται συνεχώς, γιατί αυτή συνεχίζει να συρρικνώνεται. Με σταθερή επιφανειακή θερμοκρασία και φθίνουσα ακτίνα, η φωτεινότητα του άστρου θα πρέπει επίσης να πέφτει στο G.-R.D. Αυτό το στάδιο εξέλιξης αντιστοιχεί σε κάθετα τμήματα τροχιών.

Καθώς η συμπίεση συνεχίζεται, η θερμοκρασία στο εσωτερικό του άστρου αυξάνεται, η ύλη γίνεται πιο διαφανής και τα αστέρια με align="absmiddle" width="90" height="17"> έχουν ακτινοβόλο πυρήνες, αλλά τα κελύφη παραμένουν μεταβλητά. Τα άστρα με μικρότερη μάζα παραμένουν εντελώς συναγωγικά. Η φωτεινότητά τους ελέγχεται από ένα λεπτό στρώμα ακτινοβολίας στη φωτόσφαιρα. Όσο πιο μαζικό είναι το αστέρι και όσο υψηλότερη είναι η ενεργός θερμοκρασία του, τόσο μεγαλύτερος είναι ο ακτινοβόλος πυρήνας του (σε αστέρια με align="absmiddle" width="74" height="17"> ο ακτινοβόλος πυρήνας εμφανίζεται αμέσως). Στο τέλος, σχεδόν ολόκληρο το αστέρι (με εξαίρεση την επιφανειακή ζώνη μεταφοράς για αστέρια με μάζα) περνά σε μια κατάσταση ακτινοβολίας ισορροπίας, στην οποία όλη η ενέργεια που απελευθερώνεται στον πυρήνα μεταφέρεται με ακτινοβολία.

3. Εξέλιξη με βάση τις πυρηνικές αντιδράσεις

Όταν η περιεκτικότητα σε υδρογόνο στον πυρήνα μειώνεται στο 1%, η διαστολή του κελύφους των αστεριών με align="absmiddle" width="66" height="17"> αντικαθίσταται από μια γενική συστολή του αστέρα που είναι απαραίτητη για τη διατήρηση της απελευθέρωσης ενέργειας . Η συμπίεση του κελύφους προκαλεί θέρμανση του υδρογόνου στο στρώμα δίπλα στον πυρήνα του ηλίου στη θερμοκρασία της θερμοπυρηνικής καύσης του και δημιουργείται μια στιβάδα πηγή απελευθέρωσης ενέργειας. Σε αστέρια με μάζα , στα οποία εξαρτάται λιγότερο από τη θερμοκρασία και η περιοχή απελευθέρωσης ενέργειας δεν είναι τόσο έντονα συγκεντρωμένη προς το κέντρο, δεν υπάρχει στάδιο γενικής συμπίεσης.

Ε.ζ. μετά την καύση του υδρογόνου εξαρτάται από τη μάζα τους. Ο σημαντικότερος παράγοντας που επηρεάζει την πορεία της εξέλιξης των αστεριών με μάζα . εκφυλισμός αερίου ηλεκτρονίων σε υψηλές πυκνότητες. Λόγω της υψηλής πυκνότητας, ο αριθμός των κβαντικών καταστάσεων με χαμηλή ενέργεια είναι περιορισμένος λόγω της αρχής Pauli και τα ηλεκτρόνια γεμίζουν τα κβαντικά επίπεδα με υψηλή ενέργεια, υπερβαίνοντας σημαντικά την ενέργεια της θερμικής τους κίνησης. Το πιο σημαντικό χαρακτηριστικό ενός εκφυλισμένου αερίου είναι η πίεσή του Πεξαρτάται μόνο από την πυκνότητα: για μη σχετικιστικό εκφυλισμό και για σχετικιστικό εκφυλισμό. Η πίεση αερίου των ηλεκτρονίων είναι πολύ μεγαλύτερη από την πίεση των ιόντων. Αυτό ακολουθεί ό,τι είναι θεμελιώδες για την Ε.Ζ. συμπέρασμα: δεδομένου ότι η βαρυτική δύναμη που ενεργεί σε μια μονάδα όγκου ενός σχετικιστικά εκφυλισμένου αερίου εξαρτάται από την πυκνότητα με τον ίδιο τρόπο όπως η βαθμίδα πίεσης, πρέπει να υπάρχει μια οριακή μάζα (βλ.), τέτοια ώστε στο align="absmiddle" width="66 " height="15"> η πίεση των ηλεκτρονίων δεν μπορεί να εξουδετερώσει τη βαρύτητα και αρχίζει η συμπίεση. Limit weight align="absmiddle" width="139" height="17">. Το όριο της περιοχής στην οποία εκφυλίζεται το αέριο ηλεκτρονίων φαίνεται στο Σχ. 3. Στα αστέρια χαμηλής μάζας, ο εκφυλισμός παίζει σημαντικό ρόλο ήδη στη διαδικασία σχηματισμού πυρήνων ηλίου.

Ο δεύτερος παράγοντας που καθορίζει την Ε.ζ. σε μεταγενέστερα στάδια, αυτές είναι απώλειες ενέργειας νετρίνων. Στα βάθη των αστεριών Τ~10 8 K κύρια. ρόλο στη γέννηση διαδραματίζει: η διαδικασία φωτονετρίνων, η διάσπαση των κβαντών ταλάντωσης του πλάσματος (πλασμόνια) σε ζεύγη νετρίνων-αντινετρίνων (), η εξάλειψη των ζευγών ηλεκτρονίων-ποζιτρονίων () και (βλ.). Το πιο σημαντικό χαρακτηριστικό των νετρίνων είναι ότι η ύλη του άστρου είναι σχεδόν διαφανής σε αυτά και τα νετρίνα μεταφέρουν ελεύθερα ενέργεια μακριά από το αστέρι.

Ο πυρήνας ηλίου, στον οποίο δεν έχουν ακόμη προκύψει συνθήκες για καύση ηλίου, συμπιέζεται. Η θερμοκρασία στη στρωματοποιημένη πηγή δίπλα στον πυρήνα αυξάνεται και ο ρυθμός καύσης υδρογόνου αυξάνεται. Η ανάγκη μεταφοράς αυξημένης ροής ενέργειας οδηγεί σε διαστολή του κελύφους, για την οποία χάνεται μέρος της ενέργειας. Δεδομένου ότι η φωτεινότητα του αστεριού δεν αλλάζει, η θερμοκρασία της επιφάνειάς του πέφτει και στο G.-R.D. το αστέρι μετακινείται στην περιοχή που καταλαμβάνεται από κόκκινους γίγαντες Ο χρόνος αναδιάρθρωσης του αστεριού είναι δύο τάξεις μεγέθους μικρότερος από τον χρόνο που χρειάζεται για να καεί το υδρογόνο στον πυρήνα, επομένως υπάρχουν λίγα αστέρια μεταξύ της λωρίδας MS και της περιοχής των ερυθρών υπεργιγάντων . Με τη μείωση της θερμοκρασίας του κελύφους αυξάνεται η διαφάνειά του, με αποτέλεσμα να εμφανίζεται μια εξωτερική εμφάνιση. η ζώνη μεταφοράς και η φωτεινότητα του αστέρα αυξάνεται.

Η αφαίρεση ενέργειας από τον πυρήνα μέσω της θερμικής αγωγιμότητας των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων και των απωλειών νετρίνων στα αστέρια καθυστερεί τη στιγμή της καύσης του ηλίου. Η θερμοκρασία αρχίζει να αυξάνεται αισθητά μόνο όταν ο πυρήνας γίνει σχεδόν ισόθερμος. Καύση του 4 Καθορίζει την Ε.Ζ. από τη στιγμή που η απελευθέρωση ενέργειας υπερβαίνει την απώλεια ενέργειας μέσω της θερμικής αγωγιμότητας και της ακτινοβολίας νετρίνων. Η ίδια προϋπόθεση ισχύει για την καύση όλων των επόμενων τύπων πυρηνικών καυσίμων.

Ένα αξιοσημείωτο χαρακτηριστικό των αστρικών πυρήνων από εκφυλισμένο αέριο, που ψύχεται από νετρίνα, είναι η «σύγκλιση» - η σύγκλιση των ιχνών, που χαρακτηρίζουν τη σχέση μεταξύ πυκνότητας και θερμοκρασίας Tcστο κέντρο του αστεριού (Εικ. 3). Ο ρυθμός απελευθέρωσης ενέργειας κατά τη συμπίεση του πυρήνα καθορίζεται από τον ρυθμό προσθήκης ύλης σε αυτόν μέσω μιας πηγής στρώματος και εξαρτάται μόνο από τη μάζα του πυρήνα για έναν δεδομένο τύπο καυσίμου. Πρέπει να διατηρείται μια ισορροπία εισροής και εκροής ενέργειας στον πυρήνα, επομένως η ίδια κατανομή θερμοκρασίας και πυκνότητας δημιουργείται στους πυρήνες των άστρων. Μέχρι να αναφλεγεί, η μάζα του πυρήνα εξαρτάται από την περιεκτικότητα των βαρέων στοιχείων. Σε πυρήνες εκφυλισμένου αερίου, η καύση του 4 He έχει χαρακτήρα θερμικής έκρηξης, επειδή η ενέργεια που απελευθερώνεται κατά την καύση αυξάνει την ενέργεια της θερμικής κίνησης των ηλεκτρονίων, αλλά η πίεση παραμένει σχεδόν αμετάβλητη με την αύξηση της θερμοκρασίας έως ότου η θερμική ενέργεια των ηλεκτρονίων είναι ίση με την ενέργεια του εκφυλισμένου αερίου των ηλεκτρονίων. Στη συνέχεια, ο εκφυλισμός αφαιρείται και ο πυρήνας επεκτείνεται γρήγορα - εμφανίζεται μια λάμψη ηλίου. Οι εκλάμψεις ηλίου πιθανότατα συνοδεύονται από απώλεια αστρικής ύλης. Στο , όπου τα τεράστια αστέρια έχουν τελειώσει από καιρό την εξέλιξη και οι κόκκινοι γίγαντες έχουν μάζες, τα αστέρια στο στάδιο της καύσης ηλίου βρίσκονται στον οριζόντιο κλάδο του G.-R.D.

Στους πυρήνες ηλίου των άστρων με align="absmiddle" width="90" height="17"> το αέριο δεν είναι εκφυλισμένο, 4 Αναφλέγεται αθόρυβα, αλλά οι πυρήνες διαστέλλονται επίσης λόγω αύξησης Tc. Στα πιο ογκώδη αστέρια, η καύση του 4 He συμβαίνει ακόμα και όταν είναι ενεργά. μπλε υπεργίγαντες. Η επέκταση του πυρήνα οδηγεί σε μείωση Τστην περιοχή της πηγής του στρώματος υδρογόνου και η φωτεινότητα του άστρου μετά την έκρηξη ηλίου μειώνεται. Για να διατηρηθεί η θερμική ισορροπία, το κέλυφος συστέλλεται και το αστέρι φεύγει από την περιοχή των ερυθρών υπεργιγάντων. Όταν το 4 He στον πυρήνα εξαντληθεί, η συμπίεση του πυρήνα και η διαστολή του κελύφους αρχίζουν ξανά, το αστέρι γίνεται ξανά ένας κόκκινος υπεργίγαντας. Σχηματίζεται μια στρωματοποιημένη πηγή καύσης 4 He, η οποία κυριαρχεί στην απελευθέρωση ενέργειας. Το εξωτερικό εμφανίζεται ξανά. συναγωγική ζώνη. Καθώς το ήλιο και το υδρογόνο καίγονται, το πάχος των πηγών του στρώματος μειώνεται. Ένα λεπτό στρώμα καύσης ηλίου αποδεικνύεται θερμικά ασταθές, επειδή με πολύ ισχυρή ευαισθησία απελευθέρωσης ενέργειας στη θερμοκρασία (), η θερμική αγωγιμότητα της ουσίας είναι ανεπαρκής για την κατάσβεση των θερμικών διαταραχών στο στρώμα καύσης. Κατά τη διάρκεια των θερμικών εκρήξεων, συμβαίνει μεταφορά στο στρώμα. Εάν διεισδύσει σε στρώματα πλούσια σε υδρογόνο, τότε ως αποτέλεσμα μιας αργής διαδικασίας ( μικρό-διαδικασία, βλ.) συντίθενται στοιχεία με ατομική μάζα από 22 Ne έως 209 B.

Η πίεση της ακτινοβολίας στη σκόνη και στα μόρια που σχηματίζονται στα ψυχρά, εκτεταμένα κελύφη των ερυθρών υπεργιγάντων οδηγεί σε συνεχή απώλεια ύλης με ρυθμό έως και ένα χρόνο. Η συνεχής απώλεια μάζας μπορεί να συμπληρωθεί από απώλειες που προκαλούνται από την αστάθεια της καύσης του στρώματος ή τους παλμούς, που μπορεί να οδηγήσουν στην απελευθέρωση ενός ή περισσότερων. κοχύλια. Όταν η ποσότητα της ουσίας πάνω από τον πυρήνα άνθρακα-οξυγόνου γίνει μικρότερη από ένα ορισμένο όριο, το κέλυφος, προκειμένου να διατηρήσει τη θερμοκρασία στα στρώματα καύσης, αναγκάζεται να συμπιεστεί έως ότου η συμπίεση είναι ικανή να διατηρήσει την καύση. αστέρι στο G.-R.D. κινείται σχεδόν οριζόντια προς τα αριστερά. Σε αυτό το στάδιο, η αστάθεια των στρωμάτων καύσης μπορεί επίσης να οδηγήσει σε διαστολή του κελύφους και απώλεια ύλης. Ενώ το αστέρι είναι αρκετά ζεστό, παρατηρείται ως πυρήνας με έναν ή περισσότερους. κοχύλια. Όταν οι πηγές στρώματος μετατοπίζονται προς την επιφάνεια του άστρου τόσο πολύ που η θερμοκρασία σε αυτές γίνεται χαμηλότερη από αυτή που απαιτείται για την πυρηνική καύση, το αστέρι ψύχεται, μετατρέπεται σε λευκό νάνο με , που ακτινοβολεί λόγω της κατανάλωσης θερμικής ενέργειας του ιοντικού συστατικού του το θέμα του. Ο χαρακτηριστικός χρόνος ψύξης των λευκών νάνων είναι ~ 10 9 χρόνια. Το κατώτερο όριο στις μάζες των απλών αστέρων που μετατρέπονται σε λευκούς νάνους είναι ασαφές, υπολογίζεται σε 3-6. Στα αστέρια γ, το αέριο ηλεκτρονίων εκφυλίζεται στο στάδιο της ανάπτυξης των αστρικών πυρήνων άνθρακα-οξυγόνου (C,O-). Όπως και στους πυρήνες ηλίου των άστρων, λόγω των απωλειών ενέργειας των νετρίνων, συμβαίνει μια «σύγκλιση» συνθηκών στο κέντρο και τη στιγμή της καύσης του άνθρακα στον πυρήνα C,O. Η καύση των 12 C κάτω από τέτοιες συνθήκες πιθανότατα έχει τη φύση της έκρηξης και οδηγεί στην πλήρη καταστροφή του άστρου. Μπορεί να μην συμβεί πλήρης καταστροφή εάν . Μια τέτοια πυκνότητα είναι εφικτή όταν ο ρυθμός ανάπτυξης του πυρήνα καθορίζεται από τη συσσώρευση δορυφορικής ύλης σε ένα στενό δυαδικό σύστημα.

Το Σύμπαν είναι ένας συνεχώς μεταβαλλόμενος μακρόκοσμος, όπου κάθε αντικείμενο, ουσία ή ύλη βρίσκεται σε κατάσταση μετασχηματισμού και αλλαγής. Αυτές οι διαδικασίες διαρκούν δισεκατομμύρια χρόνια. Σε σύγκριση με τη διάρκεια της ανθρώπινης ζωής, αυτή η ακατανόητη χρονική περίοδος είναι τεράστια. Σε κοσμική κλίμακα, αυτές οι αλλαγές είναι αρκετά φευγαλέες. Τα αστέρια που βλέπουμε τώρα στον νυχτερινό ουρανό ήταν τα ίδια πριν από χιλιάδες χρόνια, όταν οι Αιγύπτιοι Φαραώ μπορούσαν να τα δουν, αλλά στην πραγματικότητα, όλο αυτό το διάστημα η αλλαγή στα φυσικά χαρακτηριστικά των ουράνιων σωμάτων δεν σταμάτησε ούτε δευτερόλεπτο. Τα αστέρια γεννιούνται, ζουν και σίγουρα γερνούν - η εξέλιξη των αστεριών συνεχίζεται ως συνήθως.

Η θέση των αστεριών του αστερισμού Άρκτου σε διαφορετικές ιστορικές περιόδους στο διάστημα πριν από 100.000 χρόνια - η εποχή μας και μετά από 100 χιλιάδες χρόνια

Ερμηνεία της εξέλιξης των άστρων από τη σκοπιά του μέσου ανθρώπου

Για τον μέσο άνθρωπο, ο χώρος φαίνεται να είναι ένας κόσμος ηρεμίας και σιωπής. Στην πραγματικότητα, το Σύμπαν είναι ένα γιγάντιο φυσικό εργαστήριο όπου λαμβάνουν χώρα τεράστιοι μετασχηματισμοί, κατά τους οποίους η χημική σύνθεση, τα φυσικά χαρακτηριστικά και η δομή των αστεριών αλλάζουν. Η ζωή ενός αστεριού διαρκεί όσο λάμπει και εκπέμπει θερμότητα. Ωστόσο, μια τόσο λαμπρή κατάσταση δεν διαρκεί για πάντα. Μετά τη φωτεινή γέννηση ακολουθεί μια περίοδος ωριμότητας των άστρων, η οποία αναπόφευκτα τελειώνει με τη γήρανση του ουράνιου σώματος και τον θάνατό του.

Σχηματισμός πρωτοάστρου από σύννεφο αερίου και σκόνης πριν από 5-7 δισεκατομμύρια χρόνια

Όλες οι πληροφορίες μας για τα αστέρια σήμερα εντάσσονται στο πλαίσιο της επιστήμης. Η θερμοδυναμική μας δίνει μια εξήγηση των διεργασιών υδροστατικής και θερμικής ισορροπίας στις οποίες βρίσκεται η αστρική ύλη. Η πυρηνική και η κβαντική φυσική μας επιτρέπουν να κατανοήσουμε την περίπλοκη διαδικασία της πυρηνικής σύντηξης που επιτρέπει σε ένα αστέρι να υπάρχει, εκπέμποντας θερμότητα και δίνοντας φως στον περιβάλλοντα χώρο. Κατά τη γέννηση ενός αστέρα, σχηματίζεται υδροστατική και θερμική ισορροπία, που διατηρείται από τις δικές του πηγές ενέργειας. Στο τέλος μιας λαμπρής αστρικής καριέρας, αυτή η ισορροπία διαταράσσεται. Ξεκινά μια σειρά από μη αναστρέψιμες διεργασίες, το αποτέλεσμα των οποίων είναι η καταστροφή του αστεριού ή η κατάρρευση - μια μεγαλειώδης διαδικασία στιγμιαίου και λαμπρού θανάτου του ουράνιου σώματος.

Μια έκρηξη σουπερνόβα είναι ένα φωτεινό φινάλε στη ζωή ενός αστεριού που γεννήθηκε στα πρώτα χρόνια του Σύμπαντος.

Οι αλλαγές στα φυσικά χαρακτηριστικά των άστρων οφείλονται στη μάζα τους. Ο ρυθμός εξέλιξης των αντικειμένων επηρεάζεται από τη χημική τους σύνθεση και, σε κάποιο βαθμό, από τις υπάρχουσες αστροφυσικές παραμέτρους - την ταχύτητα περιστροφής και την κατάσταση του μαγνητικού πεδίου. Δεν είναι δυνατόν να μιλήσουμε ακριβώς για το πώς όλα συμβαίνουν στην πραγματικότητα λόγω της τεράστιας διάρκειας των διαδικασιών που περιγράφονται. Ο ρυθμός εξέλιξης και τα στάδια μεταμόρφωσης εξαρτώνται από τη στιγμή γέννησης του άστρου και τη θέση του στο Σύμπαν τη στιγμή της γέννησης.

Η εξέλιξη των αστεριών από επιστημονική άποψη

Οποιοδήποτε αστέρι γεννιέται από μια συστάδα κρύου διαστρικού αερίου, το οποίο, υπό την επίδραση εξωτερικών και εσωτερικών βαρυτικών δυνάμεων, συμπιέζεται στην κατάσταση μιας μπάλας αερίου. Η διαδικασία συμπίεσης της αέριας ουσίας δεν σταματά ούτε στιγμή, συνοδευόμενη από κολοσσιαία απελευθέρωση θερμικής ενέργειας. Η θερμοκρασία του νέου σχηματισμού αυξάνεται μέχρι να ξεκινήσει η θερμοπυρηνική σύντηξη. Από αυτή τη στιγμή, η συμπίεση της αστρικής ύλης σταματά και επιτυγχάνεται ισορροπία μεταξύ της υδροστατικής και της θερμικής κατάστασης του αντικειμένου. Το Σύμπαν έχει αναπληρωθεί με ένα νέο πλήρες αστέρι.

Το κύριο αστρικό καύσιμο είναι το άτομο υδρογόνου ως αποτέλεσμα μιας εκτοξευόμενης θερμοπυρηνικής αντίδρασης.

Στην εξέλιξη των άστρων, οι πηγές θερμικής τους ενέργειας έχουν θεμελιώδη σημασία. Η ακτινοβολία και η θερμική ενέργεια που διαφεύγει στο διάστημα από την επιφάνεια του άστρου αναπληρώνεται με την ψύξη των εσωτερικών στρωμάτων του ουράνιου σώματος. Οι συνεχείς θερμοπυρηνικές αντιδράσεις και η βαρυτική συμπίεση στα έγκατα του άστρου αναπληρώνουν την απώλεια. Εφόσον υπάρχει αρκετό πυρηνικό καύσιμο στα έγκατα του άστρου, το αστέρι λάμπει με έντονο φως και εκπέμπει θερμότητα. Μόλις η διαδικασία της θερμοπυρηνικής σύντηξης επιβραδύνει ή σταματήσει τελείως, ενεργοποιείται ο μηχανισμός εσωτερικής συμπίεσης του άστρου για τη διατήρηση της θερμικής και θερμοδυναμικής ισορροπίας. Σε αυτό το στάδιο, το αντικείμενο εκπέμπει ήδη θερμική ενέργεια, η οποία είναι ορατή μόνο στην υπέρυθρη περιοχή.

Με βάση τις διαδικασίες που περιγράφηκαν, μπορούμε να συμπεράνουμε ότι η εξέλιξη των άστρων αντιπροσωπεύει μια σταθερή αλλαγή στις πηγές αστρικής ενέργειας. Στη σύγχρονη αστροφυσική, οι διαδικασίες μετασχηματισμού των αστεριών μπορούν να διευθετηθούν σύμφωνα με τρεις κλίμακες:

• πυρηνικό χρονοδιάγραμμα·
• θερμική περίοδος της ζωής ενός αστεριού.
• δυναμικό τμήμα (τελικό) της ζωής ενός φωτιστικού.

Σε κάθε μεμονωμένη περίπτωση, λαμβάνονται υπόψη οι διαδικασίες που καθορίζουν την ηλικία του άστρου, τα φυσικά χαρακτηριστικά του και τον τύπο του θανάτου του αντικειμένου. Το πυρηνικό χρονοδιάγραμμα είναι ενδιαφέρον εφόσον το αντικείμενο τροφοδοτείται από τις δικές του πηγές θερμότητας και εκπέμπει ενέργεια που είναι προϊόν πυρηνικών αντιδράσεων. Η διάρκεια αυτού του σταδίου υπολογίζεται με τον προσδιορισμό της ποσότητας υδρογόνου που θα μετατραπεί σε ήλιο κατά τη διάρκεια της θερμοπυρηνικής σύντηξης. Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα του αστέρα, τόσο μεγαλύτερη είναι η ένταση των πυρηνικών αντιδράσεων και, κατά συνέπεια, τόσο μεγαλύτερη είναι η φωτεινότητα του αντικειμένου.

Μεγέθη και μάζες από διάφορα αστέρια, που κυμαίνονται από έναν υπεργίγαντα έως έναν κόκκινο νάνο

Η θερμική κλίμακα χρόνου ορίζει το στάδιο της εξέλιξης κατά το οποίο ένα αστέρι ξοδεύει όλη τη θερμική του ενέργεια. Αυτή η διαδικασία ξεκινά από τη στιγμή που εξαντλούνται τα τελευταία αποθέματα υδρογόνου και σταματούν οι πυρηνικές αντιδράσεις. Για να διατηρηθεί η ισορροπία του αντικειμένου, ξεκινά μια διαδικασία συμπίεσης. Η αστρική ύλη πέφτει προς το κέντρο. Σε αυτή την περίπτωση, η κινητική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμική ενέργεια, η οποία δαπανάται για τη διατήρηση της απαραίτητης ισορροπίας θερμοκρασίας μέσα στο αστέρι. Μέρος της ενέργειας διαφεύγει στο διάστημα.

Λαμβάνοντας υπόψη το γεγονός ότι η φωτεινότητα των άστρων καθορίζεται από τη μάζα τους, τη στιγμή της συμπίεσης ενός αντικειμένου, η φωτεινότητα του στο διάστημα δεν αλλάζει.

Ένα αστέρι στο δρόμο για την κύρια σειρά

Ο σχηματισμός αστεριών συμβαίνει σύμφωνα με μια δυναμική χρονική κλίμακα. Το αστρικό αέριο πέφτει ελεύθερα προς τα μέσα προς το κέντρο, αυξάνοντας την πυκνότητα και την πίεση στα έντερα του μελλοντικού αντικειμένου. Όσο μεγαλύτερη είναι η πυκνότητα στο κέντρο της μπάλας αερίου, τόσο υψηλότερη είναι η θερμοκρασία μέσα στο αντικείμενο. Από αυτή τη στιγμή, η θερμότητα γίνεται η κύρια ενέργεια του ουράνιου σώματος. Όσο μεγαλύτερη είναι η πυκνότητα και όσο υψηλότερη είναι η θερμοκρασία, τόσο μεγαλύτερη είναι η πίεση στα βάθη του μελλοντικού αστέρα. Η ελεύθερη πτώση των μορίων και των ατόμων σταματά και η διαδικασία συμπίεσης του αστρικού αερίου σταματά. Αυτή η κατάσταση ενός αντικειμένου ονομάζεται συνήθως πρωτάστερος. Το αντικείμενο είναι κατά 90% μοριακό υδρογόνο. Όταν η θερμοκρασία φτάσει τους 1800 Κ, το υδρογόνο περνά στην ατομική κατάσταση. Κατά τη διαδικασία της αποσύνθεσης, καταναλώνεται ενέργεια και η αύξηση της θερμοκρασίας επιβραδύνεται.

Το σύμπαν αποτελείται κατά 75% από μοριακό υδρογόνο, το οποίο κατά τον σχηματισμό των πρωτοαστέρων μετατρέπεται σε ατομικό υδρογόνο - το πυρηνικό καύσιμο ενός αστεριού

Σε αυτή την κατάσταση, η πίεση στο εσωτερικό της μπάλας αερίου μειώνεται, δίνοντας έτσι ελευθερία στη δύναμη συμπίεσης. Αυτή η αλληλουχία επαναλαμβάνεται κάθε φορά που όλο το υδρογόνο ιονίζεται πρώτα και μετά ιονίζεται το ήλιο. Σε θερμοκρασία 105 K, το αέριο ιονίζεται πλήρως, η συμπίεση του αστέρα σταματά και προκύπτει υδροστατική ισορροπία του αντικειμένου. Η περαιτέρω εξέλιξη του άστρου θα συμβεί σύμφωνα με τη θερμική χρονική κλίμακα, πολύ πιο αργή και συνεπής.

Η ακτίνα του πρωτοάστρου μειώνεται από 100 AU από την αρχή του σχηματισμού. έως ¼ a.u. Το αντικείμενο βρίσκεται στη μέση ενός νέφους αερίου. Ως αποτέλεσμα της συσσώρευσης σωματιδίων από τις εξωτερικές περιοχές του αστρικού νέφους αερίου, η μάζα του αστεριού θα αυξάνεται συνεχώς. Κατά συνέπεια, η θερμοκρασία στο εσωτερικό του αντικειμένου θα αυξηθεί, συνοδεύοντας τη διαδικασία της μεταφοράς - τη μεταφορά ενέργειας από τα εσωτερικά στρώματα του άστρου στην εξωτερική του άκρη. Στη συνέχεια, με την αύξηση της θερμοκρασίας στο εσωτερικό του ουράνιου σώματος, η μεταφορά αντικαθίσταται από μεταφορά ακτινοβολίας, κινούμενη προς την επιφάνεια του άστρου. Αυτή τη στιγμή, η φωτεινότητα του αντικειμένου αυξάνεται γρήγορα και η θερμοκρασία των επιφανειακών στρωμάτων της αστρικής μπάλας αυξάνεται επίσης.

Διαδικασίες συναγωγής και μεταφορά ακτινοβολίας σε ένα νεοσχηματισμένο αστέρι πριν από την έναρξη των αντιδράσεων θερμοπυρηνικής σύντηξης

Για παράδειγμα, για αστέρια με μάζα ίδια με τη μάζα του Ήλιου μας, η συμπίεση του πρωτοαστρικού νέφους συμβαίνει σε λίγες μόνο εκατοντάδες χρόνια. Όσον αφορά το τελικό στάδιο του σχηματισμού του αντικειμένου, η συμπύκνωση της αστρικής ύλης εκτείνεται εδώ και εκατομμύρια χρόνια. Ο Ήλιος κινείται προς την κύρια ακολουθία αρκετά γρήγορα και αυτό το ταξίδι θα διαρκέσει εκατοντάδες εκατομμύρια ή δισεκατομμύρια χρόνια. Με άλλα λόγια, όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα του άστρου, τόσο μεγαλύτερη είναι η χρονική περίοδος που αφιερώνεται για το σχηματισμό ενός πλήρους άστρου. Ένα αστέρι με μάζα 15 M θα κινείται κατά μήκος της διαδρομής προς την κύρια ακολουθία για πολύ περισσότερο - περίπου 60 χιλιάδες χρόνια.

Φάση κύριας ακολουθίας

Παρά το γεγονός ότι ορισμένες αντιδράσεις θερμοπυρηνικής σύντηξης ξεκινούν σε χαμηλότερες θερμοκρασίες, η κύρια φάση της καύσης του υδρογόνου ξεκινά σε θερμοκρασία 4 εκατομμυρίων βαθμών. Από αυτή τη στιγμή ξεκινά η κύρια φάση της ακολουθίας. Μια νέα μορφή αναπαραγωγής της αστρικής ενέργειας μπαίνει στο παιχνίδι - η πυρηνική. Η κινητική ενέργεια που απελευθερώνεται κατά τη συμπίεση ενός αντικειμένου εξασθενεί στο φόντο. Η επιτευχθείσα ισορροπία εξασφαλίζει μια μακρά και ήσυχη ζωή για ένα αστέρι που βρίσκεται στην αρχική φάση της κύριας ακολουθίας.

Η σχάση και η διάσπαση των ατόμων υδρογόνου κατά τη διάρκεια μιας θερμοπυρηνικής αντίδρασης που συμβαίνει στο εσωτερικό ενός αστέρα

Από αυτή τη στιγμή, η παρατήρηση της ζωής ενός άστρου συνδέεται σαφώς με τη φάση της κύριας ακολουθίας, η οποία αποτελεί σημαντικό μέρος της εξέλιξης των ουράνιων σωμάτων. Είναι σε αυτό το στάδιο που η μόνη πηγή αστρικής ενέργειας είναι το αποτέλεσμα της καύσης υδρογόνου. Το αντικείμενο βρίσκεται σε κατάσταση ισορροπίας. Καθώς καταναλώνεται πυρηνικό καύσιμο, αλλάζει μόνο η χημική σύσταση του αντικειμένου. Η παραμονή του Ήλιου στη φάση της κύριας ακολουθίας θα διαρκέσει περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Αυτός είναι ο χρόνος που θα χρειαστεί για να εξαντλήσει ολόκληρο το απόθεμα υδρογόνου του γηγενούς μας αστέρα. Όσο για τα τεράστια αστέρια, η εξέλιξή τους συμβαίνει πιο γρήγορα. Εκπέμποντας περισσότερη ενέργεια, ένα τεράστιο αστέρι παραμένει στη φάση της κύριας ακολουθίας μόνο για 10-20 εκατομμύρια χρόνια.

Αστέρια με μικρότερη μάζα καίγονται στον νυχτερινό ουρανό για πολύ περισσότερο. Έτσι, ένα αστέρι με μάζα 0,25 M θα παραμείνει στη φάση της κύριας ακολουθίας για δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια.

Διάγραμμα Hertzsprung–Russell που αξιολογεί τη σχέση μεταξύ του φάσματος των άστρων και της φωτεινότητάς τους. Τα σημεία στο διάγραμμα είναι οι θέσεις των γνωστών αστεριών. Τα βέλη υποδεικνύουν τη μετατόπιση των αστεριών από την κύρια ακολουθία στη γιγάντια και τη φάση του λευκού νάνου.

Για να φανταστείτε την εξέλιξη των αστεριών, απλώς δείτε το διάγραμμα που χαρακτηρίζει την πορεία ενός ουράνιου σώματος στην κύρια ακολουθία. Το πάνω μέρος του γραφήματος φαίνεται λιγότερο κορεσμένο με αντικείμενα, καθώς εκεί συγκεντρώνονται τα τεράστια αστέρια. Αυτή η τοποθεσία εξηγείται από τον σύντομο κύκλο ζωής τους. Από τα αστέρια που είναι γνωστά σήμερα, μερικά έχουν μάζα 70M. Αντικείμενα των οποίων η μάζα υπερβαίνει το ανώτερο όριο των 100M μπορεί να μην σχηματιστούν καθόλου.

Τα ουράνια σώματα των οποίων η μάζα είναι μικρότερη από 0,08 M ​​δεν έχουν την ευκαιρία να ξεπεράσουν την κρίσιμη μάζα που απαιτείται για την έναρξη της θερμοπυρηνικής σύντηξης και παραμένουν κρύα σε όλη τους τη ζωή. Τα μικρότερα πρωτάστρα καταρρέουν και σχηματίζουν νάνους σαν πλανήτες.

Ένας καφές νάνος που μοιάζει με πλανήτη σε σύγκριση με ένα κανονικό αστέρι (τον Ήλιο μας) και τον πλανήτη Δία

Στο κάτω μέρος της ακολουθίας βρίσκονται συγκεντρωμένα αντικείμενα στα οποία κυριαρχούν αστέρια με μάζα ίση με τη μάζα του Ήλιου μας και λίγο περισσότερο. Το νοητό όριο μεταξύ του άνω και του κάτω μέρους της κύριας ακολουθίας είναι αντικείμενα των οποίων η μάζα είναι – 1,5M.

Τα επόμενα στάδια της αστρικής εξέλιξης

Κάθε μία από τις επιλογές για την ανάπτυξη της κατάστασης ενός άστρου καθορίζεται από τη μάζα του και το χρονικό διάστημα κατά το οποίο συμβαίνει ο μετασχηματισμός της αστρικής ύλης. Ωστόσο, το Σύμπαν είναι ένας πολύπλευρος και πολύπλοκος μηχανισμός, επομένως η εξέλιξη των αστεριών μπορεί να ακολουθήσει άλλα μονοπάτια.

Όταν ταξιδεύετε κατά μήκος της κύριας ακολουθίας, ένα αστέρι με μάζα περίπου ίση με τη μάζα του Ήλιου έχει τρεις κύριες επιλογές διαδρομής:

1. Ζήστε τη ζωή σας ήρεμα και ξεκουραστείτε ειρηνικά στις απέραντες εκτάσεις του Σύμπαντος.
2. μπαίνεις στη φάση του κόκκινου γίγαντα και σιγά σιγά γερνάς.
3. γίνει ένας λευκός νάνος, εκραγεί ως σουπερνόβα και γίνει αστέρι νετρονίων.

Πιθανές επιλογές για την εξέλιξη των πρωτοαστέρων ανάλογα με το χρόνο, τη χημική σύνθεση των αντικειμένων και τη μάζα τους

Μετά την κύρια σειρά έρχεται η γιγάντια φάση. Μέχρι αυτή τη στιγμή, τα αποθέματα υδρογόνου στα έντερα του αστεριού έχουν εξαντληθεί πλήρως, η κεντρική περιοχή του αντικειμένου είναι ένας πυρήνας ηλίου και οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις μετατοπίζονται στην επιφάνεια του αντικειμένου. Υπό την επίδραση της θερμοπυρηνικής σύντηξης, το κέλυφος διαστέλλεται, αλλά η μάζα του πυρήνα του ηλίου αυξάνεται. Ένα συνηθισμένο αστέρι μετατρέπεται σε κόκκινο γίγαντα.

Γιγαντιαία φάση και τα χαρακτηριστικά της

Σε αστέρια με μικρή μάζα, η πυκνότητα του πυρήνα γίνεται κολοσσιαία, μετατρέποντας την αστρική ύλη σε ένα εκφυλισμένο σχετικιστικό αέριο. Εάν η μάζα του άστρου είναι ελαφρώς μεγαλύτερη από 0,26 M, μια αύξηση της πίεσης και της θερμοκρασίας οδηγεί στην έναρξη της σύνθεσης ηλίου, καλύπτοντας ολόκληρη την κεντρική περιοχή του αντικειμένου. Από αυτή τη στιγμή και μετά, η θερμοκρασία του αστεριού αυξάνεται ραγδαία. Το κύριο χαρακτηριστικό της διαδικασίας είναι ότι το εκφυλισμένο αέριο δεν έχει την ικανότητα να διαστέλλεται. Υπό την επίδραση της υψηλής θερμοκρασίας, αυξάνεται μόνο ο ρυθμός σχάσης του ηλίου, ο οποίος συνοδεύεται από μια εκρηκτική αντίδραση. Σε τέτοιες στιγμές μπορούμε να παρατηρήσουμε μια λάμψη ηλίου. Η φωτεινότητα του αντικειμένου αυξάνεται εκατοντάδες φορές, αλλά η αγωνία του αστεριού συνεχίζεται. Το αστέρι μεταβαίνει σε μια νέα κατάσταση, όπου όλες οι θερμοδυναμικές διεργασίες συμβαίνουν στον πυρήνα του ηλίου και στο εκφορτισμένο εξωτερικό κέλυφος.

Δομή ενός αστεριού κύριας ακολουθίας ηλιακού τύπου και ενός κόκκινου γίγαντα με ισόθερμο πυρήνα ηλίου και ζώνη πυρηνοσύνθεσης με στρώσεις

Αυτή η κατάσταση είναι προσωρινή και όχι σταθερή. Η αστρική ύλη αναμιγνύεται συνεχώς και ένα σημαντικό μέρος της εκτοξεύεται στον περιβάλλοντα χώρο, σχηματίζοντας ένα πλανητικό νεφέλωμα. Ένας θερμός πυρήνας παραμένει στο κέντρο, που ονομάζεται λευκός νάνος.

Για αστέρια με μεγάλες μάζες, οι διαδικασίες που αναφέρονται παραπάνω δεν είναι τόσο καταστροφικές. Η καύση ηλίου αντικαθίσταται από την αντίδραση πυρηνικής σχάσης άνθρακα και πυριτίου. Τελικά ο πυρήνας του αστεριού θα μετατραπεί σε αστρικό σίδηρο. Η γιγαντιαία φάση καθορίζεται από τη μάζα του άστρου. Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα ενός αντικειμένου, τόσο χαμηλότερη είναι η θερμοκρασία στο κέντρο του. Αυτό σαφώς δεν είναι αρκετό για να πυροδοτήσει την αντίδραση πυρηνικής σχάσης του άνθρακα και άλλων στοιχείων.

Η μοίρα ενός λευκού νάνου - ενός αστέρα νετρονίων ή μιας μαύρης τρύπας

Μόλις βρεθεί στην κατάσταση λευκού νάνου, το αντικείμενο βρίσκεται σε εξαιρετικά ασταθή κατάσταση. Οι διακοπείσες πυρηνικές αντιδράσεις οδηγούν σε πτώση της πίεσης, ο πυρήνας πηγαίνει σε κατάσταση κατάρρευσης. Η ενέργεια που απελευθερώνεται σε αυτή την περίπτωση δαπανάται για τη διάσπαση του σιδήρου σε άτομα ηλίου, το οποίο διασπάται περαιτέρω σε πρωτόνια και νετρόνια. Η διαδικασία λειτουργίας εξελίσσεται με γρήγορους ρυθμούς. Η κατάρρευση ενός αστεριού χαρακτηρίζει το δυναμικό τμήμα της κλίμακας και διαρκεί ένα κλάσμα του δευτερολέπτου στο χρόνο. Η καύση των υπολειμμάτων πυρηνικών καυσίμων γίνεται εκρηκτικά, απελευθερώνοντας μια κολοσσιαία ποσότητα ενέργειας σε κλάσμα του δευτερολέπτου. Αυτό είναι αρκετό για να ανατινάξει τα ανώτερα στρώματα του αντικειμένου. Το τελικό στάδιο ενός λευκού νάνου είναι μια έκρηξη σουπερνόβα.

Ο πυρήνας του αστεριού αρχίζει να καταρρέει (αριστερά). Η κατάρρευση σχηματίζει ένα αστέρι νετρονίων και δημιουργεί μια ροή ενέργειας στα εξωτερικά στρώματα του άστρου (κέντρο). Ενέργεια που απελευθερώνεται όταν τα εξωτερικά στρώματα ενός αστεριού απορρίπτονται κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα (δεξιά).

Ο υπόλοιπος υπερπυκνός πυρήνας θα είναι ένα σύμπλεγμα πρωτονίων και ηλεκτρονίων, τα οποία συγκρούονται μεταξύ τους για να σχηματίσουν νετρόνια. Το Σύμπαν έχει αναπληρωθεί με ένα νέο αντικείμενο - ένα αστέρι νετρονίων. Λόγω της υψηλής πυκνότητας, ο πυρήνας εκφυλίζεται και η διαδικασία της κατάρρευσης του πυρήνα σταματά. Εάν η μάζα του αστεριού ήταν αρκετά μεγάλη, η κατάρρευση θα μπορούσε να συνεχιστεί μέχρι η εναπομείνασα αστρική ύλη να πέσει τελικά στο κέντρο του αντικειμένου, σχηματίζοντας μια μαύρη τρύπα.

Εξήγηση του τελευταίου μέρους της αστρικής εξέλιξης

Για αστέρια κανονικής ισορροπίας, οι περιγραφόμενες διαδικασίες εξέλιξης είναι απίθανες. Ωστόσο, η ύπαρξη λευκών νάνων και αστεριών νετρονίων αποδεικνύει την πραγματική ύπαρξη διαδικασιών συμπίεσης της αστρικής ύλης. Ο μικρός αριθμός τέτοιων αντικειμένων στο Σύμπαν δείχνει την παροδικότητα της ύπαρξής τους. Το τελικό στάδιο της αστρικής εξέλιξης μπορεί να αναπαρασταθεί ως μια διαδοχική αλυσίδα δύο τύπων:

• κανονικό αστέρι - κόκκινος γίγαντας - αποβολή εξωτερικών στρωμάτων - λευκός νάνος.
• τεράστιο αστέρι – κόκκινος υπεργίγαντας – έκρηξη σουπερνόβα – αστέρι νετρονίων ή μαύρη τρύπα – τίποτα.

Διάγραμμα της εξέλιξης των αστεριών. Επιλογές για τη συνέχιση της ζωής των αστεριών εκτός της κύριας ακολουθίας.

Είναι αρκετά δύσκολο να εξηγηθούν οι συνεχιζόμενες διαδικασίες από επιστημονική άποψη. Οι πυρηνικοί επιστήμονες συμφωνούν ότι στην περίπτωση του τελικού σταδίου της αστρικής εξέλιξης, έχουμε να κάνουμε με κόπωση της ύλης. Ως αποτέλεσμα της παρατεταμένης μηχανικής και θερμοδυναμικής επιρροής, η ύλη αλλάζει τις φυσικές της ιδιότητες. Η κόπωση της αστρικής ύλης, που εξαντλείται από μακροχρόνιες πυρηνικές αντιδράσεις, μπορεί να εξηγήσει την εμφάνιση εκφυλισμένου αερίου ηλεκτρονίων, την επακόλουθη ουδετεροποίηση και τον αφανισμό του. Εάν όλες οι παραπάνω διεργασίες πραγματοποιηθούν από την αρχή μέχρι το τέλος, η αστρική ύλη παύει να είναι φυσική ουσία - το αστέρι εξαφανίζεται στο διάστημα, χωρίς να αφήνει τίποτα πίσω του.

Οι διαστρικές φυσαλίδες και τα νέφη αερίου και σκόνης, που είναι η γενέτειρα των άστρων, δεν μπορούν να αναπληρωθούν μόνο από εξαφανισμένα και εκραγμένα αστέρια. Το Σύμπαν και οι γαλαξίες βρίσκονται σε κατάσταση ισορροπίας. Υπάρχει μια συνεχής απώλεια μάζας, η πυκνότητα του διαστρικού χώρου μειώνεται σε ένα μέρος του διαστήματος. Κατά συνέπεια, σε ένα άλλο μέρος του Σύμπαντος δημιουργούνται συνθήκες για το σχηματισμό νέων άστρων. Με άλλα λόγια, το σχήμα λειτουργεί: εάν μια ορισμένη ποσότητα ύλης χάθηκε σε ένα μέρος, σε ένα άλλο μέρος στο Σύμπαν η ίδια ποσότητα ύλης εμφανιζόταν σε διαφορετική μορφή.

Τελικά

Μελετώντας την εξέλιξη των αστεριών, καταλήγουμε στο συμπέρασμα ότι το Σύμπαν είναι μια γιγάντια σπάνια λύση στην οποία μέρος της ύλης μετατρέπεται σε μόρια υδρογόνου, τα οποία είναι το δομικό υλικό για τα αστέρια. Το άλλο μέρος διαλύεται στο χώρο, εξαφανίζεται από τη σφαίρα των υλικών αισθήσεων. Μια μαύρη τρύπα με αυτή την έννοια είναι ο τόπος μετάβασης όλου του υλικού σε αντιύλη. Είναι αρκετά δύσκολο να κατανοήσετε πλήρως το νόημα αυτού που συμβαίνει, ειδικά αν, όταν μελετάτε την εξέλιξη των αστεριών, βασίζεστε μόνο στους νόμους της πυρηνικής, της κβαντικής φυσικής και της θερμοδυναμικής. Η θεωρία της σχετικής πιθανότητας θα πρέπει να συμπεριληφθεί στη μελέτη αυτού του ζητήματος, η οποία επιτρέπει την καμπυλότητα του χώρου, επιτρέποντας τη μετατροπή μιας ενέργειας σε άλλη, μιας κατάστασης σε άλλη.

Η εσωτερική ζωή ενός άστρου ρυθμίζεται από την επίδραση δύο δυνάμεων: της δύναμης της βαρύτητας, που εξουδετερώνει το αστέρι και το συγκρατεί, και της δύναμης που απελευθερώνεται κατά τις πυρηνικές αντιδράσεις που συμβαίνουν στον πυρήνα. Αντίθετα, τείνει να «σπρώχνει» το αστέρι στο μακρινό διάστημα. Κατά τα στάδια σχηματισμού, ένα πυκνό και συμπιεσμένο αστέρι επηρεάζεται έντονα από τη βαρύτητα. Ως αποτέλεσμα, εμφανίζεται ισχυρή θέρμανση, η θερμοκρασία φτάνει τους 10-20 εκατομμύρια βαθμούς. Αυτό είναι αρκετό για να ξεκινήσουν πυρηνικές αντιδράσεις, με αποτέλεσμα το υδρογόνο να μετατρέπεται σε ήλιο.

Στη συνέχεια, για μεγάλο χρονικό διάστημα, οι δύο δυνάμεις ισορροπούν η μία την άλλη, το αστέρι βρίσκεται σε σταθερή κατάσταση. Όταν το πυρηνικό καύσιμο στον πυρήνα τελειώνει σταδιακά, το αστέρι εισέρχεται σε μια φάση αστάθειας, δύο δυνάμεις που αντιτίθενται η μία στην άλλη. Έρχεται μια κρίσιμη στιγμή για ένα αστέρι· παίζουν διάφοροι παράγοντες - θερμοκρασία, πυκνότητα, χημική σύνθεση. Η μάζα του άστρου έρχεται πρώτη· το μέλλον αυτού του ουράνιου σώματος εξαρτάται από αυτό - είτε το αστέρι θα εκραγεί σαν σουπερνόβα, είτε θα μετατραπεί σε λευκό νάνο, αστέρι νετρονίων ή μαύρη τρύπα.

Πώς τελειώνει το υδρογόνο

Μόνο τα πολύ μεγαλύτερα από τα ουράνια σώματα (περίπου 80 φορές τη μάζα του Δία) γίνονται αστέρια, τα μικρότερα (περίπου 17 φορές μικρότερα από τον Δία) γίνονται πλανήτες. Υπάρχουν επίσης σώματα μέσης μάζας, είναι πολύ μεγάλα για να ανήκουν στην κατηγορία των πλανητών και πολύ μικρά και ψυχρά για να συμβούν πυρηνικές αντιδράσεις χαρακτηριστικές των άστρων στα βάθη τους.

Αυτά τα σκουρόχρωμα ουράνια σώματα έχουν χαμηλή φωτεινότητα και είναι αρκετά δύσκολο να διακριθούν στον ουρανό. Ονομάζονται «καφέ νάνοι».

Έτσι, ένα αστέρι σχηματίζεται από νέφη διαστρικού αερίου. Όπως έχει ήδη σημειωθεί, το αστέρι παραμένει σε ισορροπημένη κατάσταση για αρκετό καιρό. Μετά έρχεται μια περίοδος αστάθειας. Η περαιτέρω μοίρα του αστεριού εξαρτάται από διάφορους παράγοντες. Σκεφτείτε ένα υποθετικό μικρό αστέρι του οποίου η μάζα είναι μεταξύ 0,1 και 4 ηλιακών μαζών. Χαρακτηριστικό γνώρισμα των αστεριών με μικρή μάζα είναι η απουσία συναγωγής στα εσωτερικά στρώματα, δηλ. Οι ουσίες που αποτελούν το αστέρι δεν αναμειγνύονται, όπως συμβαίνει σε αστέρια με μεγάλη μάζα.

Αυτό σημαίνει ότι όταν τελειώσει το υδρογόνο στον πυρήνα, δεν υπάρχουν νέα αποθέματα αυτού του στοιχείου στα εξωτερικά στρώματα. Το υδρογόνο καίγεται και μετατρέπεται σε ήλιο. Σιγά σιγά ο πυρήνας θερμαίνεται, τα επιφανειακά στρώματα αποσταθεροποιούν τη δική τους δομή και το αστέρι, όπως φαίνεται από το διάγραμμα H-R, φεύγει αργά από τη φάση της Κύριας Ακολουθίας. Στη νέα φάση, η πυκνότητα της ύλης μέσα στο αστέρι αυξάνεται, η σύνθεση του πυρήνα «εκφυλίζεται» και ως αποτέλεσμα εμφανίζεται μια ιδιαίτερη συνοχή. Είναι διαφορετικό από την κανονική ύλη.

Τροποποίηση της ύλης

Όταν η ύλη αλλάζει, η πίεση εξαρτάται μόνο από την πυκνότητα των αερίων, όχι από τη θερμοκρασία.

Στο διάγραμμα Hertzsprung–Russell, το αστέρι κινείται προς τα δεξιά και μετά προς τα πάνω, πλησιάζοντας την περιοχή του κόκκινου γίγαντα. Οι διαστάσεις του αυξάνονται σημαντικά, και εξαιτίας αυτού, η θερμοκρασία των εξωτερικών στρωμάτων πέφτει. Η διάμετρος ενός κόκκινου γίγαντα μπορεί να φτάσει εκατοντάδες εκατομμύρια χιλιόμετρα. Όταν το δικό μας μπει σε αυτή τη φάση, θα «καταπιεί» ή την Αφροδίτη, και αν δεν μπορεί να συλλάβει τη Γη, θα τη θερμάνει σε τέτοιο βαθμό που η ζωή στον πλανήτη μας θα πάψει να υπάρχει.

Κατά την εξέλιξη ενός άστρου, η θερμοκρασία του πυρήνα του αυξάνεται. Αρχικά, συμβαίνουν πυρηνικές αντιδράσεις, και στη συνέχεια, όταν φτάσει στη βέλτιστη θερμοκρασία, το ήλιο αρχίζει να λιώνει. Όταν συμβεί αυτό, η ξαφνική αύξηση της θερμοκρασίας του πυρήνα προκαλεί έκλαμψη και το αστέρι μετακινείται γρήγορα στην αριστερή πλευρά του διαγράμματος H-R. Αυτό είναι το λεγόμενο «φλας ηλίου». Αυτή τη στιγμή, ο πυρήνας που περιέχει ήλιο καίγεται μαζί με το υδρογόνο, το οποίο είναι μέρος του κελύφους που περιβάλλει τον πυρήνα. Στο διάγραμμα H-R, αυτό το στάδιο καταγράφεται μετακινώντας προς τα δεξιά κατά μήκος μιας οριζόντιας γραμμής.

Τελευταίες φάσεις εξέλιξης

Όταν το ήλιο μετατρέπεται σε άνθρακα, ο πυρήνας τροποποιείται. Η θερμοκρασία του αυξάνεται μέχρι (αν το αστέρι είναι μεγάλο) μέχρι να αρχίσει να καίγεται ο άνθρακας. Ένα νέο ξέσπασμα εμφανίζεται. Σε κάθε περίπτωση, κατά τις τελευταίες φάσεις της εξέλιξης του άστρου, σημειώνεται σημαντική απώλεια της μάζας του. Αυτό μπορεί να συμβεί σταδιακά ή ξαφνικά, κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης, όταν τα εξωτερικά στρώματα του άστρου σκάνε σαν μια μεγάλη φούσκα. Στην τελευταία περίπτωση, σχηματίζεται ένα πλανητικό νεφέλωμα - ένα σφαιρικό κέλυφος, που εξαπλώνεται στο διάστημα με ταχύτητα αρκετών δεκάδων ή και εκατοντάδων km/sec.

Η τελική μοίρα ενός αστεριού εξαρτάται από τη μάζα που απομένει μετά από όλα όσα συμβαίνουν σε αυτό. Αν εκτίναξε πολλή ύλη κατά τη διάρκεια όλων των μετασχηματισμών και εκλάμψεων και η μάζα του δεν ξεπερνά τις 1,44 ηλιακές μάζες, το αστέρι μετατρέπεται σε λευκό νάνο. Αυτό το σχήμα ονομάζεται «όριο Chandra-sekhar» προς τιμήν του Πακιστανού αστροφυσικού Subrahmanyan Chandrasekhar. Αυτή είναι η μέγιστη μάζα ενός άστρου στο οποίο μπορεί να μην συμβεί ένα καταστροφικό άκρο λόγω της πίεσης των ηλεκτρονίων στον πυρήνα.

Μετά την έκρηξη των εξωτερικών στρωμάτων, ο πυρήνας του άστρου παραμένει και η θερμοκρασία της επιφάνειάς του είναι πολύ υψηλή - περίπου 100.000 °K. Το αστέρι μετακινείται στο αριστερό άκρο του διαγράμματος H-R και κατεβαίνει. Η φωτεινότητά του μειώνεται όσο μειώνεται το μέγεθός του.

Το αστέρι φτάνει σιγά σιγά στη ζώνη του λευκού νάνου. Πρόκειται για αστέρια μικρής διαμέτρου (όπως το δικό μας), αλλά χαρακτηρίζονται από πολύ υψηλή πυκνότητα, ενάμιση εκατομμύριο φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα του νερού. Ένα κυβικό εκατοστό του υλικού που αποτελεί έναν λευκό νάνο θα ζύγιζε περίπου έναν τόνο στη Γη!

Ένας λευκός νάνος αντιπροσωπεύει το τελικό στάδιο της εξέλιξης των άστρων, χωρίς εκρήξεις. Σταδιακά κρυώνει.

Οι επιστήμονες πιστεύουν ότι το τέλος του λευκού νάνου είναι πολύ αργό, τουλάχιστον από την αρχή του Σύμπαντος, φαίνεται ότι ούτε ένας λευκός νάνος δεν έχει υποφέρει από «θερμικό θάνατο».

Εάν το αστέρι είναι μεγάλο και η μάζα του είναι μεγαλύτερη από τον Ήλιο, θα εκραγεί σαν σουπερνόβα. Κατά τη διάρκεια μιας έκλαμψης, ένα αστέρι μπορεί να καταρρεύσει πλήρως ή μερικώς. Στην πρώτη περίπτωση, αυτό που θα μείνει πίσω είναι ένα νέφος αερίου με υπολειμματική ύλη από το αστέρι. Στο δεύτερο, παραμένει ένα ουράνιο σώμα με τη μεγαλύτερη πυκνότητα - ένα αστέρι νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα.

Εάν συσσωρευτεί αρκετή ύλη κάπου στο Σύμπαν, συμπιέζεται σε ένα πυκνό κομμάτι, στο οποίο ξεκινά μια θερμοπυρηνική αντίδραση. Έτσι φωτίζονται τα αστέρια. Τα πρώτα φούντωσαν στο σκοτάδι του νεαρού Σύμπαντος 13,7 δισεκατομμύρια (13,7 * 10 9) χρόνια πριν, και ο Ήλιος μας - μόνο πριν από περίπου 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια. Η διάρκεια ζωής ενός αστεριού και οι διεργασίες που συμβαίνουν στο τέλος αυτής της περιόδου εξαρτώνται από τη μάζα του αστεριού.

Ενώ η θερμοπυρηνική αντίδραση μετατροπής του υδρογόνου σε ήλιο συνεχίζεται σε ένα αστέρι, βρίσκεται στην κύρια ακολουθία. Ο χρόνος που αφιερώνει ένα αστέρι στην κύρια ακολουθία εξαρτάται από τη μάζα του: τα μεγαλύτερα και βαρύτερα φτάνουν γρήγορα στο στάδιο του κόκκινου γίγαντα και μετά εγκαταλείπουν την κύρια ακολουθία ως αποτέλεσμα μιας έκρηξης σουπερνόβα ή του σχηματισμού ενός λευκού νάνου.

Η μοίρα των γιγάντων

Τα μεγαλύτερα και πιο ογκώδη αστέρια καίγονται γρήγορα και εκρήγνυνται ως σουπερνόβα. Μετά από μια έκρηξη σουπερνόβα, ένα αστέρι νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα παραμένει, και γύρω τους υπάρχει ύλη που εκτοξεύεται από την κολοσσιαία ενέργεια της έκρηξης, η οποία στη συνέχεια γίνεται υλικό για νέα αστέρια. Από τους πιο κοντινούς αστρικούς γείτονές μας, μια τέτοια μοίρα περιμένει, για παράδειγμα, τον Betelgeuse, αλλά είναι αδύνατο να υπολογίσουμε πότε θα εκραγεί.

Ένα νεφέλωμα που σχηματίστηκε ως αποτέλεσμα της εκτόξευσης ύλης κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα. Στο κέντρο του νεφελώματος βρίσκεται ένα αστέρι νετρονίων.

Ένα αστέρι νετρονίων είναι ένα τρομακτικό φυσικό φαινόμενο. Ο πυρήνας ενός αστέρα που εκρήγνυται συμπιέζεται - σχεδόν με τον ίδιο τρόπο όπως το αέριο σε έναν κινητήρα εσωτερικής καύσης, μόνο πολύ μεγάλος και αποτελεσματικός: μια μπάλα με διάμετρο εκατοντάδων χιλιάδων χιλιομέτρων μετατρέπεται σε μπάλα από 10 έως 20 χιλιόμετρα διάμετρος. Η δύναμη συμπίεσης είναι τόσο ισχυρή που τα ηλεκτρόνια πέφτουν πάνω σε ατομικούς πυρήνες, σχηματίζοντας νετρόνια - εξ ου και το όνομα.

NASA Άστρο νετρονίων (όραμα καλλιτέχνη)

Η πυκνότητα της ύλης κατά τη διάρκεια μιας τέτοιας συμπίεσης αυξάνεται κατά περίπου 15 τάξεις μεγέθους και η θερμοκρασία αυξάνεται σε απίστευτα 10 12 K στο κέντρο του αστέρα νετρονίων και 1.000.000 K στην περιφέρεια. Μέρος αυτής της ενέργειας εκπέμπεται με τη μορφή ακτινοβολίας φωτονίων, ενώ μέρος μεταφέρεται από νετρίνα που παράγονται στον πυρήνα ενός αστέρα νετρονίων. Αλλά ακόμη και λόγω της πολύ αποτελεσματικής ψύξης με νετρίνο, ένα αστέρι νετρονίων ψύχεται πολύ αργά: χρειάζονται 10 16 ή ακόμα και 10 22 χρόνια για να εξαντλήσει πλήρως την ενέργειά του. Είναι δύσκολο να πούμε τι θα παραμείνει στη θέση του ψυχρού αστέρα νετρονίων, και αδύνατο να παρατηρηθεί: ο κόσμος είναι πολύ νέος για κάτι τέτοιο. Υπάρχει μια υπόθεση ότι μια μαύρη τρύπα θα σχηματιστεί ξανά στη θέση του ψυχρού αστέρα.

Οι μαύρες τρύπες προκύπτουν από τη βαρυτική κατάρρευση πολύ μεγάλων αντικειμένων, όπως οι εκρήξεις σουπερνόβα. Ίσως, μετά από τρισεκατομμύρια χρόνια, ψυχμένα αστέρια νετρονίων να μετατραπούν σε μαύρες τρύπες.

Η μοίρα των μεσαίου μεγέθους σταρ

Άλλα αστέρια με μικρότερη μάζα παραμένουν στην κύρια ακολουθία περισσότερο από τα μεγαλύτερα, αλλά μόλις την εγκαταλείψουν, πεθαίνουν πολύ πιο γρήγορα από τους συγγενείς νετρονίων τους. Πάνω από το 99% των άστρων στο Σύμπαν δεν θα εκραγούν ποτέ και δεν θα μετατραπούν είτε σε μαύρες τρύπες είτε σε αστέρια νετρονίων - οι πυρήνες τους είναι πολύ μικροί για τέτοια κοσμικά δράματα. Αντίθετα, τα αστέρια μέσης μάζας γίνονται κόκκινοι γίγαντες στο τέλος της ζωής τους, οι οποίοι, ανάλογα με τη μάζα τους, γίνονται λευκοί νάνοι, εκρήγνυνται και διαλύονται εντελώς ή γίνονται αστέρια νετρονίων.

Οι λευκοί νάνοι αποτελούν πλέον από 3 έως 10% του αστρικού πληθυσμού του Σύμπαντος. Η θερμοκρασία τους είναι πολύ υψηλή - πάνω από 20.000 Κ, περισσότερο από τρεις φορές τη θερμοκρασία της επιφάνειας του Ήλιου - αλλά ακόμα μικρότερη από αυτή των άστρων νετρονίων και λόγω της χαμηλότερης θερμοκρασίας και της μεγαλύτερης περιοχής τους, οι λευκοί νάνοι ψύχονται πιο γρήγορα - σε 10 14 - 10 15 ετών. Αυτό σημαίνει ότι στα επόμενα 10 τρισεκατομμύρια χρόνια - όταν το σύμπαν θα είναι χίλιες φορές παλαιότερο από ό, τι είναι τώρα - ένας νέος τύπος αντικειμένου θα εμφανιστεί στο σύμπαν: ένας μαύρος νάνος, ένα προϊόν της ψύξης ενός λευκού νάνου.

Δεν υπάρχουν ακόμη μαύροι νάνοι στο διάστημα. Ακόμη και τα παλαιότερα αστέρια ψύξης μέχρι σήμερα έχουν χάσει το πολύ 0,2% της ενέργειάς τους. για έναν λευκό νάνο με θερμοκρασία 20.000 Κ, αυτό σημαίνει ψύξη στους 19.960 Κ.

Για τα πιτσιρίκια

Η επιστήμη γνωρίζει ακόμη λιγότερα για το τι συμβαίνει όταν τα μικρότερα αστέρια, όπως ο πλησιέστερος γείτονάς μας, ο κόκκινος νάνος Proxima Centauri, κρυώνουν παρά για τους σουπερνόβα και τους μαύρους νάνους. Η θερμοπυρηνική σύντηξη στους πυρήνες τους προχωρά αργά και παραμένουν στην κύρια ακολουθία περισσότερο από άλλους - σύμφωνα με ορισμένους υπολογισμούς, έως και 10 12 χρόνια και μετά από αυτό, πιθανώς, θα συνεχίσουν να ζουν ως λευκοί νάνοι, δηλαδή θα λάμψη για άλλα 10 14 - 10 15 χρόνια πριν μεταμορφωθεί σε μαύρο νάνο.

Η αστρική εξέλιξη στην αστρονομία είναι η αλληλουχία των αλλαγών που υφίσταται ένα αστέρι κατά τη διάρκεια της ζωής του, δηλαδή για εκατοντάδες χιλιάδες, εκατομμύρια ή δισεκατομμύρια χρόνια ενώ εκπέμπει φως και θερμότητα. Σε τέτοιες τεράστιες χρονικές περιόδους, οι αλλαγές είναι αρκετά σημαντικές.

Η εξέλιξη ενός αστεριού ξεκινά σε ένα γιγάντιο μοριακό νέφος, που ονομάζεται επίσης αστρική κοιτίδα. Το μεγαλύτερο μέρος του «κενού» χώρου σε έναν γαλαξία περιέχει στην πραγματικότητα μεταξύ 0,1 και 1 μόριο ανά cm 3 . Ένα μοριακό νέφος έχει πυκνότητα περίπου ενός εκατομμυρίου μορίων ανά cm 3 . Η μάζα ενός τέτοιου νέφους υπερβαίνει τη μάζα του Ήλιου κατά 100.000–10.000.000 φορές λόγω του μεγέθους του: από 50 έως 300 έτη φωτός σε διάμετρο.

Η εξέλιξη ενός αστεριού ξεκινά σε ένα γιγάντιο μοριακό νέφος, που ονομάζεται επίσης αστρική κοιτίδα.

Ενώ το σύννεφο περιστρέφεται ελεύθερα γύρω από το κέντρο του εγχώριου γαλαξία του, δεν συμβαίνει τίποτα. Ωστόσο, λόγω της ανομοιογένειας του βαρυτικού πεδίου, μπορεί να προκύψουν διαταραχές σε αυτό, οδηγώντας σε τοπικές συγκεντρώσεις μάζας. Τέτοιες διαταραχές προκαλούν βαρυτική κατάρρευση του νέφους. Ένα από τα σενάρια που οδηγεί σε αυτό είναι η σύγκρουση δύο νεφών. Ένα άλλο γεγονός που προκαλεί κατάρρευση θα μπορούσε να είναι το πέρασμα ενός σύννεφου μέσα από τον πυκνό βραχίονα ενός σπειροειδούς γαλαξία. Επίσης, ένας κρίσιμος παράγοντας θα μπορούσε να είναι η έκρηξη ενός κοντινού σουπερνόβα, το ωστικό κύμα του οποίου θα συγκρουστεί με το μοριακό νέφος με τεράστια ταχύτητα. Είναι επίσης πιθανό οι γαλαξίες να συγκρούονται, κάτι που θα μπορούσε να προκαλέσει έκρηξη σχηματισμού αστεριών καθώς τα νέφη αερίων σε κάθε γαλαξία συμπιέζονται από τη σύγκρουση. Γενικά, τυχόν ανομοιογένειες στις δυνάμεις που δρουν στη μάζα του νέφους μπορεί να πυροδοτήσουν τη διαδικασία σχηματισμού άστρων.

Οποιεσδήποτε ανομοιογένειες στις δυνάμεις που δρουν στη μάζα του νέφους μπορεί να πυροδοτήσουν τη διαδικασία σχηματισμού άστρων.

Κατά τη διάρκεια αυτής της διαδικασίας, οι ανομοιογένειες του μοριακού νέφους θα συμπιεστούν υπό την επίδραση της δικής τους βαρύτητας και σταδιακά θα πάρουν το σχήμα μπάλας. Όταν συμπιέζεται, η βαρυτική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμότητα και η θερμοκρασία του αντικειμένου αυξάνεται.

Όταν η θερμοκρασία στο κέντρο φτάσει τα 15-20 εκατομμύρια Κ, αρχίζουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις και η συμπίεση σταματά. Το αντικείμενο γίνεται ένα πλήρες αστέρι.

Τα επόμενα στάδια της εξέλιξης ενός άστρου εξαρτώνται σχεδόν εξ ολοκλήρου από τη μάζα του και μόνο στο τέλος της εξέλιξης ενός άστρου μπορεί να παίξει ρόλο η χημική του σύνθεση.

Το πρώτο στάδιο της ζωής ενός αστεριού είναι παρόμοιο με αυτό του ήλιου - κυριαρχείται από αντιδράσεις του κύκλου του υδρογόνου.

Παραμένει σε αυτή την κατάσταση για το μεγαλύτερο μέρος της ζωής του, όντας στην κύρια ακολουθία του διαγράμματος Hertzsprung–Russell, μέχρι να εξαντληθούν τα αποθέματα καυσίμου στον πυρήνα του. Όταν όλο το υδρογόνο στο κέντρο του άστρου μετατρέπεται σε ήλιο, σχηματίζεται ένας πυρήνας ηλίου και η θερμοπυρηνική καύση υδρογόνου συνεχίζεται στην περιφέρεια του πυρήνα.

Μικροί, ψυχροί κόκκινοι νάνοι καίνε αργά τα αποθέματα υδρογόνου τους και παραμένουν στην κύρια ακολουθία για δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια, ενώ οι τεράστιοι υπεργίγαντες εγκαταλείπουν την κύρια ακολουθία μέσα σε μερικές δεκάδες εκατομμύρια (και μερικοί μόλις μερικά εκατομμύρια) χρόνια μετά το σχηματισμό.

Προς το παρόν, δεν είναι γνωστό με βεβαιότητα τι συμβαίνει με τα φωτεινά αστέρια αφού εξαντληθεί η παροχή υδρογόνου στους πυρήνες τους. Δεδομένου ότι η ηλικία του σύμπαντος είναι 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια, κάτι που δεν είναι αρκετό για να εξαντλήσει την παροχή καυσίμου υδρογόνου σε τέτοια αστέρια, οι σύγχρονες θεωρίες βασίζονται σε προσομοιώσεις υπολογιστή των διεργασιών που συμβαίνουν σε τέτοια αστέρια.

Σύμφωνα με τις θεωρητικές έννοιες, μερικά από τα φωτεινά αστέρια, χάνοντας την ύλη τους (αστρικός άνεμος), θα εξατμιστούν σταδιακά, γίνονται όλο και μικρότερα. Άλλοι, κόκκινοι νάνοι, θα κρυώσουν σιγά-σιγά σε δισεκατομμύρια χρόνια, ενώ θα συνεχίσουν να εκπέμπουν αμυδρά εκπομπές στο εύρος υπέρυθρων και μικροκυμάτων του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος.

Αστέρια μεσαίου μεγέθους όπως ο Ήλιος παραμένουν στην κύρια ακολουθία για 10 δισεκατομμύρια χρόνια κατά μέσο όρο.

Πιστεύεται ότι ο Ήλιος βρίσκεται ακόμα πάνω του καθώς βρίσκεται στη μέση του κύκλου ζωής του. Μόλις τελειώσει το υδρογόνο σε ένα αστέρι στον πυρήνα του, φεύγει από την κύρια ακολουθία.

Μόλις τελειώσει το υδρογόνο σε ένα αστέρι στον πυρήνα του, φεύγει από την κύρια ακολουθία.

Χωρίς την πίεση που προέκυψε κατά τη διάρκεια των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων και εξισορρόπησε την εσωτερική βαρύτητα, το αστέρι αρχίζει να συρρικνώνεται ξανά, όπως είχε προηγουμένως κατά τη διαδικασία σχηματισμού του.

Η θερμοκρασία και η πίεση αυξάνονται και πάλι, αλλά, σε αντίθεση με το στάδιο του πρωτοσταρ, σε πολύ υψηλότερο επίπεδο.

Η κατάρρευση συνεχίζεται μέχρις ότου, σε θερμοκρασία περίπου 100 εκατομμυρίων Κ, αρχίσουν θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που περιλαμβάνουν ήλιο, κατά τις οποίες το ήλιο μετατρέπεται σε βαρύτερα στοιχεία (ήλιο σε άνθρακα, άνθρακας σε οξυγόνο, οξυγόνο σε πυρίτιο και τέλος - πυρίτιο σε σίδηρο).

Η κατάρρευση συνεχίζεται έως ότου αρχίσουν θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που περιλαμβάνουν ήλιο σε θερμοκρασία περίπου 100 εκατομμυρίων Κ

Η θερμοπυρηνική «καύση» της ύλης, που επαναλαμβάνεται σε νέο επίπεδο, προκαλεί μια τερατώδη διαστολή του άστρου. Το αστέρι "φουσκώνει", γίνεται πολύ "χαλαρό", και το μέγεθός του αυξάνεται περίπου 100 φορές.

Το αστέρι γίνεται κόκκινος γίγαντας και η φάση καύσης ηλίου διαρκεί περίπου αρκετά εκατομμύρια χρόνια.

Το τι θα συμβεί στη συνέχεια εξαρτάται επίσης από τη μάζα του αστεριού.

Σε αστέρια μεσαίου μεγέθους, η αντίδραση της θερμοπυρηνικής καύσης ηλίου μπορεί να οδηγήσει στην εκρηκτική απελευθέρωση των εξωτερικών στρωμάτων του άστρου με το σχηματισμό πλανητικό νεφέλωμα. Ο πυρήνας του άστρου, στον οποίο σταματούν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, ψύχεται και μετατρέπεται σε λευκό νάνο ηλίου, που συνήθως έχει μάζα έως 0,5-0,6 ηλιακές μάζες και διάμετρο της τάξης της διαμέτρου της Γης.

Για τεράστια και υπερμεγέθη αστέρια (με μάζα πέντε ηλιακών μαζών ή περισσότερο), οι διεργασίες που συμβαίνουν στον πυρήνα τους καθώς αυξάνεται η βαρυτική συμπίεση οδηγούν σε έκρηξη σουπερνόβαμε την απελευθέρωση τεράστιας ενέργειας. Η έκρηξη συνοδεύεται από την εκτίναξη μιας σημαντικής μάζας αστρικής ύλης στο διαστρικό διάστημα. Αυτή η ουσία συμμετέχει στη συνέχεια στο σχηματισμό νέων αστέρων, πλανητών ή δορυφόρων. Είναι χάρη στους σουπερνόβα που το Σύμπαν ως σύνολο, και κάθε γαλαξίας ειδικότερα, εξελίσσεται χημικά. Ο αστρικός πυρήνας που απομένει μετά την έκρηξη μπορεί να καταλήξει να εξελίσσεται ως αστέρι νετρονίων (πάλσαρ) εάν η μάζα του τελευταίου σταδίου του άστρου υπερβαίνει το όριο Chandrasekhar (1,44 ηλιακές μάζες) ή ως μαύρη τρύπα εάν η μάζα του αστεριού υπερβαίνει το όριο Oppenheimer-Volkoff (εκτιμώμενες τιμές 2,5-3 Ηλιακές μάζες).

Η διαδικασία της αστρικής εξέλιξης στο Σύμπαν είναι συνεχής και κυκλική - τα παλιά αστέρια εξαφανίζονται και νέα ανάβουν για να τα αντικαταστήσουν.

Σύμφωνα με τις σύγχρονες επιστημονικές αντιλήψεις, τα απαραίτητα στοιχεία για την εμφάνιση των πλανητών και τη ζωή στη Γη σχηματίστηκαν από αστρική ύλη. Αν και δεν υπάρχει μια ενιαία γενικά αποδεκτή άποψη για το πώς προέκυψε η ζωή.