Η γέννηση και η εξέλιξη των αστεριών: το γιγάντιο εργοστάσιο του Σύμπαντος. Η εξέλιξη των άστρων από τη σκοπιά της ακριβούς επιστήμης και της θεωρίας της σχετικότητας

Καθένας από εμάς έχει κοιτάξει τον έναστρο ουρανό τουλάχιστον μία φορά στη ζωή του. Κάποιος κοίταξε αυτή την ομορφιά, βιώνοντας ρομαντικά συναισθήματα, ένας άλλος προσπάθησε να καταλάβει από πού προέρχεται όλη αυτή η ομορφιά. Η ζωή στο διάστημα, σε αντίθεση με τη ζωή στον πλανήτη μας, ρέει με διαφορετική ταχύτητα. Ο χρόνος στο διάστημα ζει στις δικές του κατηγορίες· οι αποστάσεις και τα μεγέθη στο Σύμπαν είναι κολοσσιαία. Σπάνια σκεφτόμαστε το γεγονός ότι η εξέλιξη των γαλαξιών και των αστεριών συμβαίνει συνεχώς μπροστά στα μάτια μας. Κάθε αντικείμενο στον απέραντο χώρο είναι το αποτέλεσμα ορισμένων φυσικών διεργασιών. Οι γαλαξίες, τα αστέρια, ακόμη και οι πλανήτες έχουν κύριες φάσεις ανάπτυξης.

Ο πλανήτης μας και όλοι εξαρτόμαστε από το αστέρι μας. Για πόσο καιρό θα μας ευχαριστεί ο Ήλιος με τη ζεστασιά του, αναπνέοντας ζωή στο Ηλιακό Σύστημα; Τι μας περιμένει στο μέλλον μετά από εκατομμύρια και δισεκατομμύρια χρόνια; Από αυτή την άποψη, είναι ενδιαφέρον να μάθουμε περισσότερα για τα στάδια της εξέλιξης των αστρονομικών αντικειμένων, από πού προέρχονται τα αστέρια και πώς τελειώνει η ζωή αυτών των υπέροχων φωτιστικών στον νυχτερινό ουρανό.

Προέλευση, γέννηση και εξέλιξη των άστρων

Η εξέλιξη των αστεριών και των πλανητών που κατοικούν στον Γαλαξία μας και σε ολόκληρο το Σύμπαν έχει, ως επί το πλείστον, μελετηθεί καλά. Στο διάστημα, οι νόμοι της φυσικής είναι ακλόνητοι και βοηθούν στην κατανόηση της προέλευσης των διαστημικών αντικειμένων. Σε αυτή την περίπτωση, συνηθίζεται να βασιζόμαστε στη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, η οποία είναι πλέον το κυρίαρχο δόγμα για τη διαδικασία προέλευσης του Σύμπαντος. Το γεγονός που συγκλόνισε το σύμπαν και οδήγησε στον σχηματισμό του σύμπαντος είναι, σύμφωνα με τα κοσμικά πρότυπα, αστραπιαία. Για τον Κόσμο, οι στιγμές περνούν από τη γέννηση ενός αστεριού μέχρι τον θάνατό του. Οι τεράστιες αποστάσεις δημιουργούν την ψευδαίσθηση της σταθερότητας του Σύμπαντος. Ένα αστέρι που φουντώνει στην απόσταση μας λάμπει για δισεκατομμύρια χρόνια, οπότε μπορεί να μην υπάρχει πλέον.

Η θεωρία της εξέλιξης του γαλαξία και των αστεριών είναι μια εξέλιξη της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης. Το δόγμα της γέννησης των αστεριών και της εμφάνισης των αστρικών συστημάτων διακρίνεται από την κλίμακα του τι συμβαίνει και το χρονικό πλαίσιο, το οποίο, σε αντίθεση με το Σύμπαν στο σύνολό του, μπορεί να παρατηρηθεί με σύγχρονα επιστημονικά μέσα.

Όταν μελετάτε τον κύκλο ζωής των αστεριών, μπορείτε να χρησιμοποιήσετε το παράδειγμα του πλησιέστερου σε εμάς αστεριού. Ο Ήλιος είναι ένα από τα εκατοντάδες τρισεκατομμύρια αστέρια στο οπτικό μας πεδίο. Επιπλέον, η απόσταση από τη Γη στον Ήλιο (150 εκατομμύρια χλμ.) παρέχει μια μοναδική ευκαιρία να μελετήσουμε το αντικείμενο χωρίς να φύγουμε από το ηλιακό σύστημα. Οι πληροφορίες που θα ληφθούν θα επιτρέψουν να κατανοήσουμε λεπτομερώς πώς είναι δομημένα άλλα αστέρια, πόσο γρήγορα εξαντλούνται αυτές οι γιγάντιες πηγές θερμότητας, ποια είναι τα στάδια ανάπτυξης ενός αστεριού και ποιο θα είναι το τέλος αυτής της λαμπρής ζωής - ήσυχη και αμυδρή ή αστραφτερό, εκρηκτικό.

Μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, μικροσκοπικά σωματίδια σχημάτισαν διαστρικά σύννεφα, τα οποία έγιναν το «μαιευτήριο» για τρισεκατομμύρια αστέρια. Είναι χαρακτηριστικό ότι όλα τα αστέρια γεννήθηκαν ταυτόχρονα ως αποτέλεσμα συμπίεσης και διαστολής. Η συμπίεση στα σύννεφα του κοσμικού αερίου συνέβη υπό την επίδραση της δικής του βαρύτητας και παρόμοιων διεργασιών σε νέα αστέρια στη γειτονιά. Η διαστολή προέκυψε ως αποτέλεσμα της εσωτερικής πίεσης του διαστρικού αερίου και υπό την επίδραση των μαγνητικών πεδίων μέσα στο νέφος αερίου. Ταυτόχρονα, το σύννεφο περιστρεφόταν ελεύθερα γύρω από το κέντρο μάζας του.

Τα νέφη αερίου που σχηματίστηκαν μετά την έκρηξη αποτελούνται κατά 98% από ατομικό και μοριακό υδρογόνο και ήλιο. Μόνο το 2% αυτού του ορεινού όγκου αποτελείται από σκόνη και στερεά μικροσκοπικά σωματίδια. Παλαιότερα πίστευαν ότι στο κέντρο κάθε αστεριού βρίσκεται ένας πυρήνας σιδήρου, που θερμαίνεται σε θερμοκρασία ενός εκατομμυρίου βαθμών. Ήταν αυτή η πτυχή που εξηγούσε τη γιγαντιαία μάζα του άστρου.

Στην αντίθεση των φυσικών δυνάμεων, οι δυνάμεις συμπίεσης επικράτησαν, αφού το φως που προκύπτει από την απελευθέρωση ενέργειας δεν διεισδύει στο νέφος αερίου. Το φως, μαζί με μέρος της εκλυόμενης ενέργειας, εξαπλώνεται προς τα έξω, δημιουργώντας μια θερμοκρασία κάτω από το μηδέν και μια ζώνη χαμηλής πίεσης μέσα στην πυκνή συσσώρευση αερίου. Όντας σε αυτή την κατάσταση, το κοσμικό αέριο συστέλλεται γρήγορα, η επίδραση των δυνάμεων έλξης της βαρύτητας οδηγεί στο γεγονός ότι τα σωματίδια αρχίζουν να σχηματίζουν αστρική ύλη. Όταν μια συλλογή αερίων είναι πυκνή, η έντονη συμπίεση προκαλεί το σχηματισμό ενός αστρικού σμήνος. Όταν το μέγεθος του νέφους αερίου είναι μικρό, η συμπίεση οδηγεί στο σχηματισμό ενός μοναδικού αστέρα.

Μια σύντομη περιγραφή του τι συμβαίνει είναι ότι το μελλοντικό αστέρι περνά από δύο στάδια - γρήγορη και αργή συμπίεση στην κατάσταση ενός πρωτοάστρου. Σε απλή και κατανοητή γλώσσα, η ταχεία συμπίεση είναι η πτώση της αστρικής ύλης προς το κέντρο του πρωτοάστρου. Η αργή συμπίεση συμβαίνει στο φόντο του σχηματισμένου κέντρου του πρωτοάστρου. Μέσα στα επόμενα εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια, ο νέος σχηματισμός συρρικνώνεται σε μέγεθος και η πυκνότητά του αυξάνεται εκατομμύρια φορές. Σταδιακά, το πρωτοάστρο γίνεται αδιαφανές λόγω της υψηλής πυκνότητας της αστρικής ύλης και η συνεχιζόμενη συμπίεση ενεργοποιεί τον μηχανισμό των εσωτερικών αντιδράσεων. Η αύξηση της εσωτερικής πίεσης και θερμοκρασίας οδηγεί στο σχηματισμό του κέντρου βάρους του μελλοντικού αστεριού.

Ο πρωτοάστρος παραμένει σε αυτή την κατάσταση για εκατομμύρια χρόνια, εκπέμποντας σιγά σιγά θερμότητα και σταδιακά συρρικνώνεται, μειώνοντας το μέγεθος. Ως αποτέλεσμα, τα περιγράμματα του νέου αστεριού αναδύονται και η πυκνότητα της ύλης του γίνεται συγκρίσιμη με την πυκνότητα του νερού.

Κατά μέσο όρο, η πυκνότητα του αστέρα μας είναι 1,4 kg/cm3 - σχεδόν ίδια με την πυκνότητα του νερού στην αλμυρή Νεκρά Θάλασσα. Στο κέντρο, ο Ήλιος έχει πυκνότητα 100 kg/cm3. Η αστρική ύλη δεν βρίσκεται σε υγρή κατάσταση, αλλά υπάρχει με τη μορφή πλάσματος.

Υπό την επίδραση τεράστιας πίεσης και θερμοκρασίας περίπου 100 εκατομμυρίων Κ, αρχίζουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις του κύκλου του υδρογόνου. Η συμπίεση σταματά, η μάζα του αντικειμένου αυξάνεται όταν η βαρυτική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμοπυρηνική καύση υδρογόνου. Από αυτή τη στιγμή, το νέο αστέρι, που εκπέμπει ενέργεια, αρχίζει να χάνει μάζα.

Η παραπάνω περιγραφείσα εκδοχή του σχηματισμού αστεριών είναι απλώς ένα πρωτόγονο διάγραμμα που περιγράφει το αρχικό στάδιο της εξέλιξης και της γέννησης ενός άστρου. Σήμερα, τέτοιες διεργασίες στον γαλαξία μας και σε όλο το Σύμπαν είναι πρακτικά αόρατες λόγω της έντονης εξάντλησης του αστρικού υλικού. Σε ολόκληρη τη συνειδητή ιστορία των παρατηρήσεων του Γαλαξία μας, έχουν σημειωθεί μόνο μεμονωμένες εμφανίσεις νέων άστρων. Στην κλίμακα του Σύμπαντος, αυτός ο αριθμός μπορεί να αυξηθεί εκατοντάδες και χιλιάδες φορές.

Για το μεγαλύτερο μέρος της ζωής τους, τα πρωτάστρα κρύβονται από το ανθρώπινο μάτι από ένα σκονισμένο κέλυφος. Η ακτινοβολία από τον πυρήνα μπορεί να παρατηρηθεί μόνο στο υπέρυθρο, που είναι ο μόνος τρόπος για να δούμε τη γέννηση ενός αστεριού. Για παράδειγμα, στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα το 1967, οι αστροφυσικοί ανακάλυψαν ένα νέο αστέρι στην υπέρυθρη περιοχή, η θερμοκρασία ακτινοβολίας του οποίου ήταν 700 βαθμοί Κέλβιν. Στη συνέχεια, αποδείχθηκε ότι η γενέτειρα των πρωτοαστέρων είναι συμπαγείς πηγές που υπάρχουν όχι μόνο στον γαλαξία μας, αλλά και σε άλλες μακρινές γωνιές του Σύμπαντος. Εκτός από την υπέρυθρη ακτινοβολία, οι γενέτειρες νέων άστρων χαρακτηρίζονται από έντονα ραδιοφωνικά σήματα.

Η διαδικασία της μελέτης και η εξέλιξη των αστεριών

Η όλη διαδικασία της γνώσης των αστεριών μπορεί να χωριστεί σε διάφορα στάδια. Στην αρχή, θα πρέπει να καθορίσετε την απόσταση από το αστέρι. Οι πληροφορίες σχετικά με το πόσο μακριά είναι το αστέρι από εμάς και πόσο καιρό προέρχεται το φως από αυτό, δίνουν μια ιδέα για το τι συνέβη με το αστέρι όλο αυτό το διάστημα. Αφού ο άνθρωπος έμαθε να μετρά την απόσταση από τα μακρινά αστέρια, έγινε σαφές ότι τα αστέρια είναι οι ίδιοι ήλιοι, μόνο διαφορετικών μεγεθών και με διαφορετική μοίρα. Γνωρίζοντας την απόσταση από το αστέρι, το επίπεδο του φωτός και την ποσότητα ενέργειας που εκπέμπεται μπορεί να χρησιμοποιηθεί για τον εντοπισμό της διαδικασίας της θερμοπυρηνικής σύντηξης του αστέρα.

Αφού προσδιορίσετε την απόσταση από το αστέρι, μπορείτε να χρησιμοποιήσετε τη φασματική ανάλυση για να υπολογίσετε τη χημική σύσταση του αστέρα και να μάθετε τη δομή και την ηλικία του. Χάρη στην εμφάνιση του φασματογράφου, οι επιστήμονες έχουν την ευκαιρία να μελετήσουν τη φύση του αστρικού φωτός. Αυτή η συσκευή μπορεί να προσδιορίσει και να μετρήσει τη σύνθεση αερίου της αστρικής ύλης που διαθέτει ένα αστέρι σε διαφορετικά στάδια της ύπαρξής του.

Μελετώντας τη φασματική ανάλυση της ενέργειας του Ήλιου και άλλων άστρων, οι επιστήμονες κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι η εξέλιξη των αστεριών και των πλανητών έχει κοινές ρίζες. Όλα τα κοσμικά σώματα έχουν τον ίδιο τύπο, παρόμοια χημική σύσταση και προέρχονται από την ίδια ύλη, η οποία προέκυψε ως αποτέλεσμα της Μεγάλης Έκρηξης.

Η αστρική ύλη αποτελείται από τα ίδια χημικά στοιχεία (ακόμη και σίδηρο) με τον πλανήτη μας. Η μόνη διαφορά είναι στην ποσότητα ορισμένων στοιχείων και στις διεργασίες που συμβαίνουν στον Ήλιο και μέσα στη στερεά επιφάνεια της γης. Αυτό είναι που ξεχωρίζει τα αστέρια από άλλα αντικείμενα στο Σύμπαν. Η προέλευση των αστεριών θα πρέπει επίσης να εξεταστεί στο πλαίσιο μιας άλλης φυσικής πειθαρχίας: της κβαντικής μηχανικής. Σύμφωνα με αυτή τη θεωρία, η ύλη που καθορίζει την αστρική ύλη αποτελείται από συνεχώς διαιρούμενα άτομα και στοιχειώδη σωματίδια που δημιουργούν τον δικό τους μικρόκοσμο. Υπό αυτό το πρίσμα, η δομή, η σύνθεση, η δομή και η εξέλιξη των άστρων παρουσιάζει ενδιαφέρον. Όπως αποδείχθηκε, το μεγαλύτερο μέρος της μάζας του άστρου μας και πολλών άλλων αστεριών αποτελείται μόνο από δύο στοιχεία - το υδρογόνο και το ήλιο. Ένα θεωρητικό μοντέλο που περιγράφει τη δομή των άστρων θα μας επιτρέψει να κατανοήσουμε τη δομή τους και την κύρια διαφορά από άλλα διαστημικά αντικείμενα.

Το κύριο χαρακτηριστικό είναι ότι πολλά αντικείμενα στο Σύμπαν έχουν συγκεκριμένο μέγεθος και σχήμα, ενώ ένα αστέρι μπορεί να αλλάξει μέγεθος καθώς αναπτύσσεται. Ένα ζεστό αέριο είναι ένας συνδυασμός ατόμων που είναι χαλαρά συνδεδεμένα μεταξύ τους. Εκατομμύρια χρόνια μετά το σχηματισμό ενός αστεριού, το επιφανειακό στρώμα της αστρικής ύλης αρχίζει να ψύχεται. Το αστέρι εκπέμπει το μεγαλύτερο μέρος της ενέργειάς του στο διάστημα, μειώνοντας ή αυξάνοντας σε μέγεθος. Θερμότητα και ενέργεια μεταφέρονται από το εσωτερικό του άστρου στην επιφάνεια, επηρεάζοντας την ένταση της ακτινοβολίας. Με άλλα λόγια, το ίδιο αστέρι φαίνεται διαφορετικό σε διαφορετικές περιόδους της ύπαρξής του. Οι θερμοπυρηνικές διεργασίες που βασίζονται σε αντιδράσεις του κύκλου του υδρογόνου συμβάλλουν στη μετατροπή των ελαφρών ατόμων υδρογόνου σε βαρύτερα στοιχεία - ήλιο και άνθρακα. Σύμφωνα με αστροφυσικούς και πυρηνικούς επιστήμονες, μια τέτοια θερμοπυρηνική αντίδραση είναι η πιο αποτελεσματική όσον αφορά την ποσότητα της θερμότητας που παράγεται.

Γιατί η θερμοπυρηνική σύντηξη του πυρήνα δεν τελειώνει με την έκρηξη ενός τέτοιου αντιδραστήρα; Το θέμα είναι ότι οι δυνάμεις του βαρυτικού πεδίου σε αυτό μπορούν να συγκρατήσουν την αστρική ύλη μέσα σε έναν σταθεροποιημένο όγκο. Από αυτό μπορούμε να συναγάγουμε ένα σαφές συμπέρασμα: κάθε αστέρι είναι ένα τεράστιο σώμα που διατηρεί το μέγεθός του λόγω της ισορροπίας μεταξύ των δυνάμεων της βαρύτητας και της ενέργειας των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων. Το αποτέλεσμα αυτού του ιδανικού φυσικού μοντέλου είναι μια πηγή θερμότητας που μπορεί να λειτουργήσει για μεγάλο χρονικό διάστημα. Υποτίθεται ότι οι πρώτες μορφές ζωής στη Γη εμφανίστηκαν πριν από 3 δισεκατομμύρια χρόνια. Ο ήλιος σε εκείνες τις μακρινές εποχές ζέσταινε τον πλανήτη μας όπως και τώρα. Κατά συνέπεια, το αστέρι μας έχει αλλάξει ελάχιστα, παρά το γεγονός ότι η κλίμακα της εκπεμπόμενης θερμότητας και ηλιακής ενέργειας είναι κολοσσιαία - περισσότερο από 3-4 εκατομμύρια τόνους κάθε δευτερόλεπτο.

Δεν είναι δύσκολο να υπολογίσουμε πόσα κιλά έχει χάσει το αστέρι μας στα χρόνια της ύπαρξής του. Αυτό θα είναι ένας τεράστιος αριθμός, αλλά λόγω της τεράστιας μάζας και της υψηλής πυκνότητάς του, τέτοιες απώλειες στην κλίμακα του Σύμπαντος φαίνονται ασήμαντες.

Στάδια εξέλιξης αστεριών

Η μοίρα του αστεριού εξαρτάται από την αρχική μάζα του άστρου και τη χημική του σύνθεση. Ενώ τα κύρια αποθέματα υδρογόνου είναι συγκεντρωμένα στον πυρήνα, το αστέρι παραμένει στη λεγόμενη κύρια ακολουθία. Από τη στιγμή που υπάρχει τάση για αύξηση του μεγέθους του άστρου, σημαίνει ότι η κύρια πηγή για τη θερμοπυρηνική σύντηξη έχει στεγνώσει. Ο μακρύς τελικός δρόμος της μεταμόρφωσης του ουράνιου σώματος έχει ξεκινήσει.

Τα φωτιστικά που σχηματίζονται στο Σύμπαν αρχικά χωρίζονται σε τρεις πιο συνηθισμένους τύπους:

• κανονικά αστέρια (κίτρινοι νάνοι).
• νάνοι αστέρια?
• γιγάντια αστέρια.

Τα αστέρια χαμηλής μάζας (νάνοι) καίνε σιγά σιγά τα αποθέματα υδρογόνου τους και ζουν τη ζωή τους αρκετά ήρεμα.

Τέτοια αστέρια είναι η πλειοψηφία στο Σύμπαν, και το αστέρι μας, ένας κίτρινος νάνος, είναι ένα από αυτά. Με την έναρξη της ηλικίας, ένας κίτρινος νάνος γίνεται κόκκινος γίγαντας ή υπεργίγαντας.

Με βάση τη θεωρία της προέλευσης των αστεριών, η διαδικασία σχηματισμού αστεριών στο Σύμπαν δεν έχει τελειώσει. Τα φωτεινότερα αστέρια στον γαλαξία μας δεν είναι μόνο τα μεγαλύτερα, σε σύγκριση με τον Ήλιο, αλλά και τα νεότερα. Οι αστροφυσικοί και οι αστρονόμοι αποκαλούν τέτοια αστέρια μπλε υπεργίγαντες. Στο τέλος, θα έχουν την ίδια μοίρα με τρισεκατομμύρια άλλα αστέρια. Πρώτα υπάρχει μια γρήγορη γέννηση, μια λαμπρή και φλογερή ζωή, μετά την οποία έρχεται μια περίοδος αργής αποσύνθεσης. Τα αστέρια στο μέγεθος του Ήλιου έχουν μεγάλο κύκλο ζωής, καθώς βρίσκονται στην κύρια ακολουθία (στο μεσαίο τμήμα του).

Χρησιμοποιώντας δεδομένα για τη μάζα ενός άστρου, μπορούμε να υποθέσουμε την εξελικτική πορεία ανάπτυξής του. Μια σαφής απεικόνιση αυτής της θεωρίας είναι η εξέλιξη του άστρου μας. Τίποτα δεν διαρκεί για πάντα. Ως αποτέλεσμα της θερμοπυρηνικής σύντηξης, το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο, επομένως, τα αρχικά του αποθέματα καταναλώνονται και μειώνονται. Κάποια μέρα, όχι πολύ σύντομα, αυτά τα αποθέματα θα εξαντληθούν. Κρίνοντας από το γεγονός ότι ο Ήλιος μας συνεχίζει να λάμπει για περισσότερα από 5 δισεκατομμύρια χρόνια, χωρίς να αλλάξει το μέγεθός του, η ώριμη ηλικία του αστεριού μπορεί να διαρκέσει περίπου την ίδια περίοδο.

Η εξάντληση των αποθεμάτων υδρογόνου θα οδηγήσει στο γεγονός ότι, υπό την επίδραση της βαρύτητας, ο πυρήνας του ήλιου θα αρχίσει να συρρικνώνεται γρήγορα. Η πυκνότητα του πυρήνα θα γίνει πολύ υψηλή, με αποτέλεσμα οι θερμοπυρηνικές διεργασίες να μετακινηθούν στα στρώματα που γειτνιάζουν με τον πυρήνα. Αυτή η κατάσταση ονομάζεται κατάρρευση, η οποία μπορεί να προκληθεί από θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στα ανώτερα στρώματα του άστρου. Ως αποτέλεσμα της υψηλής πίεσης, πυροδοτούνται θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που περιλαμβάνουν ήλιο.

Τα αποθέματα υδρογόνου και ηλίου σε αυτό το τμήμα του άστρου θα διαρκέσουν για εκατομμύρια χρόνια. Δεν θα αργήσει η εξάντληση των αποθεμάτων υδρογόνου να οδηγήσει σε αύξηση της έντασης της ακτινοβολίας, σε αύξηση του μεγέθους του κελύφους και του μεγέθους του ίδιου του αστεριού. Ως αποτέλεσμα, ο Ήλιος μας θα γίνει πολύ μεγάλος. Αν φανταστείτε αυτή την εικόνα σε δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια από τώρα, τότε αντί για έναν εκθαμβωτικό φωτεινό δίσκο, ένας καυτός κόκκινος δίσκος γιγαντιαίων διαστάσεων θα κρέμεται στον ουρανό. Οι κόκκινοι γίγαντες είναι μια φυσική φάση στην εξέλιξη ενός άστρου, η κατάσταση μετάβασής του στην κατηγορία των μεταβλητών αστεριών.

Ως αποτέλεσμα αυτού του μετασχηματισμού, η απόσταση από τη Γη στον Ήλιο θα μειωθεί, έτσι ώστε η Γη να πέσει στη ζώνη επιρροής του ηλιακού στέμματος και να αρχίσει να «τηγανίζεται» σε αυτήν. Η θερμοκρασία στην επιφάνεια του πλανήτη θα δεκαπλασιαστεί, γεγονός που θα οδηγήσει στην εξαφάνιση της ατμόσφαιρας και στην εξάτμιση του νερού. Ως αποτέλεσμα, ο πλανήτης θα μετατραπεί σε μια άψυχη βραχώδη έρημο.

Τα τελικά στάδια της αστρικής εξέλιξης

Έχοντας φτάσει στη φάση του κόκκινου γίγαντα, ένα κανονικό αστέρι γίνεται λευκός νάνος υπό την επίδραση βαρυτικών διεργασιών. Εάν η μάζα ενός αστεριού είναι περίπου ίση με τη μάζα του Ήλιου μας, όλες οι κύριες διεργασίες σε αυτό θα συμβούν ήρεμα, χωρίς παρορμήσεις ή εκρηκτικές αντιδράσεις. Ο λευκός νάνος θα πεθάνει για πολύ καιρό, καίγοντας μέχρι το έδαφος.

Σε περιπτώσεις όπου το αστέρι είχε αρχικά μάζα μεγαλύτερη από 1,4 φορές τον Ήλιο, ο λευκός νάνος δεν θα είναι το τελικό στάδιο. Με μια μεγάλη μάζα μέσα στο αστέρι, οι διαδικασίες συμπίεσης της αστρικής ύλης ξεκινούν σε ατομικό και μοριακό επίπεδο. Τα πρωτόνια μετατρέπονται σε νετρόνια, η πυκνότητα του άστρου αυξάνεται και το μέγεθός του μειώνεται γρήγορα.

Τα αστέρια νετρονίων που είναι γνωστά στην επιστήμη έχουν διάμετρο 10-15 km. Με τόσο μικρό μέγεθος, ένα αστέρι νετρονίων έχει κολοσσιαία μάζα. Ένα κυβικό εκατοστό αστρικής ύλης μπορεί να ζυγίζει δισεκατομμύρια τόνους.

Στην περίπτωση που αρχικά είχαμε να κάνουμε με ένα αστέρι μεγάλης μάζας, το τελικό στάδιο της εξέλιξης παίρνει άλλες μορφές. Η μοίρα ενός τεράστιου αστεριού είναι μια μαύρη τρύπα - ένα αντικείμενο με ανεξερεύνητη φύση και απρόβλεπτη συμπεριφορά. Η τεράστια μάζα του άστρου συμβάλλει στην αύξηση των βαρυτικών δυνάμεων, οδηγώντας τις δυνάμεις συμπίεσης. Δεν είναι δυνατή η παύση αυτής της διαδικασίας. Η πυκνότητα της ύλης αυξάνεται μέχρι να γίνει άπειρη, σχηματίζοντας έναν ενικό χώρο (θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν). Η ακτίνα ενός τέτοιου αστεριού θα γίνει τελικά μηδέν, μετατρέποντας σε μαύρη τρύπα στο διάστημα. Θα υπήρχαν πολύ περισσότερες μαύρες τρύπες εάν τα τεράστια και υπερμεγέθη αστέρια καταλάμβαναν το μεγαλύτερο μέρος του χώρου.

Πρέπει να σημειωθεί ότι όταν ένας κόκκινος γίγαντας μεταμορφώνεται σε αστέρι νετρονίων ή σε μαύρη τρύπα, το Σύμπαν μπορεί να βιώσει ένα μοναδικό φαινόμενο - τη γέννηση ενός νέου κοσμικού αντικειμένου.

Η γέννηση ενός σουπερνόβα είναι το πιο θεαματικό τελικό στάδιο στην εξέλιξη των άστρων. Ένας φυσικός νόμος της φύσης λειτουργεί εδώ: η παύση της ύπαρξης ενός σώματος γεννά μια νέα ζωή. Η περίοδος ενός τέτοιου κύκλου όπως η γέννηση ενός σουπερνόβα αφορά κυρίως τα τεράστια αστέρια. Τα εξαντλημένα αποθέματα υδρογόνου οδηγούν στη συμπερίληψη ηλίου και άνθρακα στη διαδικασία της θερμοπυρηνικής σύντηξης. Ως αποτέλεσμα αυτής της αντίδρασης, η πίεση αυξάνεται ξανά και σχηματίζεται ένας σιδερένιος πυρήνας στο κέντρο του αστέρα. Υπό την επίδραση ισχυρών βαρυτικών δυνάμεων, το κέντρο μάζας μετατοπίζεται στο κεντρικό τμήμα του άστρου. Ο πυρήνας γίνεται τόσο βαρύς που δεν μπορεί να αντισταθεί στη δική του βαρύτητα. Ως αποτέλεσμα, αρχίζει η ταχεία επέκταση του πυρήνα, που οδηγεί σε μια στιγμιαία έκρηξη. Η γέννηση ενός σουπερνόβα είναι μια έκρηξη, ένα ωστικό κύμα τερατώδους δύναμης, μια φωτεινή λάμψη στις απέραντες εκτάσεις του Σύμπαντος.

Θα πρέπει να σημειωθεί ότι ο Ήλιος μας δεν είναι ένα τεράστιο αστέρι, άρα παρόμοια μοίρα δεν τον απειλεί και ο πλανήτης μας δεν πρέπει να φοβάται ένα τέτοιο τέλος. Στις περισσότερες περιπτώσεις, οι εκρήξεις σουπερνόβα συμβαίνουν σε μακρινούς γαλαξίες, γι' αυτό και σπάνια ανιχνεύονται.

Τελικά

Η εξέλιξη των αστεριών είναι μια διαδικασία που εκτείνεται σε δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια. Η ιδέα μας για τις διαδικασίες που λαμβάνουν χώρα είναι απλώς ένα μαθηματικό και φυσικό μοντέλο, μια θεωρία. Ο γήινος χρόνος είναι μόνο μια στιγμή στον τεράστιο χρονικό κύκλο στον οποίο ζει το Σύμπαν μας. Μπορούμε μόνο να παρατηρήσουμε τι συνέβη πριν από δισεκατομμύρια χρόνια και να φανταστούμε τι μπορεί να αντιμετωπίσουν οι επόμενες γενιές των γήινων.

Εάν έχετε οποιεσδήποτε ερωτήσεις, αφήστε τις στα σχόλια κάτω από το άρθρο. Εμείς ή οι επισκέπτες μας θα χαρούμε να τους απαντήσουμε

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 αστεριών. 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 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 αναγκάζεται να συμπιεστεί για να διατηρήσει τη θερμοκρασία στα στρώματα καύσης 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.

> Κύκλος ζωής ενός αστεριού

Περιγραφή ζωή και θάνατος των αστεριών: στάδια ανάπτυξης με φωτογραφίες, μοριακά σύννεφα, πρωτοαστέρας, T Tauri, κύρια ακολουθία, κόκκινος γίγαντας, λευκός νάνος.

Τα πάντα σε αυτόν τον κόσμο εξελίσσονται. Οποιοσδήποτε κύκλος ξεκινά με τη γέννηση, την ανάπτυξη και τελειώνει με το θάνατο. Φυσικά, τα αστέρια έχουν αυτούς τους κύκλους με έναν ιδιαίτερο τρόπο. Ας θυμηθούμε τουλάχιστον ότι τα χρονικά τους πλαίσια είναι μεγαλύτερα και μετρώνται σε εκατομμύρια και δισεκατομμύρια χρόνια. Επιπλέον, ο θάνατός τους έχει ορισμένες συνέπειες. Πως μοιάζει κύκλος ζωής των αστεριών?

Ο πρώτος κύκλος ζωής ενός αστεριού: Μοριακά νέφη

Ας ξεκινήσουμε με τη γέννηση ενός αστεριού. Φανταστείτε ένα τεράστιο νέφος ψυχρού μοριακού αερίου που μπορεί να υπάρχει αθόρυβα στο Σύμπαν χωρίς καμία αλλαγή. Αλλά ξαφνικά ένα σουπερνόβα εκρήγνυται όχι μακριά του ή συγκρούεται με ένα άλλο σύννεφο. Λόγω μιας τέτοιας ώθησης, ενεργοποιείται η διαδικασία καταστροφής. Χωρίζεται σε μικρά μέρη, καθένα από τα οποία ανασύρεται στον εαυτό του. Όπως ήδη έχετε καταλάβει, όλες αυτές οι ομάδες ετοιμάζονται να γίνουν σταρ. Η βαρύτητα θερμαίνει τη θερμοκρασία και η αποθηκευμένη ορμή διατηρεί τη διαδικασία περιστροφής. Το κάτω διάγραμμα δείχνει ξεκάθαρα τον κύκλο των αστεριών (ζωή, στάδια ανάπτυξης, επιλογές μεταμόρφωσης και θάνατος ουράνιου σώματος με φωτογραφία).

Δεύτερος κύκλος ζωής ενός αστεριού: Protostar

Το υλικό συμπυκνώνεται πιο πυκνά, θερμαίνεται και απωθείται από τη βαρυτική κατάρρευση. Ένα τέτοιο αντικείμενο ονομάζεται πρωτοάστρο, γύρω από το οποίο σχηματίζεται ένας δίσκος υλικού. Το τμήμα έλκεται από το αντικείμενο, αυξάνοντας τη μάζα του. Τα υπόλοιπα συντρίμμια θα ομαδοποιηθούν και θα δημιουργήσουν ένα πλανητικό σύστημα. Η περαιτέρω ανάπτυξη του αστεριού εξαρτάται από τη μάζα.

Τρίτος κύκλος ζωής ενός αστεριού:Τ Ταύρος

Όταν το υλικό χτυπά ένα αστέρι, απελευθερώνεται τεράστια ποσότητα ενέργειας. Η νέα αστρική σκηνή πήρε το όνομά της από το πρωτότυπο - T Tauri. Είναι ένα μεταβλητό αστέρι που βρίσκεται 600 έτη φωτός μακριά (κοντά).

Μπορεί να φτάσει σε μεγάλη φωτεινότητα επειδή το υλικό διασπάται και απελευθερώνει ενέργεια. Αλλά το κεντρικό τμήμα δεν έχει αρκετή θερμοκρασία για να υποστηρίξει την πυρηνική σύντηξη. Αυτή η φάση διαρκεί 100 εκατομμύρια χρόνια.

Τέταρτος κύκλος ζωής ενός αστεριού:Κύρια ακολουθία

Σε μια συγκεκριμένη στιγμή, η θερμοκρασία του ουράνιου σώματος ανεβαίνει στο απαιτούμενο επίπεδο, ενεργοποιώντας την πυρηνική σύντηξη. Όλα τα αστέρια περνούν από αυτό. Το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο, απελευθερώνοντας τεράστια θερμότητα και ενέργεια.

Η ενέργεια απελευθερώνεται ως ακτίνες γάμμα, αλλά λόγω της αργής κίνησης του άστρου, πέφτει με το ίδιο μήκος κύματος. Το φως ωθείται προς τα έξω και έρχεται σε σύγκρουση με τη βαρύτητα. Μπορούμε να υποθέσουμε ότι εδώ δημιουργείται μια ιδανική ισορροπία.

Πόσο καιρό θα είναι στην κύρια σειρά; Πρέπει να ξεκινήσετε από τη μάζα του αστεριού. Οι κόκκινοι νάνοι (η μισή μάζα του ήλιου) μπορούν να καίγονται μέσω της παροχής καυσίμου τους για εκατοντάδες δισεκατομμύρια (τρισεκατομμύρια) χρόνια. Μέσος όρος αστέρων (όπως ) ζουν 10-15 δισεκατομμύρια. Αλλά τα μεγαλύτερα είναι δισεκατομμυρίων ή εκατομμυρίων ετών. Δείτε πώς φαίνεται η εξέλιξη και ο θάνατος των αστεριών διαφορετικών τάξεων στο διάγραμμα.

Πέμπτος κύκλος ζωής ενός αστεριού:Κόκκινος γίγαντας

Κατά τη διαδικασία τήξης, το υδρογόνο τελειώνει και συσσωρεύεται ήλιο. Όταν δεν υπάρχει καθόλου υδρογόνο, όλες οι πυρηνικές αντιδράσεις σταματούν και το αστέρι αρχίζει να συρρικνώνεται λόγω της βαρύτητας. Το κέλυφος υδρογόνου γύρω από τον πυρήνα θερμαίνεται και αναφλέγεται, με αποτέλεσμα το αντικείμενο να μεγαλώσει 1.000 έως 10.000 φορές. Σε μια συγκεκριμένη στιγμή, ο Ήλιος μας θα επαναλάβει αυτή τη μοίρα, αυξάνοντας στην τροχιά της Γης.

Η θερμοκρασία και η πίεση φτάνουν στο μέγιστο και το ήλιο συντήκεται σε άνθρακα. Σε αυτό το σημείο το αστέρι συρρικνώνεται και παύει να είναι ένας κόκκινος γίγαντας. Με μεγαλύτερη μαζικότητα, το αντικείμενο θα κάψει άλλα βαριά στοιχεία.

Έκτος κύκλος ζωής ενός αστεριού:άσπρος νάνος

Ένα αστέρι ηλιακής μάζας δεν έχει αρκετή βαρυτική πίεση για να συντήξει τον άνθρακα. Επομένως, ο θάνατος επέρχεται με το τέλος του ηλίου. Τα εξωτερικά στρώματα εκτινάσσονται και εμφανίζεται ένας λευκός νάνος. Ξεκινά ζεστό, αλλά μετά από εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια κρυώνει.

Τα αστέρια, όπως και οι άνθρωποι, μπορεί να είναι νεογέννητα, μικρά, ηλικιωμένα. Κάθε στιγμή κάποια αστέρια πεθαίνουν και άλλα σχηματίζονται. Συνήθως τα νεότερα από αυτά είναι παρόμοια με τον Ήλιο. Βρίσκονται στο στάδιο του σχηματισμού και είναι στην πραγματικότητα πρωτάστρα. Οι αστρονόμοι τους αποκαλούν αστέρια T-Taurus, από το πρωτότυπό τους. Όσον αφορά τις ιδιότητές τους - για παράδειγμα, τη φωτεινότητα - τα πρωτάστρα είναι μεταβλητά, αφού η ύπαρξή τους δεν έχει ακόμη εισέλθει σε σταθερή φάση. Πολλά από αυτά έχουν μεγάλες ποσότητες ύλης γύρω τους. Ισχυρά ρεύματα ανέμου προέρχονται από αστέρια τύπου Τ.

Protostar: η αρχή του κύκλου ζωής τους

Εάν η ύλη πέσει στην επιφάνεια ενός πρωτοάστρου, καίγεται γρήγορα και μετατρέπεται σε θερμότητα. Ως αποτέλεσμα, η θερμοκρασία των πρωτοαστέρων αυξάνεται συνεχώς. Όταν ανεβαίνει τόσο ψηλά ώστε πυρηνικές αντιδράσεις πυροδοτούνται στο κέντρο του άστρου, ο πρωτοάστρος αποκτά την κατάσταση ενός συνηθισμένου. Με την έναρξη των πυρηνικών αντιδράσεων, το αστέρι έχει μια σταθερή πηγή ενέργειας που υποστηρίζει τη ζωή του για μεγάλο χρονικό διάστημα. Το πόσο καιρό θα είναι ο κύκλος ζωής ενός αστεριού στο Σύμπαν εξαρτάται από το αρχικό του μέγεθος. Ωστόσο, πιστεύεται ότι τα αστέρια με τη διάμετρο του Ήλιου έχουν αρκετή ενέργεια για να υπάρχουν άνετα για περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Παρόλα αυτά, συμβαίνει επίσης ότι ακόμη πιο ογκώδη αστέρια ζουν μόνο μερικά εκατομμύρια χρόνια. Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι καίνε τα καύσιμα τους πολύ πιο γρήγορα.

Αστέρια κανονικού μεγέθους

Κάθε ένα από τα αστέρια είναι μια συστάδα καυτού αερίου. Στα βάθη τους, συμβαίνει συνεχώς η διαδικασία παραγωγής πυρηνικής ενέργειας. Ωστόσο, δεν είναι όλα τα αστέρια σαν τον Ήλιο. Μία από τις κύριες διαφορές είναι το χρώμα. Τα αστέρια δεν είναι μόνο κίτρινα, αλλά και μπλε και κοκκινωπά.

Φωτεινότητα και Φωτεινότητα

Διαφέρουν επίσης σε χαρακτηριστικά όπως η λάμψη και η φωτεινότητα. Το πόσο φωτεινό θα είναι ένα αστέρι που παρατηρείται από την επιφάνεια της Γης εξαρτάται όχι μόνο από τη φωτεινότητά του, αλλά και από την απόστασή του από τον πλανήτη μας. Δεδομένης της απόστασής τους από τη Γη, τα αστέρια μπορεί να έχουν εντελώς διαφορετική φωτεινότητα. Αυτός ο δείκτης κυμαίνεται από το ένα δέκατο χιλιοστό της λάμψης του Ήλιου έως μια φωτεινότητα συγκρίσιμη με περισσότερους από ένα εκατομμύριο Ήλιους.

Τα περισσότερα αστέρια βρίσκονται στο χαμηλότερο άκρο αυτού του φάσματος, όντας αμυδρά. Από πολλές απόψεις, ο Ήλιος είναι ένα μέσο, ​​τυπικό αστέρι. Ωστόσο, σε σύγκριση με άλλα, έχει πολύ μεγαλύτερη φωτεινότητα. Ένας μεγάλος αριθμός αμυδρά αστέρια μπορεί να παρατηρηθεί ακόμη και με γυμνό μάτι. Ο λόγος που τα αστέρια ποικίλλουν σε φωτεινότητα οφείλεται στη μάζα τους. Το χρώμα, η λάμψη και η αλλαγή στη φωτεινότητα με την πάροδο του χρόνου καθορίζονται από την ποσότητα της ουσίας.

Προσπάθειες εξήγησης του κύκλου ζωής των αστεριών

Οι άνθρωποι προσπάθησαν από καιρό να εντοπίσουν τη ζωή των αστεριών, αλλά οι πρώτες προσπάθειες των επιστημόνων ήταν μάλλον δειλές. Η πρώτη πρόοδος ήταν η εφαρμογή του νόμου του Lane στην υπόθεση Helmholtz-Kelvin της βαρυτικής συστολής. Αυτό έφερε μια νέα κατανόηση στην αστρονομία: θεωρητικά, η θερμοκρασία ενός άστρου θα πρέπει να αυξάνεται (ο δείκτης του είναι αντιστρόφως ανάλογος με την ακτίνα του άστρου) έως ότου η αύξηση της πυκνότητας επιβραδύνει τις διαδικασίες συμπίεσης. Τότε η κατανάλωση ενέργειας θα είναι μεγαλύτερη από το εισόδημά της. Αυτή τη στιγμή, το αστέρι θα αρχίσει να κρυώνει γρήγορα.

Υποθέσεις για τη ζωή των αστεριών

Μία από τις αρχικές υποθέσεις για τον κύκλο ζωής ενός αστεριού προτάθηκε από τον αστρονόμο Norman Lockyer. Πίστευε ότι τα αστέρια προέρχονται από μετεωρική ύλη. Επιπλέον, οι διατάξεις της υπόθεσής του βασίστηκαν όχι μόνο σε θεωρητικά συμπεράσματα που είναι διαθέσιμα στην αστρονομία, αλλά και σε δεδομένα από φασματική ανάλυση των άστρων. Ο Lockyer ήταν πεπεισμένος ότι τα χημικά στοιχεία που συμμετέχουν στην εξέλιξη των ουράνιων σωμάτων αποτελούνται από στοιχειώδη σωματίδια - «πρωτοστοιχεία». Σε αντίθεση με τα σύγχρονα νετρόνια, πρωτόνια και ηλεκτρόνια, δεν έχουν γενικό, αλλά ατομικό χαρακτήρα. Για παράδειγμα, σύμφωνα με τον Lockyer, το υδρογόνο διασπάται σε αυτό που ονομάζεται «πρωτοϋδρογόνο». Ο σίδηρος γίνεται «πρωτοσίδηρος». Άλλοι αστρονόμοι προσπάθησαν επίσης να περιγράψουν τον κύκλο ζωής ενός αστεριού, για παράδειγμα, οι James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Γιγαντιαία αστέρια και αστέρια νάνοι

Τα μεγαλύτερα αστέρια είναι τα πιο καυτά και φωτεινότερα. Είναι συνήθως λευκά ή γαλαζωπά στην όψη. Παρά το γεγονός ότι είναι γιγάντια σε μέγεθος, το καύσιμο μέσα τους καίγεται τόσο γρήγορα που το στερούνται σε λίγα μόλις εκατομμύρια χρόνια.

Τα μικρά αστέρια, σε αντίθεση με τα γιγάντια, συνήθως δεν είναι τόσο φωτεινά. Έχουν κόκκινο χρώμα και ζουν αρκετά - για δισεκατομμύρια χρόνια. Αλλά ανάμεσα στα φωτεινά αστέρια στον ουρανό υπάρχουν και κόκκινα και πορτοκαλί. Ένα παράδειγμα είναι το αστέρι Aldebaran - το λεγόμενο "μάτι του ταύρου", που βρίσκεται στον αστερισμό του Ταύρου. και επίσης στον αστερισμό του Σκορπιού. Γιατί αυτά τα δροσερά αστέρια είναι σε θέση να ανταγωνιστούν σε φωτεινότητα με καυτά αστέρια όπως ο Σείριος;

Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι κάποτε επεκτάθηκαν πολύ και η διάμετρός τους άρχισε να ξεπερνά τα τεράστια κόκκινα αστέρια (υπεργίγαντες). Η τεράστια περιοχή επιτρέπει σε αυτά τα αστέρια να εκπέμπουν μια τάξη μεγέθους περισσότερη ενέργεια από τον Ήλιο. Κι αυτό παρά το γεγονός ότι η θερμοκρασία τους είναι πολύ χαμηλότερη. Για παράδειγμα, η διάμετρος του Betelgeuse, που βρίσκεται στον αστερισμό του Ωρίωνα, είναι αρκετές εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη από τη διάμετρο του Ήλιου. Και η διάμετρος των συνηθισμένων κόκκινων αστεριών συνήθως δεν είναι ούτε το ένα δέκατο του μεγέθους του Ήλιου. Τέτοια αστέρια ονομάζονται νάνοι. Κάθε ουράνιο σώμα μπορεί να περάσει από αυτούς τους τύπους κύκλων ζωής αστεριών - το ίδιο αστέρι σε διαφορετικά στάδια της ζωής του μπορεί να είναι και κόκκινος γίγαντας και νάνος.

Κατά κανόνα, φωτιστικά όπως ο Ήλιος υποστηρίζουν την ύπαρξή τους λόγω του υδρογόνου που βρίσκεται μέσα. Μετατρέπεται σε ήλιο μέσα στον πυρηνικό πυρήνα του άστρου. Ο ήλιος έχει τεράστια ποσότητα καυσίμου, αλλά ακόμη και αυτή δεν είναι άπειρη - τα τελευταία πέντε δισεκατομμύρια χρόνια, το ήμισυ της προσφοράς έχει εξαντληθεί.

Διάρκεια ζωής των αστεριών. Ο κύκλος ζωής των αστεριών

Μόλις εξαντληθεί η παροχή υδρογόνου μέσα σε ένα αστέρι, συμβαίνουν σημαντικές αλλαγές. Το υπόλοιπο υδρογόνο αρχίζει να καίγεται όχι μέσα στον πυρήνα του, αλλά στην επιφάνεια. Ταυτόχρονα, η διάρκεια ζωής ενός αστεριού μειώνεται όλο και περισσότερο. Κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου, ο κύκλος των αστεριών, τουλάχιστον τα περισσότερα από αυτά, εισέρχεται στο στάδιο του κόκκινου γίγαντα. Το μέγεθος του αστεριού γίνεται μεγαλύτερο και η θερμοκρασία του, αντίθετα, μειώνεται. Έτσι εμφανίζονται οι περισσότεροι κόκκινοι γίγαντες και υπεργίγαντες. Αυτή η διαδικασία είναι μέρος της γενικής ακολουθίας των αλλαγών που συμβαίνουν στα αστέρια, την οποία οι επιστήμονες ονομάζουν αστρική εξέλιξη. Ο κύκλος ζωής ενός αστεριού περιλαμβάνει όλα τα στάδια του: τελικά, όλα τα αστέρια γερνούν και πεθαίνουν, και η διάρκεια της ύπαρξής τους καθορίζεται άμεσα από την ποσότητα του καυσίμου. Μεγάλα αστέρια δίνουν τέλος στη ζωή τους με μια τεράστια, θεαματική έκρηξη. Οι πιο μετριοπαθείς, αντίθετα, πεθαίνουν, συρρικνώνοντας σταδιακά στο μέγεθος των λευκών νάνων. Μετά απλά ξεθωριάζουν.

Πόσο ζει το μέσο αστέρι; Ο κύκλος ζωής ενός αστεριού μπορεί να διαρκέσει από λιγότερο από 1,5 εκατομμύρια χρόνια έως 1 δισεκατομμύριο χρόνια ή περισσότερο. Όλα αυτά, όπως ειπώθηκε, εξαρτώνται από τη σύνθεση και το μέγεθός του. Αστέρια όπως ο Ήλιος ζουν μεταξύ 10 και 16 δισεκατομμυρίων ετών. Τα πολύ φωτεινά αστέρια, όπως ο Σείριος, έχουν σχετικά σύντομη ζωή - μόνο μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια. Το διάγραμμα κύκλου ζωής αστεριών περιλαμβάνει τα ακόλουθα στάδια. Πρόκειται για ένα μοριακό νέφος - βαρυτική κατάρρευση του νέφους - γέννηση ενός σουπερνόβα - εξέλιξη ενός πρωτοάστρου - το τέλος της πρωτοαστρικής φάσης. Στη συνέχεια ακολουθήστε τα στάδια: αρχή του σταδίου του νεαρού αστεριού - μέση ζωή - ωριμότητα - στάδιο κόκκινου γίγαντα - πλανητικό νεφέλωμα - στάδιο λευκού νάνου. Οι δύο τελευταίες φάσεις είναι χαρακτηριστικές των μικρών αστεριών.

Η φύση των πλανητικών νεφελωμάτων

Έτσι, εξετάσαμε εν συντομία τον κύκλο ζωής ενός αστεριού. Αλλά αυτό που μεταμορφώνεται από έναν τεράστιο κόκκινο γίγαντα σε έναν λευκό νάνο, μερικές φορές τα αστέρια ρίχνουν τα εξωτερικά τους στρώματα και τότε ο πυρήνας του αστεριού εκτίθεται. Το κέλυφος του αερίου αρχίζει να λάμπει υπό την επίδραση της ενέργειας που εκπέμπεται από το αστέρι. Αυτό το στάδιο πήρε το όνομά του λόγω του γεγονότος ότι οι φωτεινές φυσαλίδες αερίου σε αυτό το κέλυφος συχνά μοιάζουν με δίσκους γύρω από πλανήτες. Αλλά στην πραγματικότητα δεν έχουν καμία σχέση με πλανήτες. Ο κύκλος ζωής των αστεριών για τα παιδιά μπορεί να μην περιλαμβάνει όλες τις επιστημονικές λεπτομέρειες. Μπορεί κανείς να περιγράψει μόνο τις κύριες φάσεις της εξέλιξης των ουράνιων σωμάτων.

Αστρικά σμήνη

Οι αστρονόμοι αγαπούν να εξερευνούν.Υπάρχει μια υπόθεση ότι όλοι οι φωτιστές γεννιούνται σε ομάδες και όχι μεμονωμένα. Δεδομένου ότι τα αστέρια που ανήκουν στο ίδιο σμήνος έχουν παρόμοιες ιδιότητες, οι διαφορές μεταξύ τους είναι αληθινές και δεν οφείλονται στην απόσταση από τη Γη. Όποιες αλλαγές συμβαίνουν σε αυτά τα αστέρια, προέρχονται ταυτόχρονα και υπό ίσες συνθήκες. Ιδιαίτερα πολλές γνώσεις μπορούν να ληφθούν μελετώντας την εξάρτηση των ιδιοτήτων τους από τη μάζα. Εξάλλου, η ηλικία των αστεριών στα σμήνη και η απόστασή τους από τη Γη είναι περίπου ίσες, επομένως διαφέρουν μόνο σε αυτόν τον δείκτη. Τα σμήνη θα ενδιαφέρουν όχι μόνο επαγγελματίες αστρονόμους - κάθε ερασιτέχνης θα χαρεί να τραβήξει μια όμορφη φωτογραφία και να θαυμάσει την εξαιρετικά όμορφη θέα τους στο πλανητάριο.

Καταλαμβάνει ένα σημείο στην επάνω δεξιά γωνία: έχει υψηλή φωτεινότητα και χαμηλή θερμοκρασία. Η κύρια ακτινοβολία εμφανίζεται στην υπέρυθρη περιοχή. Η ακτινοβολία από το κέλυφος της ψυχρής σκόνης φτάνει σε εμάς. Κατά τη διαδικασία της εξέλιξης, η θέση του αστεριού στο διάγραμμα θα αλλάξει. Η μόνη πηγή ενέργειας σε αυτό το στάδιο είναι η βαρυτική συμπίεση. Επομένως, το αστέρι κινείται αρκετά γρήγορα παράλληλα με τον άξονα των τεταγμένων.

Η θερμοκρασία της επιφάνειας δεν αλλάζει, αλλά η ακτίνα και η φωτεινότητα μειώνονται. Η θερμοκρασία στο κέντρο του άστρου ανεβαίνει, φτάνοντας σε μια τιμή στην οποία αρχίζουν οι αντιδράσεις με ελαφρά στοιχεία: λίθιο, βηρύλλιο, βόριο, τα οποία καίγονται γρήγορα, αλλά καταφέρνουν να επιβραδύνουν τη συμπίεση. Η τροχιά περιστρέφεται παράλληλα με τον άξονα των τεταγμένων, η θερμοκρασία στην επιφάνεια του άστρου αυξάνεται και η φωτεινότητα παραμένει σχεδόν σταθερή. Τέλος, στο κέντρο του άστρου ξεκινούν αντιδράσεις σχηματισμού ηλίου από υδρογόνο (καύση υδρογόνου). Το αστέρι μπαίνει στην κύρια ακολουθία.

Η διάρκεια του αρχικού σταδίου καθορίζεται από τη μάζα του αστεριού. Για αστέρια όπως ο Ήλιος είναι περίπου 1 εκατομμύριο χρόνια, για ένα αστέρι με μάζα 10 Μ☉ περίπου 1000 φορές λιγότερο και για αστέρι με μάζα 0,1 Μ☉ χιλιάδες φορές περισσότερο.

Νεαρά αστέρια χαμηλής μάζας

Στην αρχή της εξέλιξης, ένα αστέρι χαμηλής μάζας έχει έναν ακτινοβόλο πυρήνα και ένα συναγωγικό περίβλημα (Εικ. 82, I).

Στο στάδιο της κύριας ακολουθίας, το αστέρι λάμπει λόγω της απελευθέρωσης ενέργειας στις πυρηνικές αντιδράσεις μετατροπής του υδρογόνου σε ήλιο. Η παροχή υδρογόνου εξασφαλίζει τη φωτεινότητα ενός αστεριού μάζας 1 Μ☉ περίπου εντός 10 10 ετών. Τα αστέρια μεγαλύτερης μάζας καταναλώνουν υδρογόνο πιο γρήγορα: για παράδειγμα, ένα αστέρι με μάζα 10 Μ☉ θα καταναλώσει υδρογόνο σε λιγότερο από 10 7 χρόνια (η φωτεινότητα είναι ανάλογη με την τέταρτη δύναμη μάζας).

Αστέρια χαμηλής μάζας

Καθώς το υδρογόνο καίγεται, οι κεντρικές περιοχές του άστρου συμπιέζονται πολύ.

Αστέρια μεγάλης μάζας

Μετά την επίτευξη της κύριας ακολουθίας, η εξέλιξη ενός αστέρα μεγάλης μάζας (>1,5 Μ☉) καθορίζεται από τις συνθήκες καύσης του πυρηνικού καυσίμου στα έγκατα του αστέρα. Στο στάδιο της κύριας ακολουθίας, αυτή είναι η καύση υδρογόνου, αλλά σε αντίθεση με τα αστέρια χαμηλής μάζας, οι αντιδράσεις του κύκλου άνθρακα-αζώτου κυριαρχούν στον πυρήνα. Σε αυτόν τον κύκλο, τα άτομα C και N παίζουν το ρόλο των καταλυτών. Ο ρυθμός απελευθέρωσης ενέργειας στις αντιδράσεις ενός τέτοιου κύκλου είναι ανάλογος του Τ 17. Ως εκ τούτου, σχηματίζεται ένας συναγωγικός πυρήνας στον πυρήνα, που περιβάλλεται από μια ζώνη στην οποία η μεταφορά ενέργειας πραγματοποιείται με ακτινοβολία.

Η φωτεινότητα των αστεριών μεγάλης μάζας είναι πολύ μεγαλύτερη από τη φωτεινότητα του Ήλιου και το υδρογόνο καταναλώνεται πολύ πιο γρήγορα. Αυτό οφείλεται επίσης στο γεγονός ότι η θερμοκρασία στο κέντρο τέτοιων αστεριών είναι επίσης πολύ υψηλότερη.

Καθώς η αναλογία του υδρογόνου στην ύλη του συναγωγικού πυρήνα μειώνεται, ο ρυθμός απελευθέρωσης ενέργειας μειώνεται. Αλλά δεδομένου ότι ο ρυθμός απελευθέρωσης καθορίζεται από τη φωτεινότητα, ο πυρήνας αρχίζει να συμπιέζεται και ο ρυθμός απελευθέρωσης ενέργειας παραμένει σταθερός. Ταυτόχρονα, το αστέρι διαστέλλεται και μετακινείται στην περιοχή των ερυθρών γιγάντων.

Αστέρια χαμηλής μάζας

Μέχρι να καεί τελείως το υδρογόνο, σχηματίζεται ένας μικρός πυρήνας ηλίου στο κέντρο ενός αστέρα χαμηλής μάζας. Στον πυρήνα, η πυκνότητα της ύλης και η θερμοκρασία φτάνουν σε τιμές 10 9 kg/m και 10 8 K, αντίστοιχα. Η καύση υδρογόνου συμβαίνει στην επιφάνεια του πυρήνα. Καθώς η θερμοκρασία στον πυρήνα αυξάνεται, ο ρυθμός εξάντλησης υδρογόνου αυξάνεται και η φωτεινότητα αυξάνεται. Η ζώνη ακτινοβολίας σταδιακά εξαφανίζεται. Και λόγω της αύξησης της ταχύτητας των συναγωγικών ροών, τα εξωτερικά στρώματα του άστρου φουσκώνουν. Το μέγεθος και η φωτεινότητά του αυξάνονται - το αστέρι μετατρέπεται σε κόκκινο γίγαντα (Εικ. 82, II).

Αστέρια μεγάλης μάζας

Όταν το υδρογόνο σε ένα αστέρι μεγάλης μάζας εξαντληθεί πλήρως, αρχίζει να συμβαίνει τριπλή αντίδραση ηλίου στον πυρήνα και ταυτόχρονα η αντίδραση σχηματισμού οξυγόνου (3He=>C και C+He=>0). Ταυτόχρονα, το υδρογόνο αρχίζει να καίγεται στην επιφάνεια του πυρήνα του ηλίου. Εμφανίζεται η πηγή πρώτου επιπέδου.

Η παροχή ηλίου εξαντλείται πολύ γρήγορα, αφού στις αντιδράσεις που περιγράφονται, απελευθερώνεται σχετικά λίγη ενέργεια σε κάθε στοιχειώδη πράξη. Η εικόνα επαναλαμβάνεται, και δύο πηγές στρώματος εμφανίζονται στο αστέρι, και η αντίδραση C+C=>Mg ξεκινά στον πυρήνα.

Η εξελικτική διαδρομή αποδεικνύεται πολύ περίπλοκη (Εικ. 84). Στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell, το αστέρι κινείται κατά μήκος της αλληλουχίας των γιγάντων ή (με πολύ μεγάλη μάζα στην υπεργιγάντια περιοχή) γίνεται περιοδικά Κηφεΐ.

Παλιά αστέρια χαμηλής μάζας

Για ένα αστέρι χαμηλής μάζας, τελικά, η ταχύτητα της συναγωγής ροής σε κάποιο επίπεδο φτάνει τη δεύτερη ταχύτητα διαφυγής, το κέλυφος ξεκολλάει και το αστέρι μετατρέπεται σε λευκό νάνο που περιβάλλεται από ένα πλανητικό νεφέλωμα.

Η εξελικτική διαδρομή ενός αστεριού χαμηλής μάζας στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell φαίνεται στο Σχήμα 83.

Θάνατος αστεριών μεγάλης μάζας

Στο τέλος της εξέλιξής του, ένα αστέρι μεγάλης μάζας έχει μια πολύ περίπλοκη δομή. Κάθε στρώμα έχει τη δική του χημική σύσταση, πυρηνικές αντιδράσεις συμβαίνουν σε πολλές πηγές στιβάδων και σχηματίζεται ένας πυρήνας σιδήρου στο κέντρο (Εικ. 85).

Πυρηνικές αντιδράσεις με σίδηρο δεν συμβαίνουν, αφού απαιτούν τη δαπάνη (και όχι την απελευθέρωση) ενέργειας. Επομένως, ο πυρήνας του σιδήρου συστέλλεται γρήγορα, η θερμοκρασία και η πυκνότητα σε αυτόν αυξάνονται, φτάνοντας σε φανταστικές τιμές - θερμοκρασία 10 9 K και πίεση 10 9 kg/m 3. Υλικό από τον ιστότοπο

Αυτή τη στιγμή ξεκινούν δύο σημαντικές διεργασίες, που συμβαίνουν στον πυρήνα ταυτόχρονα και πολύ γρήγορα (προφανώς, σε λίγα λεπτά). Το πρώτο είναι ότι κατά τις πυρηνικές συγκρούσεις, τα άτομα σιδήρου διασπώνται σε 14 άτομα ηλίου, το δεύτερο είναι ότι τα ηλεκτρόνια «πιέζονται» σε πρωτόνια, σχηματίζοντας νετρόνια. Και οι δύο διαδικασίες σχετίζονται με την απορρόφηση ενέργειας και η θερμοκρασία στον πυρήνα (επίσης η πίεση) πέφτει αμέσως. Τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού αρχίζουν να πέφτουν προς το κέντρο.

Η πτώση των εξωτερικών στρωμάτων οδηγεί σε απότομη αύξηση της θερμοκρασίας σε αυτά. Το υδρογόνο, το ήλιο και ο άνθρακας αρχίζουν να καίγονται. Αυτό συνοδεύεται από ένα ισχυρό ρεύμα νετρονίων που προέρχεται από τον κεντρικό πυρήνα. Ως αποτέλεσμα, συμβαίνει μια ισχυρή πυρηνική έκρηξη, που εκτοξεύει τα εξωτερικά στρώματα του άστρου, που ήδη περιέχουν όλα τα βαριά στοιχεία, μέχρι το καλιφόρνιο. Σύμφωνα με τις σύγχρονες απόψεις, όλα τα άτομα βαρέων χημικών στοιχείων (δηλαδή, βαρύτερα από το ήλιο) σχηματίστηκαν στο Σύμπαν ακριβώς σε εκλάμψεις