Διαδικασίες που καταλαμβάνουν το μεγαλύτερο μέρος της ζωής ενός αστεριού. Ένα αστέρι γεννιέται βίντεο. Γιγαντιαία φάση και τα χαρακτηριστικά της

Εσωτερική ζωήτο αστέρι ρυθμίζεται από την επίδραση δύο δυνάμεων: της δύναμης έλξης, 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 βρίσκεται κάτω ισχυρό αντίκτυποβαρύτητα. 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 πολύ μεγάλα ουράνια σώματα(περίπου 80 φορές τη μάζα του Δία) γίνονται αστέρια, τα μικρότερα (περίπου 17 φορές μικρότερα από τον Δία) γίνονται πλανήτες. Υπάρχουν και κορμιά μέσο βάρος, είναι πολύ μεγάλοι για να ανήκουν στην κατηγορία των πλανητών και πολύ μικροί και ψυχροί για να συμβούν πυρηνικές αντιδράσεις χαρακτηριστικές των αστεριών 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 ήδη σημειώθηκε, αρκετά πολύς καιρόςτο αστέρι είναι σε ισορροπημένη κατάσταση. Μετά έρχεται μια περίοδος αστάθειας. Περαιτέρω μοίρααστέρια εξαρτάται από διάφορους παράγοντες. Σκεφτείτε ένα υποθετικό μικρό αστέρι του οποίου η μάζα είναι μεταξύ 0,1 και 4 ηλιακών μαζών. Χαρακτηριστικό στοιχείοαστέρια 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.

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 ΑΝΘΡΩΠΙΝΗ ζωηαυτή 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 μπορούσαν να φανούν Αιγύπτιοι Φαραώ, όμως, μάλιστα, όλο αυτό το διάστημα η αλλαγή στα φυσικά χαρακτηριστικά των ουράνιων σωμάτων δεν σταμάτησε 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 συμβαίνουν τεράστιοι μετασχηματισμοί, κατά τους οποίους αλλάζει η χημική σύσταση, φυσικά χαρακτηριστικάκαι τη δομή των αστεριών. Η ζωή ενός αστεριού διαρκεί όσο λάμπει και εκπέμπει θερμότητα. Ωστόσο, μια τόσο λαμπρή κατάσταση δεν διαρκεί για πάντα. Πίσω φωτεινή γένναακολουθεί 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. Σε ένα λαμπρό ηλιοβασίλεμα αστρική καριέρααυτή η ισορροπία διαταράσσεται. Έρχεται η σειρά μη αναστρέψιμες διαδικασίες, το αποτέλεσμα της οποίας 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. Όσο υπάρχει αρκετό πυρηνικό καύσιμο στα έγκατα του άστρου, το αστέρι λάμπει έντονο φωςκαι 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 μελλοντικό αστέρι. 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. Μπαίνει στο παιχνίδι νέα μορφήαναπαραγωγή αστρικής ενέργειας - πυρηνική. Η κινητική ενέργεια που απελευθερώνεται κατά τη συμπίεση ενός αντικειμένου εξασθενεί στο φόντο. Η επιτευχθείσα ισορροπία εξασφαλίζει μακρά και ήσυχη ζωήένα αστέρι 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. Σημεία στο διάγραμμα - θέση διάσημα αστέρια. 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. Επάνω μέροςΤα γραφικά φαίνονται λιγότερο κορεσμένα από 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. Κανονικό αστέριμετατρέπεται 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 τύπουκαι ένας κόκκινος γίγαντας με ισόθερμο πυρήνα ηλίου και πολυεπίπεδη ζώνη πυρηνοσύνθεσης

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 παρατεταμένης μηχανικής, θερμοδυναμικής επιρροής, η ύλη αλλάζει φυσικές 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.

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 Γαλαξίαςκαι όλο το σύμπαν, για το μεγαλύτερο μέροςκαλά μελετημένη. 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 μελετήσετε το αντικείμενο χωρίς να φύγετε 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 σωματίδιασχημάτισαν διαστρικά σύννεφα, τα οποία έγιναν «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 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.

Σε αντιπαράθεση σωματική δύναμηΟι 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. Για να το πω απλά και σε καθαρή γλώσσα, 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, αστροφυσικοί ανακάλυψαν στην υπέρυθρη περιοχή Νέο αστέρι, η θερμοκρασία ακτινοβολίας της οποίας 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 ίδια με τους ήλιους, μόνο διαφορετικών μεγεθών και με διαφορετικές τύχες. 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 φασματική ανάλυσηυπολογίστε τη χημική σύσταση του αστεριού και 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 αερίων της αστρικής ύλης που διαθέτει ένα αστέρι διαφορετικά στάδιατης 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 μέσα διαφορετικές περιόδουςη ύπαρξή του φαίνεται διαφορετική. 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 αστεριού και του χημική 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 αλλάζει σε μέγεθος, ώριμη ηλικίατα αστέρια μπορεί να διαρκέσουν 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. Σαν άποτέλεσμα υψηλή πίεσηπυροδοτούνται 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 η πιο εντυπωσιακή τελικό στάδιοεξέλιξη των αστεριών. 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

Σχηματίζεται από συμπύκνωση του διαστρικού μέσου. Μέσω των παρατηρήσεων, ήταν δυνατό να προσδιοριστεί ότι τα αστέρια αναδύθηκαν μέσα διαφορετική ώρακαι εξακολουθούν να εμφανίζονται μέχρι σήμερα.

Το κύριο πρόβλημα στην εξέλιξη των άστρων είναι το ζήτημα της προέλευσης της ενέργειάς τους, χάρη στην οποία λάμπουν και εκπέμπουν τεράστια ποσά ενέργειας. Προηγουμένως, είχαν προταθεί πολλές θεωρίες που είχαν σχεδιαστεί για να προσδιορίσουν τις πηγές ενέργειας των αστεριών. Πιστεύεται ότι μια συνεχής πηγή αστρικής ενέργειας ήταν η συνεχής συμπίεση. Αυτή η πηγή είναι σίγουρα καλή, αλλά δεν μπορεί να διατηρήσει την κατάλληλη ακτινοβολία για μεγάλο χρονικό διάστημα. Στα μέσα του 20ου αιώνα, βρέθηκε η απάντηση σε αυτό το ερώτημα. Η πηγή της ακτινοβολίας είναι οι αντιδράσεις θερμοπυρηνικής σύντηξης. Ως αποτέλεσμα αυτών των αντιδράσεων, το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο και η απελευθερωμένη ενέργεια περνά από τα έντερα του άστρου, μετασχηματίζεται και εκπέμπεται στο διάστημα (αξίζει να σημειωθεί ότι όσο υψηλότερη είναι η θερμοκρασία, τόσο πιο γρήγορα συμβαίνουν αυτές οι αντιδράσεις. γιατί τα καυτά αστέρια μεγάλης μάζας εγκαταλείπουν την κύρια ακολουθία πιο γρήγορα).

Τώρα φανταστείτε την εμφάνιση ενός αστεριού...

Ένα νέφος διαστρικού αερίου και μέσου σκόνης άρχισε να συμπυκνώνεται. Από αυτό το σύννεφο σχηματίζεται μια μάλλον πυκνή μπάλα αερίου. Η πίεση στο εσωτερικό της μπάλας δεν είναι ακόμη σε θέση να εξισορροπήσει τις δυνάμεις έλξης, επομένως θα συρρικνωθεί (ίσως αυτή τη στιγμή να σχηματιστούν συστάδες με λιγότερη μάζα γύρω από το αστέρι, οι οποίες τελικά θα μετατραπούν σε πλανήτες). Όταν συμπιέζεται, η θερμοκρασία αυξάνεται. Έτσι, το αστέρι σταδιακά δύει στην κύρια ακολουθία. Τότε η πίεση του αερίου μέσα στο άστρο εξισορροπεί τη βαρύτητα και το πρωτοάστρο μετατρέπεται σε αστέρι.

Το πρώιμο στάδιο της εξέλιξης του άστρου είναι πολύ μικρό και το άστρο αυτή τη στιγμή είναι βυθισμένο σε ένα νεφέλωμα, επομένως ο πρωτοάστρος είναι πολύ δύσκολο να ανιχνευθεί.

Η μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο συμβαίνει μόνο στις κεντρικές περιοχές του άστρου. Στα εξωτερικά στρώματα, η περιεκτικότητα σε υδρογόνο παραμένει πρακτικά αμετάβλητη. Δεδομένου ότι η ποσότητα του υδρογόνου είναι περιορισμένη, αργά ή γρήγορα καίγεται. Η απελευθέρωση ενέργειας στο κέντρο του άστρου σταματά και ο πυρήνας του άστρου αρχίζει να συρρικνώνεται και το κέλυφος αρχίζει να διογκώνεται. Επιπλέον, εάν το αστέρι είναι μικρότερο από 1,2 ηλιακές μάζες, αποβάλλει το εξωτερικό του στρώμα (σχηματισμός πλανητικού νεφελώματος).

Αφού ο φάκελος διαχωριστεί από το αστέρι, τα εσωτερικά, πολύ καυτά στρώματά του εκτίθενται, και εν τω μεταξύ ο φάκελος απομακρύνεται όλο και περισσότερο. Μετά από αρκετές δεκάδες χιλιάδες χρόνια, το κέλυφος θα αποσυντεθεί και θα παραμείνει μόνο ένα πολύ καυτό και πυκνό αστέρι· σταδιακά ψύχοντας, θα μετατραπεί σε λευκό νάνο. Σταδιακά, κρυώνοντας, μετατρέπονται σε αόρατους μαύρους νάνους. Οι μαύροι νάνοι είναι πολύ πυκνά και ψυχρά αστέρια, ελαφρώς μεγαλύτερα από τη Γη, αλλά με μάζα συγκρίσιμη με τη μάζα του ήλιου. Η διαδικασία ψύξης των λευκών νάνων διαρκεί αρκετές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια.

Εάν η μάζα ενός αστεριού είναι από 1,2 έως 2,5 ηλιακή, τότε ένα τέτοιο αστέρι θα εκραγεί. Αυτή η έκρηξη ονομάζεται έκρηξη σουπερνόβα. Το φλεγόμενο αστέρι αυξάνει τη φωτεινότητά του εκατοντάδες εκατομμύρια φορές μέσα σε λίγα δευτερόλεπτα. Τέτοια ξεσπάσματα συμβαίνουν εξαιρετικά σπάνια. Στον Γαλαξία μας, μια έκρηξη σουπερνόβα συμβαίνει περίπου μία φορά κάθε εκατό χρόνια. Μετά από ένα τέτοιο ξέσπασμα, παραμένει ένα νεφέλωμα, το οποίο έχει πολλή ραδιοεκπομπή και επίσης διασκορπίζεται πολύ γρήγορα, και ένα λεγόμενο αστέρι νετρονίων (περισσότερα για αυτό λίγο αργότερα). Εκτός από την τεράστια ραδιοεκπομπή, ένα τέτοιο νεφέλωμα θα είναι επίσης πηγή ακτινοβολίας ακτίνων Χ, αλλά αυτή η ακτινοβολία απορροφάται από την ατμόσφαιρα της γης και επομένως μπορεί να παρατηρηθεί μόνο από το διάστημα.

Υπάρχουν αρκετές υποθέσεις σχετικά με την αιτία των εκρήξεων των αστεριών (supernovae), αλλά δεν υπάρχει ακόμη γενικά αποδεκτή θεωρία. Υπάρχει η υπόθεση ότι αυτό οφείλεται στην πολύ γρήγορη πτώση των εσωτερικών στρωμάτων του άστρου προς το κέντρο. Το αστέρι συρρικνώνεται γρήγορα σε καταστροφικό ρυθμό μικρό μέγεθοςπερίπου 10 km, και η πυκνότητά του σε αυτή την κατάσταση είναι 10 17 kg/m 3, που είναι κοντά στην πυκνότητα του ατομικού πυρήνα. Αυτό το αστέρι αποτελείται από νετρόνια (ταυτόχρονα, τα ηλεκτρόνια πιέζονται σε πρωτόνια), γι 'αυτό ονομάζεται "ΝΕΤΡΟΝΙΟ". Η αρχική του θερμοκρασία είναι περίπου ένα δισεκατομμύριο Kelvin, αλλά στο μέλλον θα κρυώσει γρήγορα.

Αυτό το αστέρι, λόγω του μικρού του μεγέθους και της γρήγορης ψύξης του για πολύ καιρόθεωρήθηκε αδύνατο να παρατηρηθεί. Αλλά μετά από λίγο καιρό, ανακαλύφθηκαν πάλσαρ. Αυτά τα πάλσαρ αποδείχθηκε ότι ήταν αστέρια νετρονίων. Ονομάζονται έτσι λόγω της βραχυπρόθεσμης εκπομπής ραδιοπαλμών. Εκείνοι. το αστέρι φαίνεται να «αναβοσβήνει». Αυτή η ανακάλυψη έγινε εντελώς τυχαία και όχι πολύ καιρό πριν, δηλαδή το 1967. Αυτές οι περιοδικές ωθήσεις οφείλονται στο γεγονός ότι κατά τη διάρκεια της πολύ γρήγορης περιστροφής, ο κώνος του μαγνητικού άξονα περνά συνεχώς από το βλέμμα μας, το οποίο σχηματίζει μια γωνία με τον άξονα περιστροφής.

Ένα πάλσαρ μπορεί να ανιχνευθεί για εμάς μόνο υπό τις συνθήκες προσανατολισμού του μαγνητικού άξονα, και αυτό είναι περίπου το 5% αυτών συνολικός αριθμός. Μερικά πάλσαρ δεν βρίσκονται σε ραδιονεφελώματα, αφού τα νεφελώματα διαχέονται σχετικά γρήγορα. Μετά από εκατό χιλιάδες χρόνια, αυτά τα νεφελώματα παύουν να είναι ορατά και η ηλικία των πάλσαρ είναι δεκάδες εκατομμύρια χρόνια.

Εάν η μάζα ενός άστρου υπερβαίνει το 2,5 ηλιακό, τότε στο τέλος της ύπαρξής του θα φαίνεται να καταρρέει από μόνο του και να συνθλίβεται από το ίδιο του το βάρος. Σε λίγα δευτερόλεπτα θα μετατραπεί σε τελεία. Αυτό το φαινόμενο ονομάστηκε «βαρυτική κατάρρευση» και αυτό το αντικείμενο ονομάστηκε επίσης «μαύρη τρύπα».

Από όλα όσα ειπώθηκαν παραπάνω, είναι σαφές ότι το τελικό στάδιο της εξέλιξης ενός άστρου εξαρτάται από τη μάζα του, αλλά είναι επίσης απαραίτητο να ληφθεί υπόψη η αναπόφευκτη απώλεια αυτής ακριβώς της μάζας και της περιστροφής.

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 υπάρχει μια συνεχής διαδικασία παραγωγής πυρηνική ενέργεια. 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 Λόκερ ήταν πεπεισμένος ότι 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 αστέριαδίνουν 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; Κύκλος ζωήςένα αστέρι 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. Αυτό το μοριακό νέφος είναι η βαρυτική κατάρρευση του νέφους - γέννηση 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 τους επαγγελματίες αστρονόμους - κάθε ερασιτέχνης θα χαρεί να κάνει όμορφη φωτογραφία, θαυμάστε την εξαιρετική θέα τους στο πλανητάριο.