Procesai, kurie užima didžiąją viso žvaigždės gyvenimo dalį. Žvaigždė gimsta vaizdo įrašas. Milžiniška fazė ir jos ypatybės

Vidinis gyvenimasžvaigždę reguliuoja dviejų jėgų įtaka: traukos jėga, kuri atsveria žvaigždę ir ją laiko, ir jėga, išsiskirianti branduolyje vykstančių branduolinių reakcijų metu. Priešingai, ji linkusi „stumti“ žvaigždę į tolimą erdvę. Formavimosi stadijose po žeme yra tanki ir suspausta žvaigždė stiprus poveikis gravitacija. Dėl to atsiranda stiprus kaitinimas, temperatūra siekia 10-20 milijonų laipsnių. To pakanka, kad prasidėtų branduolinės reakcijos, kurių metu vandenilis virsta heliu.

Tada per ilgą laiką dvi jėgos subalansuoja viena kitą, žvaigždė yra stabilioje būsenoje. Kai branduolinis kuras šerdyje palaipsniui baigiasi, žvaigždė patenka į nestabilumo fazę, dvi jėgos priešinasi viena kitai. Žvaigždei ateina kritinis momentas, suveikia įvairūs veiksniai – temperatūra, tankis, cheminė sudėtis. Žvaigždės masė pirmiausia priklauso nuo jos – arba žvaigždė sprogs kaip supernova, arba pavirs balta nykštuke, neutronine žvaigžde arba juodąja skyle.

Kaip vandenilis baigiasi

Tik labai dideli dangaus kūnai(apie 80 kartų didesnė už Jupiterio masę) tampa žvaigždėmis, mažesnės (apie 17 kartų mažesnės už Jupiterį) – planetomis. Yra ir kūnų Vidutinis svoris, jie yra per dideli, kad priklausytų planetų klasei, ir per maži bei šalti, kad jų gelmėse vyktų žvaigždėms būdingos branduolinės reakcijos.

Šie tamsios spalvos dangaus kūnai turi silpną šviesumą ir juos gana sunku atskirti danguje. Jie vadinami „rudaisiais nykštukais“.

Taigi žvaigždė susidaro iš tarpžvaigždinių dujų debesų. Kaip jau minėta, gana ilgas laikasžvaigždė yra subalansuotos būklės. Tada ateina nestabilumo laikotarpis. Tolesnis likimasžvaigždės priklauso nuo įvairių veiksnių. Apsvarstykite hipotetinę mažą žvaigždę, kurios masė yra nuo 0,1 iki 4 saulės masių. Būdingas bruožas mažos masės žvaigždės yra konvekcijos nebuvimas vidiniuose sluoksniuose, t.y. Medžiagos, sudarančios žvaigždę, nesimaišo, kaip nutinka didelės masės žvaigždėse.

Tai reiškia, kad pasibaigus vandeniliui šerdyje, išoriniuose sluoksniuose nebelieka naujų šio elemento atsargų. Vandenilis dega ir virsta heliu. Po truputį šerdis įkaista, paviršiniai sluoksniai destabilizuoja savo struktūrą, o žvaigždė, kaip matyti iš H-R diagramos, pamažu palieka pagrindinės sekos fazę. Naujoje fazėje medžiagos tankis žvaigždės viduje didėja, šerdies sudėtis „išsigimsta“, todėl atsiranda ypatinga konsistencija. Tai skiriasi nuo įprastos medžiagos.

Medžiagos modifikavimas

Keičiantis medžiagai, slėgis priklauso tik nuo dujų tankio, o ne nuo temperatūros.

Hertzsprung-Russell diagramoje žvaigždė juda į dešinę ir tada aukštyn, artėjant prie raudonojo milžino regiono. Jo matmenys žymiai padidėja, todėl išorinių sluoksnių temperatūra nukrenta. Raudonojo milžino skersmuo gali siekti šimtus milijonų kilometrų. Kai mūsiškis įeis į šią fazę, jis „praris“ arba Venerą, o jei negalės užfiksuoti Žemės, įkaitins ją tiek, kad gyvybė mūsų planetoje nustos egzistuoti.

Žvaigždės evoliucijos metu jos šerdies temperatūra pakyla. Pirmiausia įvyksta branduolinės reakcijos, tada, pasiekus optimalią temperatūrą, helis pradeda tirpti. Kai taip nutinka, staigus šerdies temperatūros padidėjimas sukelia pliūpsnį ir žvaigždė greitai pasislenka į kairę H-R diagramos pusę. Tai vadinamoji helio blykstė. Šiuo metu šerdis, kurioje yra helio, dega kartu su vandeniliu, kuris yra šerdį supančio apvalkalo dalis. H-R diagramoje šis etapas užfiksuojamas judant į dešinę išilgai horizontalios linijos.

Paskutinės evoliucijos fazės

Kai helis virsta anglimi, branduolys modifikuojamas. Jo temperatūra kyla tol, kol (jei žvaigždė yra didelė), kol anglis pradeda degti. Atsiranda naujas protrūkis. Bet kuriuo atveju per paskutines žvaigždės evoliucijos fazes pastebimas didelis jos masės praradimas. Tai gali atsitikti palaipsniui arba staiga, protrūkio metu, kai išoriniai žvaigždės sluoksniai sprogsta kaip didelis burbulas. Pastaruoju atveju susidaro planetinis ūkas – sferinis apvalkalas, kosminėje erdvėje plintantis kelių dešimčių ar net šimtų km/sek greičiu.

Galutinis žvaigždės likimas priklauso nuo masės, likusios po visko, kas joje vyksta. Jei per visus virsmus ir pliūpsnius ji išsviedė daug medžiagos ir jos masė neviršija 1,44 Saulės masės, žvaigždė virsta balta nykštuke. Ši figūra vadinama „Chandra-sekhar riba“ Pakistano astrofiziko Subrahmanyano Čandrasekharo garbei. Tai didžiausia žvaigždės masė, kuriai esant katastrofiška pabaiga gali neįvykti dėl elektronų slėgio šerdyje.

Po išorinių sluoksnių sprogimo išlieka žvaigždės šerdis, o jos paviršiaus temperatūra yra labai aukšta – apie 100 000 °K. Žvaigždė juda į kairįjį H-R diagramos kraštą ir nusileidžia. Jo šviesumas mažėja mažėjant jo dydžiui.

Žvaigždė pamažu pasiekia baltųjų nykštukų zoną. Tai mažo skersmens žvaigždės (kaip mūsų), tačiau pasižyminčios labai dideliu tankiu, pusantro milijono kartų didesniu už vandens tankį. Vienas kubinis centimetras medžiagos, sudarančios baltąją nykštuką, Žemėje svertų apie vieną toną!

Baltoji nykštukė simbolizuoja paskutinį žvaigždžių evoliucijos etapą be protrūkių. Ji pamažu atšąla.

Mokslininkai mano, kad baltosios nykštukės pabaiga yra labai lėta, bent jau nuo Visatos pradžios atrodo, kad nei vienas baltasis nykštukas nepatyrė „terminės mirties“.

Jei žvaigždė yra didelė ir jos masė didesnė už Saulę, ji sprogs kaip supernova. Blyksnio metu žvaigždė gali visiškai arba iš dalies subyrėti. Pirmuoju atveju liks dujų debesis su žvaigždės liekanomis medžiagomis. Antrajame lieka didžiausio tankio dangaus kūnas – neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė.

Visata yra nuolat besikeičiantis makrokosmosas, kuriame kiekvienas objektas, medžiaga ar materija yra transformacijos ir pokyčių būsenoje. Šie procesai trunka milijardus metų. Palyginti su trukme žmogaus gyvenimasšis nesuvokiamas laikotarpis yra milžiniškas. Kosminiu mastu šie pokyčiai yra gana trumpalaikiai. Žvaigždės, kurias dabar matome naktiniame danguje, buvo tos pačios prieš tūkstančius metų, kai jas buvo galima pamatyti Egipto faraonai, tačiau, tiesą sakant, visą šį laiką dangaus kūnų fizinių savybių kitimas nesustojo nė sekundei. Žvaigždės gimsta, gyvena ir tikrai sensta – žvaigždžių evoliucija vyksta kaip įprasta.

Ursa Major žvaigždyno žvaigždžių padėtis skirtingais istoriniais laikotarpiais intervale prieš 100 000 metų - mūsų laikais ir po 100 tūkstančių metų

Žvaigždžių evoliucijos aiškinimas paprasto žmogaus požiūriu

Paprastam žmogui erdvė atrodo kaip ramybės ir tylos pasaulis. Tiesą sakant, Visata yra milžiniška fizinė laboratorija, kurioje vyksta milžiniški virsmas, kurių metu keičiasi cheminė sudėtis, fizinės savybės ir žvaigždžių sandara. Žvaigždės gyvenimas tęsiasi tol, kol ji šviečia ir skleidžia šilumą. Tačiau tokia nuostabi būsena netrunka amžinai. Už nugaros šviesus gimimas seka žvaigždžių brandos laikotarpis, kuris neišvengiamai baigiasi dangaus kūno senėjimu ir jo mirtimi.

Prieš 5-7 milijardus metų susiformavo protožvaigždė iš dujų ir dulkių debesies

Visa mūsų informacija apie žvaigždes šiandien patenka į mokslo rėmus. Termodinamika paaiškina hidrostatinės ir šiluminės pusiausvyros procesus, kuriuose gyvena žvaigždžių medžiaga. Branduolinė ir kvantinė fizika leidžia suprasti sudėtingą branduolių sintezės procesą, kuris leidžia žvaigždei egzistuoti, skleidžiant šilumą ir suteikiant šviesą supančiai erdvei. Žvaigždės gimimo metu susidaro hidrostatinė ir šiluminė pusiausvyra, kurią palaiko jos pačios energijos šaltiniai. Nuostabaus saulėlydžio metu žvaigždžių karjeraši pusiausvyra sutrinka. Ateina eilė negrįžtami procesai, kurio rezultatas yra žvaigždės sunaikinimas arba žlugimas – grandiozinis momentinės ir nuostabios dangaus kūno mirties procesas.

Supernovos sprogimas yra ryškus žvaigždės, gimusios ankstyvaisiais Visatos metais, gyvenimo pabaiga.

Žvaigždžių fizinių savybių pokyčius lemia jų masė. Objektų evoliucijos greičiui įtakos turi jų cheminė sudėtis ir tam tikru mastu esami astrofiziniai parametrai – sukimosi greitis ir magnetinio lauko būsena. Tiksliai kalbėti apie tai, kaip viskas vyksta iš tikrųjų, neįmanoma dėl milžiniškos aprašytų procesų trukmės. Evoliucijos greitis ir transformacijos etapai priklauso nuo žvaigždės gimimo laiko ir jos vietos Visatoje gimimo metu.

Žvaigždžių evoliucija moksliniu požiūriu

Bet kuri žvaigždė gimsta iš šaltų tarpžvaigždinių dujų gumulės, kurios, veikiamos išorinių ir vidinių gravitacinių jėgų, suspaudžiamos iki dujų rutulio būsenos. Dujinės medžiagos suspaudimo procesas nesibaigia nė akimirkai, lydimas milžiniško šiluminės energijos išsiskyrimo. Naujojo darinio temperatūra didėja, kol prasidės termobranduolinė sintezė. Nuo šio momento žvaigždžių medžiagos suspaudimas sustoja ir pasiekiama pusiausvyra tarp objekto hidrostatinės ir šiluminės būsenos. Visata pasipildė nauja visateise žvaigžde.

Pagrindinis žvaigždžių kuras yra vandenilio atomas, atsirandantis dėl prasidėjusios termobranduolinės reakcijos.

Žvaigždžių evoliucijoje esminę reikšmę turi jų šiluminės energijos šaltiniai. Iš žvaigždės paviršiaus į kosmosą išbėganti spinduliuotė ir šiluminė energija pasipildo vėsinant dangaus kūno vidinius sluoksnius. Nuolat vykstančios termobranduolinės reakcijos ir gravitacinis suspaudimas žvaigždės žarnyne kompensuoja nuostolius. Kol žvaigždės žarnyne yra pakankamai branduolinio kuro, žvaigždė šviečia ryški šviesa ir skleidžia šilumą. Kai tik termobranduolinės sintezės procesas sulėtėja arba visiškai sustoja, įsijungia vidinio žvaigždės suspaudimo mechanizmas, kad būtų išlaikyta šiluminė ir termodinaminė pusiausvyra. Šiame etape objektas jau skleidžia šiluminę energiją, kuri matoma tik infraraudonųjų spindulių diapazone.

Remiantis aprašytais procesais, galime daryti išvadą, kad žvaigždžių evoliucija rodo nuoseklų žvaigždžių energijos šaltinių kaitą. Šiuolaikinėje astrofizikoje žvaigždžių transformacijos procesai gali būti išdėstyti pagal tris skales:

• branduolinė laiko juosta;
• terminis žvaigždės gyvenimo laikotarpis;
• dinaminis šviestuvo gyvavimo segmentas (galutinis).

Kiekvienu atskiru atveju atsižvelgiama į procesus, lemiančius žvaigždės amžių, jos fizines savybes ir objekto mirties tipą. Branduolinė laiko juosta yra įdomi tol, kol objektas maitinamas savo šilumos šaltiniais ir skleidžia energiją, kuri yra branduolinių reakcijų produktas. Šio etapo trukmė apskaičiuojama nustatant vandenilio kiekį, kuris termobranduolinės sintezės metu bus paverstas heliu. Kuo didesnė žvaigždės masė, tuo didesnis branduolinių reakcijų intensyvumas ir atitinkamai didesnis objekto šviesumas.

Įvairių žvaigždžių dydžiai ir masė – nuo ​​supermilžinės iki raudonosios nykštukės

Šiluminė laiko skalė apibrėžia evoliucijos etapą, per kurį žvaigždė išeikvoja visą savo šiluminę energiją. Šis procesas prasideda nuo to momento, kai išnaudojamos paskutinės vandenilio atsargos ir sustoja branduolinės reakcijos. Norint išlaikyti objekto pusiausvyrą, pradedamas suspaudimo procesas. Žvaigždžių medžiaga krenta link centro. Šiuo atveju kinetinė energija paverčiama šilumine energija, kuri išleidžiama palaikyti reikiamą temperatūros balansą žvaigždės viduje. Dalis energijos išeina į kosmosą.

Atsižvelgiant į tai, kad žvaigždžių šviesumą lemia jų masė, objekto suspaudimo momentu jo ryškumas erdvėje nekinta.

Žvaigždė pakeliui į pagrindinę seką

Žvaigždžių formavimasis vyksta pagal dinaminę laiko skalę. Žvaigždžių dujos laisvai krinta į vidų link centro, padidindamos tankį ir slėgį būsimo objekto žarnyne. Kuo didesnis tankis dujų rutulio centre, tuo aukštesnė temperatūra objekto viduje. Nuo šio momento šiluma tampa pagrindine dangaus kūno energija. Kuo didesnis tankis ir aukštesnė temperatūra, tuo didesnis slėgis gelmėse būsima žvaigždė. Laisvas molekulių ir atomų kritimas sustoja, o žvaigždžių dujų suspaudimo procesas sustoja. Tokia objekto būsena paprastai vadinama protožvaigžde. Objektas yra 90% molekulinio vandenilio. Kai temperatūra pasiekia 1800 K, vandenilis pereina į atominę būseną. Skilimo proceso metu sunaudojama energija, o temperatūros kilimas sulėtėja.

Visata 75% sudaryta iš molekulinio vandenilio, kuris formuojantis protožvaigždėms virsta atominiu vandeniliu – žvaigždės branduoliniu kuru.

Šioje būsenoje slėgis dujų rutulio viduje mažėja, todėl suspaudimo jėga suteikiama laisvė. Ši seka kartojama kiekvieną kartą, kai pirmiausia jonizuojamas visas vandenilis, o po to jonizuojamas helis. Esant 10⁵ K temperatūrai, dujos visiškai jonizuojasi, žvaigždės suspaudimas sustoja ir susidaro objekto hidrostatinė pusiausvyra. Tolesnė žvaigždės evoliucija vyks pagal terminio laiko skalę, daug lėčiau ir nuosekliau.

Protožvaigždės spindulys mažėja nuo 100 AU nuo pat formavimosi pradžios. iki ¼ a.u. Objektas yra dujų debesies viduryje. Dėl dalelių kaupimosi iš išorinių žvaigždžių dujų debesies sričių žvaigždės masė nuolat didės. Vadinasi, temperatūra objekto viduje padidės, lydima konvekcijos – energijos perdavimo iš vidinių žvaigždės sluoksnių į išorinį kraštą – procesą. Vėliau, kylant temperatūrai dangaus kūno viduje, konvekciją pakeičia spinduliuotės perdavimas, judant žvaigždės paviršiaus link. Šiuo metu objekto šviesumas sparčiai didėja, o žvaigždžių rutulio paviršinių sluoksnių temperatūra taip pat didėja.

Konvekciniai procesai ir spinduliuotės perdavimas naujai susidariusioje žvaigždėje prieš prasidedant termobranduolinės sintezės reakcijoms

Pavyzdžiui, žvaigždėms, kurių masė identiška mūsų Saulės masei, protožvaigždinio debesies suspaudimas įvyksta vos per kelis šimtus metų. Kalbant apie paskutinį objekto formavimo etapą, žvaigždžių medžiagos kondensacija tęsiasi milijonus metų. Saulė gana greitai juda pagrindinės sekos link, o ši kelionė užtruks šimtus milijonų ar milijardų metų. Kitaip tariant, kuo didesnė žvaigždės masė, tuo ilgesnis laiko tarpas skiriamas pilnavertės žvaigždės formavimuisi. 15M masės žvaigždė keliu į pagrindinę seką judės daug ilgiau – apie 60 tūkstančių metų.

Pagrindinės sekos fazė

Nepaisant to, kad kai kurios termobranduolinės sintezės reakcijos prasideda žemesnėje temperatūroje, pagrindinė vandenilio degimo fazė prasideda 4 milijonų laipsnių temperatūroje. Nuo šio momento prasideda pagrindinės sekos fazė. Įsijungia nauja formažvaigždžių energijos atgaminimas – branduolinis. Objekto suspaudimo metu išsiskirianti kinetinė energija išnyksta į foną. Pasiektas balansas užtikrina ilgą ir ramus gyvenimasžvaigždė pradinėje pagrindinės sekos fazėje.

Vandenilio atomų dalijimasis ir skilimas termobranduolinės reakcijos metu, vykstančios žvaigždės viduje

Nuo šio momento žvaigždės gyvenimo stebėjimas yra aiškiai susietas su pagrindinės sekos faze, kuri yra svarbi dangaus kūnų evoliucijos dalis. Būtent šiame etape vienintelis žvaigždžių energijos šaltinis yra vandenilio degimo rezultatas. Objektas yra pusiausvyros būsenoje. Vartojant branduolinį kurą, keičiasi tik objekto cheminė sudėtis. Saulės buvimas pagrindinėje sekos fazėje truks maždaug 10 milijardų metų. Tiek užtruks, kol mūsų gimtoji žvaigždė išnaudos visas vandenilio atsargas. Kalbant apie masyvias žvaigždes, jų evoliucija vyksta greičiau. Išskirdama daugiau energijos, masyvi žvaigždė pagrindinės sekos fazėje išlieka tik 10-20 milijonų metų.

Mažiau masyvios žvaigždės dega naktiniame danguje daug ilgiau. Taigi žvaigždė, kurios masė yra 0,25 M, išliks pagrindinės sekos fazėje dešimtis milijardų metų.

Hertzsprung-Russell diagrama, įvertinanti ryšį tarp žvaigždžių spektro ir jų šviesumo. Taškai diagramoje – vieta žinomos žvaigždės. Rodyklės rodo žvaigždžių poslinkį iš pagrindinės sekos į milžiniškos ir baltosios nykštukės fazes.

Norėdami įsivaizduoti žvaigždžių evoliuciją, tiesiog pažiūrėkite į diagramą, apibūdinančią dangaus kūno kelią pagrindinėje sekoje. Viršutinė dalis Grafika atrodo mažiau prisotinta objektų, nes čia sutelktos didžiulės žvaigždės. Ši vieta paaiškinama trumpu jų gyvavimo ciklu. Kai kurios iš šiandien žinomų žvaigždžių turi 70M masę. Objektai, kurių masė viršija viršutinę 100M ribą, gali visai nesusiformuoti.

Dangaus kūnai, kurių masė mažesnė nei 0,08 M, neturi galimybės įveikti kritinės masės, reikalingos termobranduolinės sintezės pradžiai, ir išlikti šalti visą savo gyvenimą. Mažiausios protožvaigždės žlunga ir suformuoja į planetą panašius nykštukus.

Į planetą panaši ruda nykštukė, palyginti su įprasta žvaigžde (mūsų Saule) ir Jupiterio planeta

Sekos apačioje yra sutelkti objektai, kuriuose dominuoja žvaigždės, kurių masė lygi mūsų Saulės masei ir šiek tiek didesnė. Įsivaizduojama riba tarp pagrindinės sekos viršutinės ir apatinės dalių yra objektai, kurių masė – 1,5 M.

Vėlesni žvaigždžių evoliucijos etapai

Kiekvieną iš žvaigždės būsenos raidos variantų lemia jos masė ir laikas, per kurį įvyksta žvaigždžių materijos transformacija. Tačiau Visata yra daugialypis ir sudėtingas mechanizmas, todėl žvaigždžių evoliucija gali vykti kitais keliais.

Keliaudama pagrindine seka žvaigždė, kurios masė maždaug lygi Saulės masei, turi tris pagrindinius maršruto variantus:

1. ramiai gyvenk savo gyvenimą ir ramiai ilsėkis didžiulėse Visatos platybėse;
2. įeikite į raudonojo milžino fazę ir lėtai sensta;
3. tapti baltąja nykštuke, sprogti kaip supernova ir tapti neutronine žvaigžde.

Galimi protožvaigždžių evoliucijos variantai priklausomai nuo laiko, objektų cheminės sudėties ir jų masės

Po pagrindinės sekos ateina milžiniška fazė. Iki to laiko vandenilio atsargos žvaigždės žarnyne yra visiškai išnaudotos, centrinė objekto sritis yra helio šerdis, o termobranduolinės reakcijos pasislenka į objekto paviršių. Termobranduolinės sintezės įtakoje apvalkalas plečiasi, tačiau helio šerdies masė didėja. Įprasta žvaigždė virsta raudonuoju milžinu.

Milžiniška fazė ir jos ypatybės

Mažos masės žvaigždėse branduolio tankis tampa milžiniškas, paversdamas žvaigždžių medžiagą išsigimusiomis reliatyvistinėmis dujomis. Jei žvaigždės masė yra šiek tiek didesnė nei 0,26 M, slėgio ir temperatūros padidėjimas lemia helio sintezės pradžią, apimančią visą centrinę objekto sritį. Nuo šio momento žvaigždės temperatūra sparčiai kyla. Pagrindinis proceso bruožas yra tas, kad išsigimusios dujos neturi galimybės plėstis. Esant aukštai temperatūrai, tik didėja helio dalijimosi greitis, kurį lydi sprogstama reakcija. Tokiais momentais galime stebėti helio blyksnį. Objekto ryškumas padidėja šimtus kartų, tačiau žvaigždės agonija tęsiasi. Žvaigždė pereina į naują būseną, kai visi termodinaminiai procesai vyksta helio šerdyje ir išsikrovusiame išoriniame apvalkale.

Pagrindinės sekos žvaigždės struktūra saulės tipas ir raudonasis milžinas su izotermine helio šerdimi ir sluoksniuota nukleosintezės zona

Ši būklė yra laikina ir nėra stabili. Žvaigždžių medžiaga nuolat maišosi, o nemaža jos dalis išmetama į supančią erdvę, sudarydama planetinį ūką. Centre lieka karšta šerdis, vadinama baltąja nykštuke.

Didelės masės žvaigždėms aukščiau išvardyti procesai nėra tokie katastrofiški. Helio degimą pakeičia anglies ir silicio branduolio dalijimosi reakcija. Galų gale žvaigždės šerdis pavirs į žvaigždžių geležį. Milžinišką fazę lemia žvaigždės masė. Kuo didesnė objekto masė, tuo žemesnė temperatūra jo centre. Akivaizdu, kad to nepakanka anglies ir kitų elementų branduolio dalijimosi reakcijai sukelti.

Baltosios nykštukės likimas – neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė

Patekęs į baltosios nykštukės būseną, objektas yra itin nestabilios būsenos. Sustojusios branduolinės reakcijos lemia slėgio kritimą, šerdis pereina į žlugimo būseną. Šiuo atveju išsiskirianti energija išleidžiama geležies skilimui į helio atomus, kurie toliau skyla į protonus ir neutronus. Bėgimo procesas vystosi sparčiai. Žvaigždės žlugimas apibūdina dinamišką skalės segmentą ir trunka sekundės dalį. Branduolinio kuro likučių degimas vyksta sprogstamai, per sekundės dalį išskiriant milžinišką energijos kiekį. To visiškai pakanka, kad susprogdintumėte viršutinius objekto sluoksnius. Paskutinis baltosios nykštuko etapas yra supernovos sprogimas.

Žvaigždės šerdis pradeda griūti (kairėje). Žlugimas suformuoja neutroninę žvaigždę ir sukuria energijos srautą į išorinius žvaigždės sluoksnius (centrą). Energija, išsiskirianti, kai supernovos sprogimo metu išsilieja išoriniai žvaigždės sluoksniai (dešinėje).

Likęs itin tankus branduolys bus protonų ir elektronų spiečius, kurie, susidūrę vienas su kitu, sudarys neutronus. Visata pasipildė nauju objektu – neutronine žvaigžde. Dėl didelio tankio šerdis išsigimsta, o šerdies žlugimo procesas sustoja. Jei žvaigždės masė būtų pakankamai didelė, griūtis galėtų tęstis tol, kol likusi žvaigždžių medžiaga galiausiai nukristų į objekto centrą ir suformuotų juodąją skylę.

Paskutinės žvaigždžių evoliucijos dalies paaiškinimas

Normalios pusiausvyros žvaigždėms aprašyti evoliucijos procesai mažai tikėtini. Tačiau baltųjų nykštukų ir neutroninių žvaigždžių egzistavimas įrodo realų žvaigždžių medžiagos suspaudimo procesų egzistavimą. Mažas tokių objektų skaičius Visatoje rodo jų egzistavimo laikinumą. Paskutinis žvaigždžių evoliucijos etapas gali būti pavaizduotas kaip nuosekli dviejų tipų grandinė:

• normali žvaigždė - raudonas milžinas - išorinių sluoksnių nusileidimas - balta nykštukė;
• masyvi žvaigždė – raudonasis supermilžinas – supernovos sprogimas – neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė – niekis.

Žvaigždžių evoliucijos diagrama. Galimybės tęsti žvaigždžių gyvenimą už pagrindinės sekos ribų.

Gana sunku paaiškinti vykstančius procesus moksliniu požiūriu. Branduoliniai mokslininkai sutinka, kad paskutiniame žvaigždžių evoliucijos etape susiduriame su materijos nuovargiu. Dėl ilgalaikio mechaninio, termodinaminio poveikio medžiaga keičia savo fizines savybes. Žvaigždžių medžiagos, išeikvotos dėl ilgalaikių branduolinių reakcijų, nuovargis gali paaiškinti išsigimusių elektronų dujų atsiradimą, vėlesnį jų neutronizavimą ir anihiliaciją. Jei visi minėti procesai vyksta nuo pradžios iki pabaigos, žvaigždžių medžiaga nustoja būti fizine substancija – žvaigždė išnyksta erdvėje, nieko nepalikdama.

Tarpžvaigždinių burbulų ir dujų bei dulkių debesų, kurie yra žvaigždžių gimtinė, negali papildyti tik išnykusios ir sprogusios žvaigždės. Visata ir galaktikos yra pusiausvyros būsenoje. Nuolat mažėja masė, vienoje kosmoso dalyje mažėja tarpžvaigždinės erdvės tankis. Vadinasi, kitoje Visatos dalyje susidaro sąlygos formuotis naujoms žvaigždėms. Kitaip tariant, schema veikia: jei vienoje vietoje buvo prarastas tam tikras kiekis medžiagos, kitoje Visatos vietoje toks pat kiekis medžiagos atsirado kitokia forma.

Pagaliau

Tyrinėdami žvaigždžių evoliuciją, darome išvadą, kad Visata yra milžiniškas išretėjęs tirpalas, kuriame dalis medžiagos virsta vandenilio molekulėmis, kurios yra žvaigždžių statybinė medžiaga. Kita dalis ištirpsta erdvėje, išnyksta iš materialių pojūčių sferos. Juodoji skylė šia prasme yra visos medžiagos perėjimo į antimateriją vieta. Gana sunku iki galo suvokti to, kas vyksta, prasmę, ypač jei tirdami žvaigždžių evoliuciją remiamės tik branduolio, kvantinės fizikos ir termodinamikos dėsniais. Į šio klausimo tyrimą reikėtų įtraukti santykinės tikimybės teoriją, kuri leidžia iškreipti erdvę, leidžiančią transformuoti vieną energiją į kitą, vieną būseną į kitą.

Kiekvienas iš mūsų bent kartą gyvenime pažvelgė į žvaigždėtą dangų. Kažkas žiūrėjo į šį grožį, išgyvendamas romantiškus jausmus, kitas bandė suprasti, iš kur visas šis grožis. Gyvybė erdvėje, skirtingai nei gyvybė mūsų planetoje, teka skirtingu greičiu. Laikas kosminėje erdvėje gyvena pagal savo kategorijas, atstumai ir dydžiai Visatoje yra milžiniški. Retai susimąstome apie tai, kad galaktikų ir žvaigždžių evoliucija nuolat vyksta prieš mūsų akis. Kiekvienas objektas didžiulėje erdvėje yra tam tikrų fizinių procesų rezultatas. Galaktikos, žvaigždės ir net planetos turi pagrindines vystymosi fazes.

Mūsų planeta ir mes visi priklausome nuo mūsų saulės. Kiek ilgai Saulė mus džiugins savo šiluma, įkvėpdama gyvybės Saulės sistemai? Kas mūsų laukia ateityje po milijonų ir milijardų metų? Šiuo atžvilgiu įdomu daugiau sužinoti apie astronominių objektų evoliucijos etapus, iš kur atsiranda žvaigždės ir kaip baigiasi šių nuostabių šviesulių gyvenimas naktiniame danguje.

Žvaigždžių kilmė, gimimas ir evoliucija

Mūsų galaktikoje gyvenančių žvaigždžių ir planetų evoliucija paukščių takas ir visa Visata, didžiąja dalimi gerai studijavo. Erdvėje fizikos dėsniai yra nepajudinami ir padeda suprasti kosminių objektų kilmę. Šiuo atveju įprasta remtis Didžiojo sprogimo teorija, kuri dabar yra dominuojanti doktrina apie Visatos atsiradimo procesą. Įvykis, sukrėtęs visatą ir paskatinęs visatos susidarymą, pagal kosminius standartus yra žaibiškas. Kosmosui akimirkos praeina nuo žvaigždės gimimo iki jos mirties. Didžiuliai atstumai sukuria Visatos pastovumo iliuziją. Tolumoje įsiliepsnojanti žvaigždė mums šviečia milijardus metų, tuo metu jos gali nebelikti.

Galaktikos ir žvaigždžių evoliucijos teorija yra Didžiojo sprogimo teorijos plėtra. Žvaigždžių gimimo ir žvaigždžių sistemų atsiradimo doktrina išsiskiria tuo, kas vyksta, ir laiko rėmais, kurie, skirtingai nei visa Visata, gali būti stebimi šiuolaikinėmis mokslo priemonėmis.

Tyrinėdami žvaigždžių gyvavimo ciklą, galite pasinaudoti artimiausios mums žvaigždės pavyzdžiu. Saulė yra viena iš šimtų trilijonų žvaigždžių mūsų regėjimo lauke. Be to, atstumas nuo Žemės iki Saulės (150 mln. km) suteikia unikalią galimybę tyrinėti objektą nepaliekant saulės sistema. Gauta informacija leis detaliai suprasti, kaip susidėlioja kitos žvaigždės, kaip greitai išsenka šie milžiniški šilumos šaltiniai, kokie yra žvaigždės vystymosi etapai ir kuo baigsis šis nuostabus gyvenimas – tylus ir blankus. arba putojantis, sprogus.

Po Didžiojo sprogimo smulkios dalelės susidarė tarpžvaigždiniai debesys, kurie tapo „gimdymo namais“ trilijonams žvaigždžių. Būdinga tai, kad visos žvaigždės gimė tuo pačiu metu dėl suspaudimo ir išsiplėtimo. Suspaudimas kosminių dujų debesyse įvyko veikiant jo paties gravitacijai ir panašiems procesams naujose kaimynystėje esančiose žvaigždėse. Išsiplėtimas atsirado dėl vidinio tarpžvaigždinių dujų slėgio ir magnetinių laukų įtakos dujų debesyje. Tuo pačiu metu debesis laisvai sukosi aplink savo masės centrą.

Po sprogimo susidariusius dujų debesis sudaro 98% atominio ir molekulinio vandenilio bei helio. Tik 2% šio masyvo sudaro dulkės ir kietos mikroskopinės dalelės. Anksčiau buvo manoma, kad bet kurios žvaigždės centre yra geležies šerdis, įkaitinta iki milijono laipsnių temperatūros. Būtent šis aspektas paaiškino milžinišką žvaigždės masę.

Konfrontacijoje fizinė jėga vyravo suspaudimo jėgos, nes šviesa, atsirandanti dėl energijos išsiskyrimo, neprasiskverbia į dujų debesį. Šviesa kartu su dalimi išsiskiriančios energijos sklinda į išorę, sukurdama minusinę temperatūrą ir žemo slėgio zoną tankaus dujų kaupimosi viduje. Būdamos tokioje būsenoje, kosminės dujos greitai susitraukia, gravitacinių traukos jėgų įtaka lemia tai, kad dalelės pradeda formuoti žvaigždžių medžiagą. Kai dujų sankaupa yra tanki, dėl intensyvaus suspaudimo susidaro žvaigždžių spiečius. Kai dujų debesies dydis yra mažas, dėl suspaudimo susidaro viena žvaigždė.

Trumpai aprašoma, kas vyksta, kad būsimoji žvaigždė pereina du etapus – greitą ir lėtą suspaudimą iki protožvaigždės būsenos. Paprasčiau tariant ir aiškia kalba, greitas suspaudimas yra žvaigždžių medžiagos kritimas link protožvaigždės centro. Lėtas suspaudimas vyksta jau susiformavusio protožvaigždės centro fone. Per ateinančius šimtus tūkstančių metų naujasis darinys mažėja, o jo tankis padidėja milijonus kartų. Palaipsniui protožvaigždė tampa nepermatoma dėl didelio žvaigždžių materijos tankio, o vykstantis suspaudimas įjungia vidinių reakcijų mechanizmą. Padidėjęs vidinis slėgis ir temperatūra lemia pačios būsimos žvaigždės svorio centro susidarymą.

Protožvaigždė išlieka tokioje būsenoje milijonus metų, lėtai išskirdama šilumą ir palaipsniui mažėja, mažėja. Dėl to išryškėja naujosios žvaigždės kontūrai, o jos materijos tankis tampa panašus į vandens tankį.

Vidutiniškai mūsų žvaigždės tankis yra 1,4 kg/cm3 – beveik tiek pat, kiek vandens tankis sūrioje Negyvojoje jūroje. Centre Saulės tankis yra 100 kg/cm3. Žvaigždžių medžiaga nėra skystos būsenos, bet egzistuoja plazmos pavidalu.

Esant milžiniškam maždaug 100 milijonų K slėgiui ir temperatūrai, prasideda termobranduolinės vandenilio ciklo reakcijos. Suspaudimas sustoja, objekto masė didėja, kai gravitacinė energija virsta termobranduoliniu vandenilio degimu. Nuo šio momento nauja žvaigždė, skleidžianti energiją, pradeda prarasti masę.

Aukščiau aprašyta žvaigždžių formavimosi versija yra tik primityvi diagrama, nusakanti pradinį žvaigždės evoliucijos ir gimimo etapą. Šiandien tokie procesai mūsų galaktikoje ir visoje Visatoje praktiškai nematomi dėl intensyvaus žvaigždžių medžiagos nykimo. Per visą sąmoningą mūsų Galaktikos stebėjimų istoriją buvo pastebėti tik pavieniai naujų žvaigždžių pasirodymai. Visatos mastu šis skaičius gali būti padidintas šimtus ir tūkstančius kartų.

Didžiąją gyvenimo dalį protožvaigždės nuo žmogaus akies yra slepiamos dulkėtu kiautu. Spinduliuotė iš šerdies gali būti stebima tik infraraudonaisiais spinduliais, o tai yra vienintelis būdas pamatyti žvaigždės gimimą. Pavyzdžiui, Oriono ūke 1967 m. astrofizikai atrado infraraudonųjų spindulių diapazoną. nauja žvaigždė, kurio spinduliavimo temperatūra buvo 700 Kelvino laipsnių. Vėliau paaiškėjo, kad protožvaigždžių gimtinė yra kompaktiški šaltiniai, egzistuojantys ne tik mūsų galaktikoje, bet ir kituose tolimuose Visatos kampeliuose. Be infraraudonųjų spindulių, naujų žvaigždžių gimimo vietas žymi intensyvūs radijo signalai.

Studijų procesas ir žvaigždžių evoliucija

Visą žvaigždžių pažinimo procesą galima suskirstyti į kelis etapus. Pačioje pradžioje turėtumėte nustatyti atstumą iki žvaigždės. Informacija apie tai, kiek toli nuo mūsų yra žvaigždė ir kiek laiko iš jos sklinda šviesa, leidžia suprasti, kas su žvaigžde atsitiko per tą laiką. Žmogui išmokus išmatuoti atstumą iki tolimų žvaigždžių, tapo aišku, kad žvaigždės yra tokios pat kaip saulės, tik skirtingo dydžio ir su skirtingi likimai. Žinant atstumą iki žvaigždės, šviesos lygį ir skleidžiamos energijos kiekį galima atsekti žvaigždės termobranduolinės sintezės procesą.

Nustačius atstumą iki žvaigždės, galite naudoti spektrinė analizė apskaičiuokite žvaigždės cheminę sudėtį ir sužinokite jos struktūrą bei amžių. Dėl spektrografo atsiradimo mokslininkai turi galimybę ištirti žvaigždžių šviesos prigimtį. Šis prietaisas gali nustatyti ir išmatuoti žvaigždžių materijos dujų sudėtį, kurią turi žvaigždė skirtingi etapai jos egzistavimo.

Ištyrę Saulės ir kitų žvaigždžių energijos spektrinę analizę, mokslininkai padarė išvadą, kad žvaigždžių ir planetų evoliucija turi bendras šaknis. Visi kosminiai kūnai turi tą patį tipą, panašią cheminę sudėtį ir kilę iš tos pačios materijos, atsiradusios dėl Didžiojo sprogimo.

Žvaigždžių medžiaga susideda iš tų pačių cheminių elementų (net geležies), kaip ir mūsų planeta. Skiriasi tik tam tikrų elementų kiekis ir procesai, vykstantys Saulėje bei kieto žemės paviršiaus viduje. Tai išskiria žvaigždes nuo kitų Visatos objektų. Žvaigždžių kilmė taip pat turėtų būti nagrinėjama kitos fizinės disciplinos – kvantinės mechanikos – kontekste. Pagal šią teoriją, žvaigždžių materiją lemianti materija susideda iš nuolat besiskiriančių atomų ir elementariųjų dalelių, kurios sukuria savo mikrokosmosą. Šioje šviesoje įdomi žvaigždžių struktūra, sudėtis, struktūra ir evoliucija. Kaip paaiškėjo, didžiąją mūsų žvaigždės ir daugelio kitų žvaigždžių masės dalį sudaro tik du elementai - vandenilis ir helis. Teorinis modelis, aprašantis žvaigždžių sandarą, leis suprasti jų struktūrą ir pagrindinį skirtumą nuo kitų kosminių objektų.

Pagrindinis bruožas yra tai, kad daugelis Visatoje esančių objektų turi tam tikrą dydį ir formą, o žvaigždė gali keisti dydį, kai vystosi. Karštos dujos yra laisvai tarpusavyje sujungtų atomų derinys. Praėjus milijonams metų po žvaigždės susidarymo, paviršinis žvaigždžių medžiagos sluoksnis pradeda vėsti. Žvaigždė didžiąją dalį savo energijos atiduoda į kosmosą, mažėja arba didėja. Šiluma ir energija perduodama iš žvaigždės vidaus į paviršių, o tai turi įtakos spinduliavimo intensyvumui. Kitaip tariant, ta pati žvaigždė skirtingi laikotarpiai jo egzistavimas atrodo kitaip. Termobranduoliniai procesai, pagrįsti vandenilio ciklo reakcijomis, prisideda prie lengvųjų vandenilio atomų pavertimo sunkesniais elementais - heliu ir anglimi. Astrofizikų ir branduolinės energetikos mokslininkų teigimu, tokia termobranduolinė reakcija yra pati efektyviausia pagal sukuriamos šilumos kiekį.

Kodėl termobranduolinė branduolio sintezė nesibaigia tokio reaktoriaus sprogimu? Reikalas tas, kad jame esančios gravitacinio lauko jėgos gali išlaikyti žvaigždžių medžiagą stabilizuotame tūryje. Iš to galime padaryti nedviprasmišką išvadą: bet kuri žvaigždė yra masyvus kūnas, kuris išlaiko savo dydį dėl pusiausvyros tarp gravitacijos jėgų ir termobranduolinių reakcijų energijos. Šio idealaus natūralaus modelio rezultatas – šilumos šaltinis, galintis veikti ilgą laiką. Manoma, kad pirmosios gyvybės formos Žemėje atsirado prieš 3 milijardus metų. Saulė tais tolimais laikais šildė mūsų planetą lygiai taip pat, kaip ir dabar. Vadinasi, mūsų žvaigždė mažai pasikeitė, nepaisant to, kad išskiriamos šilumos ir saulės energijos mastai kolosalūs – kas sekundę daugiau nei 3-4 mln.

Nesunku suskaičiuoti, kiek svorio mūsų žvaigždė numetė per savo gyvavimo metus. Tai bus didžiulė figūra, tačiau dėl didžiulės masės ir didelio tankio tokie nuostoliai Visatos mastu atrodo nereikšmingi.

Žvaigždžių evoliucijos etapai

Žvaigždės likimas priklauso nuo pradinės žvaigždės masės ir jos cheminė sudėtis. Nors pagrindinės vandenilio atsargos yra sutelktos šerdyje, žvaigždė išlieka vadinamojoje pagrindinėje sekoje. Kai tik pastebima žvaigždės dydžio didėjimo tendencija, tai reiškia, kad pagrindinis termobranduolinės sintezės šaltinis išdžiūvo. Prasidėjo ilgas galutinis dangaus kūno virsmo kelias.

Visatoje susidarę šviestuvai iš pradžių skirstomi į tris dažniausiai pasitaikančius tipus:

• normalios žvaigždės (geltonosios nykštukės);
• nykštukinės žvaigždės;
• milžiniškos žvaigždės.

Mažos masės žvaigždės (nykštukės) lėtai degina savo vandenilio atsargas ir gyvena gana ramiai.

Tokių žvaigždžių Visatoje yra dauguma, o mūsų žvaigždė, geltonoji nykštukė, yra viena iš jų. Prasidėjus senatvei geltonasis nykštukas tampa raudonuoju milžinu arba supermilžinu.

Remiantis žvaigždžių atsiradimo teorija, žvaigždžių formavimosi procesas Visatoje nesibaigė. Ryškiausios žvaigždės mūsų galaktikoje yra ne tik didžiausios, palyginti su Saule, bet ir jauniausios. Astrofizikai ir astronomai tokias žvaigždes vadina mėlynaisiais supermilžinais. Galiausiai jų laukia toks pat likimas, kaip ir trilijonus kitų žvaigždžių. Pirmiausia yra greitas gimimas, puikus ir karštas gyvenimas, po kurio ateina lėto irimo laikotarpis. Saulės dydžio žvaigždės turi ilgą gyvavimo ciklą, būdamos pagrindinėje sekoje (jos vidurinėje dalyje).

Naudodami duomenis apie žvaigždės masę galime daryti prielaidą, kad ji vystosi evoliuciniu keliu. Aiški šios teorijos iliustracija yra mūsų žvaigždės evoliucija. Niekas nesitęsia amžinai. Dėl termobranduolinės sintezės vandenilis virsta heliu, todėl jo pirminės atsargos sunaudojamos ir sumažinamos. Kada nors, ne labai greitai, šios atsargos baigsis. Sprendžiant iš to, kad mūsų Saulė ir toliau šviečia daugiau nei 5 milijardus metų, nekeičiant dydžio, brandaus amžiausžvaigždės gali išlikti maždaug tiek pat.

Vandenilio atsargų išeikvojimas lems tai, kad, veikiant gravitacijai, saulės šerdis pradės greitai trauktis. Šerdies tankis taps labai didelis, dėl to termobranduoliniai procesai persikels į sluoksnius, esančius šalia šerdies. Tokia būsena vadinama kolapsu, kurį gali sukelti termobranduolinės reakcijos viršutiniuose žvaigždės sluoksniuose. Kaip rezultatas aukštas spaudimas suveikia termobranduolinės reakcijos, kuriose dalyvauja helis.

Vandenilio ir helio atsargų šioje žvaigždės dalyje pakaks milijonams metų. Neilgai trukus vandenilio atsargų išeikvojimas padidins radiacijos intensyvumą, padidins apvalkalo dydį ir pačios žvaigždės dydį. Dėl to mūsų Saulė taps labai didelė. Jei įsivaizduosite šį paveikslą po dešimčių milijardų metų, tada vietoj akinančiai ryškaus disko danguje kabės karštas raudonas milžiniškų proporcijų diskas. Raudonieji milžinai yra natūrali žvaigždės evoliucijos fazė, jos perėjimo būsena į kintamų žvaigždžių kategoriją.

Dėl šios transformacijos atstumas nuo Žemės iki Saulės sumažės, todėl Žemė pateks į Saulės vainiko įtakos zoną ir pradės joje „kepti“. Temperatūra planetos paviršiuje padidės dešimt kartų, o tai lems atmosferos išnykimą ir vandens išgaravimą. Dėl to planeta pavirs negyva uolėta dykuma.

Paskutiniai žvaigždžių evoliucijos etapai

Įprasta žvaigždė, pasiekusi raudonojo milžino fazę, veikiama gravitacinių procesų tampa balta nykštuke. Jei žvaigždės masė yra maždaug lygi mūsų Saulės masei, visi pagrindiniai procesai joje vyks ramiai, be impulsų ar sprogstamųjų reakcijų. Baltasis nykštukas ilgai mirs, sudegs iki žemės.

Tais atvejais, kai žvaigždės masė iš pradžių buvo didesnė nei 1,4 karto už Saulę, baltoji nykštukė nebus paskutinė stadija. Kai žvaigždės viduje yra didelė masė, žvaigždžių medžiagos tankinimo procesai prasideda atominiu ir molekuliniu lygiu. Protonai virsta neutronais, žvaigždės tankis didėja, jos dydis sparčiai mažėja.

Mokslui žinomų neutroninių žvaigždžių skersmuo yra 10-15 km. Tokio mažo dydžio neutroninė žvaigždė turi milžinišką masę. Vienas kubinis centimetras žvaigždžių medžiagos gali sverti milijardus tonų.

Jei iš pradžių turėjome reikalų su didelės masės žvaigžde, paskutinis evoliucijos etapas įgauna kitas formas. Masyvios žvaigždės likimas yra juodoji skylė – objektas, kurio prigimtis neištirta ir nenuspėjamas elgesys. Didžiulė žvaigždės masė prisideda prie gravitacinių jėgų padidėjimo, skatinančių suspaudimo jėgas. Šio proceso pristabdyti neįmanoma. Materijos tankis didėja tol, kol tampa begalinis, sudarydamas vienaskaitos erdvę (Einšteino reliatyvumo teorija). Tokios žvaigždės spindulys ilgainiui taps nuliu ir virsta juodąja skyle kosmose. Juodųjų skylių būtų žymiai daugiau, jei didžiąją erdvės dalį užimtų masyvios ir supermasyvios žvaigždės.

Pažymėtina, kad raudonajam milžinui transformuojant į neutroninę žvaigždę arba juodąją skylę, Visata gali patirti unikalų reiškinį – naujo kosminio objekto gimimą.

Supernovos gimimas yra pats įspūdingiausias paskutinis etapasžvaigždžių evoliucija. Čia veikia natūralus gamtos dėsnis: nutrūkus vieno kūno egzistavimui, atsiranda nauja gyvybė. Tokio ciklo laikotarpis kaip supernovos gimimas daugiausia susijęs su masyviomis žvaigždėmis. Išnaudotos vandenilio atsargos lemia, kad į termobranduolinės sintezės procesą įtraukiamas helis ir anglis. Dėl šios reakcijos slėgis vėl didėja, o žvaigždės centre susidaro geležinė šerdis. Veikiamas stiprių gravitacinių jėgų masės centras pasislenka į centrinę žvaigždės dalį. Šerdis tampa tokia sunki, kad negali atsispirti savo gravitacijai. Dėl to prasideda greitas šerdies plėtimasis, dėl kurio akimirksniu įvyksta sprogimas. Supernovos gimimas – tai sprogimas, monstriškos jėgos smūginė banga, ryškus blyksnis didžiulėse Visatos platybėse.

Reikia pažymėti, kad mūsų Saulė nėra masyvi žvaigždė, todėl panašus likimas jai negresia, o mūsų planeta neturėtų bijoti tokios baigties. Daugeliu atvejų supernovų sprogimai įvyksta tolimose galaktikose, todėl jie retai aptinkami.

Pagaliau

Žvaigždžių evoliucija yra procesas, kuris tęsiasi dešimtis milijardų metų. Mūsų idėja apie vykstančius procesus yra tik matematinis ir fizinis modelis, teorija. Žemiškas laikas yra tik akimirka didžiuliame laiko cikle, kuriame gyvena mūsų Visata. Galime tik stebėti, kas nutiko prieš milijardus metų, ir įsivaizduoti, su kuo gali susidurti vėlesnės žemiečių kartos.

Jei turite klausimų, palikite juos komentaruose po straipsniu. Mes arba mūsų lankytojai mielai į juos atsakys

Susidaro kondensuojantis tarpžvaigždinei terpei. Stebėjimų metu buvo galima nustatyti, kad žvaigždės atsirado skirtingas laikas ir kyla iki šių dienų.

Pagrindinė žvaigždžių evoliucijos problema yra jų energijos, kurios dėka jos švyti ir išskiria didžiulius energijos kiekius, kilmės klausimas. Anksčiau buvo pateikta daug teorijų, skirtų žvaigždžių energijos šaltiniams nustatyti. Buvo manoma, kad nuolatinis žvaigždžių energijos šaltinis yra nuolatinis suspaudimas. Šis šaltinis tikrai geras, bet negali palaikyti tinkamos spinduliuotės ilgą laiką. XX amžiaus viduryje buvo rastas atsakymas į šį klausimą. Spinduliuotės šaltinis yra termobranduolinės sintezės reakcijos. Dėl šių reakcijų vandenilis virsta heliu, o išsiskirianti energija praeina per žvaigždės žarnas, transformuojama ir išspinduliuojama į kosmosą (vertėtų pažymėti, kad kuo aukštesnė temperatūra, tuo greičiau šios reakcijos vyksta; tai yra kodėl karštos masyvios žvaigždės greičiau palieka pagrindinę seką).

Dabar įsivaizduokite žvaigždės atsiradimą...

Pradėjo kondensuotis tarpžvaigždinių dujų ir dulkių debesis. Iš šio debesies susidaro gana tankus dujų kamuolys. Rutulio viduje esantis slėgis dar nepajėgia subalansuoti traukos jėgų, todėl jis susitrauks (galbūt šiuo metu aplink žvaigždę susiformuos mažesnės masės gumulėliai, kurie ilgainiui virs planetomis). Suspaudus temperatūra pakyla. Taigi žvaigždė palaipsniui nustato pagrindinę seką. Tada žvaigždės viduje esančių dujų slėgis subalansuoja gravitaciją ir protožvaigždė virsta žvaigžde.

Ankstyvoji žvaigždės evoliucijos stadija yra labai maža, o žvaigždė šiuo metu yra panardinta į ūką, todėl protožvaigždę labai sunku aptikti.

Vandenilio pavertimas heliu vyksta tik centriniuose žvaigždės regionuose. Išoriniuose sluoksniuose vandenilio kiekis praktiškai nesikeičia. Kadangi vandenilio kiekis yra ribotas, anksčiau ar vėliau jis perdega. Energijos išsiskyrimas žvaigždės centre sustoja ir žvaigždės šerdis pradeda trauktis, o apvalkalas ima išsipūsti. Be to, jei žvaigždė yra mažesnė nei 1,2 saulės masės, ji numeta išorinį sluoksnį (susidaro planetinis ūkas).

Apvalkalui atsiskyrus nuo žvaigždės, atidengiami jos vidiniai, labai karšti sluoksniai, o tuo tarpu apvalkalas vis labiau tolsta. Po kelių dešimčių tūkstančių metų apvalkalas suirs ir liks tik labai karšta ir tanki žvaigždė, pamažu vėsstanti, ji pavirs balta nykštuke. Palaipsniui vėsdami jie virsta nematomais juodaisiais nykštukais. Juodosios nykštukės yra labai tankios ir vėsios žvaigždės, šiek tiek didesnės už Žemę, bet jų masė panaši į saulės masę. Baltųjų nykštukų aušinimo procesas trunka kelis šimtus milijonų metų.

Jei žvaigždės masė yra nuo 1,2 iki 2,5 saulės, tada tokia žvaigždė sprogs. Šis sprogimas vadinamas supernovos sprogimas. Blyksčioji žvaigždė per kelias sekundes padidina savo šviesumą šimtus milijonų kartų. Tokie protrūkiai pasitaiko itin retai. Mūsų galaktikoje supernovos sprogimas įvyksta maždaug kartą per šimtą metų. Po tokio protrūkio lieka ūkas, kuris turi daug radijo spinduliuotės ir taip pat labai greitai išsisklaido, ir vadinamoji neutroninė žvaigždė (apie tai šiek tiek vėliau). Be didžiulės radijo spinduliuotės, toks ūkas taip pat bus rentgeno spinduliuotės šaltinis, tačiau šią spinduliuotę sugeria žemės atmosfera, todėl ją galima stebėti tik iš kosmoso.

Yra keletas hipotezių apie žvaigždžių sprogimų (supernovų) priežastis, tačiau kol kas nėra visuotinai priimtos teorijos. Yra prielaida, kad taip yra dėl per greito žvaigždės vidinių sluoksnių mažėjimo centro link. Žvaigždė sparčiai traukiasi iki katastrofiško greičio mažas dydis apie 10 km, o jo tankis tokioje būsenoje yra 10 17 kg/m 3, o tai artima atomo branduolio tankiui. Ši žvaigždė susideda iš neutronų (tuo pačiu metu elektronai suspaudžiami į protonus), todėl ji vadinama "NEUTRONAS". Pradinė jo temperatūra yra apie milijardą kelvinų, tačiau ateityje ji greitai atvės.

Ši žvaigždė dėl savo mažo dydžio ir greito aušinimo ilgam laikui buvo laikoma neįmanoma stebėti. Tačiau po kurio laiko pulsarai buvo atrasti. Paaiškėjo, kad šie pulsarai yra neutroninės žvaigždės. Jie taip pavadinti dėl trumpalaikio radijo impulsų skleidimo. Tie. atrodo, kad žvaigždė „mirksi“. Šis atradimas buvo padarytas visiškai atsitiktinai ir ne taip seniai, būtent 1967 m. Šie periodiniai impulsai atsiranda dėl to, kad labai greito sukimosi metu pro mūsų žvilgsnį nuolat blykčioja magnetinės ašies kūgis, kuris sudaro kampą su sukimosi ašimi.

Pulsarą galime aptikti tik esant magnetinės ašies orientacijos sąlygoms, ir tai yra maždaug 5% jų iš viso. Kai kurie pulsarai nėra radijo ūkuose, nes ūkai gana greitai išsisklaido. Po šimto tūkstančių metų šie ūkai nustoja būti matomi, o pulsarų amžius siekia dešimtis milijonų metų.

Jei žvaigždės masė viršija 2,5 saulės, tada egzistavimo pabaigoje atrodys, kad ji subyrės ir bus sutraiškyta dėl savo svorio. Per kelias sekundes jis pavirs tašku. Šis reiškinys buvo vadinamas "gravitaciniu kolapsu", o šis objektas taip pat buvo vadinamas "juodąja skyle".

Iš viso to, kas pasakyta aukščiau, aišku, kad galutinis žvaigždės evoliucijos etapas priklauso nuo jos masės, tačiau taip pat būtina atsižvelgti į neišvengiamą šios masės ir sukimosi praradimą.

Žvaigždės, kaip ir žmonės, gali būti naujagimiai, jaunos, senos. Kiekvieną akimirką vienos žvaigždės miršta, o kitos susidaro. Paprastai jauniausi iš jų yra panašūs į Saulę. Jie yra formavimosi stadijoje ir iš tikrųjų yra protožvaigždės. Astronomai jas vadina T-Tauro žvaigždėmis pagal jų prototipą. Pagal savo savybes, pavyzdžiui, šviesumą, protožvaigždės yra kintamos, nes jų egzistavimas dar neįžengė į stabilią fazę. Daugelį jų supa daug medžiagos. Galingos vėjo srovės sklinda iš T tipo žvaigždžių.

Protosžvaigždės: jų gyvavimo ciklo pradžia

Jei materija nukrenta ant protožvaigždės paviršiaus, ji greitai sudega ir virsta šiluma. Dėl to protožvaigždžių temperatūra nuolat kyla. Kai ji pakyla taip aukštai, kad žvaigždės centre suveikia branduolinės reakcijos, protožvaigždė įgyja paprastos statusą. Prasidėjus branduolinėms reakcijoms, žvaigždė turi nuolatinį energijos šaltinį, kuris palaiko jos gyvybę ilgą laiką. Kiek truks žvaigždės gyvavimo ciklas Visatoje, priklauso nuo pradinio jos dydžio. Tačiau manoma, kad Saulės skersmens žvaigždės turi pakankamai energijos patogiai egzistuoti maždaug 10 milijardų metų. Nepaisant to, atsitinka ir taip, kad net masyvesnės žvaigždės gyvena vos kelis milijonus metų. Taip yra dėl to, kad jie kurą sudegina daug greičiau.

Įprasto dydžio žvaigždės

Kiekviena iš žvaigždžių yra karštų dujų gumulas. Jų gelmėse vyksta nuolatinis gamybos procesas atominė energija. Tačiau ne visos žvaigždės yra panašios į saulę. Vienas iš pagrindinių skirtumų yra spalva. Žvaigždės yra ne tik geltonos, bet ir melsvos bei rausvos spalvos.

Ryškumas ir šviesumas

Jie taip pat skiriasi tokiomis savybėmis kaip blizgesys ir ryškumas. Kiek ryški bus žvaigždė, stebima nuo Žemės paviršiaus, priklauso ne tik nuo jos šviesumo, bet ir nuo atstumo nuo mūsų planetos. Atsižvelgiant į jų atstumą nuo Žemės, žvaigždės gali turėti visiškai skirtingą ryškumą. Šis indikatorius svyruoja nuo vienos dešimtosios tūkstantosios Saulės spindesio iki šviesumo, prilygstamo daugiau nei milijonui Saulės.

Dauguma žvaigždžių yra apatinėje šio spektro dalyje, nes yra neryškios. Daugeliu atžvilgių Saulė yra vidutinė, tipiška žvaigždė. Tačiau, palyginti su kitais, jis turi daug didesnį ryškumą. Net plika akimi galima stebėti daugybę neryškių žvaigždžių. Žvaigždžių ryškumas skiriasi dėl jų masės. Spalvą, blizgesį ir ryškumo pokyčius laikui bėgant lemia medžiagos kiekis.

Bandoma paaiškinti žvaigždžių gyvavimo ciklą

Žmonės jau seniai bandė atsekti žvaigždžių gyvenimą, tačiau pirmieji mokslininkų bandymai buvo gana nedrąsūs. Pirmasis žingsnis buvo Lane'o dėsnio taikymas Helmholtzo-Kelvino gravitacinio susitraukimo hipotezei. Tai atnešė naują supratimą į astronomiją: teoriškai žvaigždės temperatūra turėtų didėti (jos indikatorius yra atvirkščiai proporcingas žvaigždės spinduliui), kol tankio padidėjimas sulėtins suspaudimo procesus. Tada energijos sąnaudos bus didesnės nei pajamos. Šiuo metu žvaigždė pradės greitai atvėsti.

Hipotezės apie žvaigždžių gyvenimą

Vieną iš pirminių hipotezių apie žvaigždės gyvavimo ciklą pasiūlė astronomas Normanas Lockyeris. Jis tikėjo, kad žvaigždės kyla iš meteorinės medžiagos. Be to, jo hipotezės nuostatos buvo pagrįstos ne tik teorinėmis astronomijos išvadomis, bet ir žvaigždžių spektrinės analizės duomenimis. Lockyeris tuo buvo įsitikinęs cheminiai elementai, kurie dalyvauja dangaus kūnų evoliucijoje, susideda iš elementariųjų dalelių – „protoelementų“. Skirtingai nuo šiuolaikinių neutronų, protonų ir elektronų, jie turi ne bendrą, o individualų charakterį. Pavyzdžiui, pasak Lockyer, vandenilis skyla į vadinamąjį „protovandenilį“; geležis tampa „proto-geležimi“. Kiti astronomai taip pat bandė apibūdinti žvaigždės gyvavimo ciklą, pavyzdžiui, Jamesas Hopwoodas, Yakovas Zeldovičius, Fredas Hoyle'as.

Milžiniškos žvaigždės ir nykštukinės žvaigždės

Didesnės žvaigždės yra karščiausios ir ryškiausios. Paprastai jie yra balti arba melsvi. Nepaisant to, kad jie yra milžiniško dydžio, jų viduje esantis kuras sudega taip greitai, kad jų atimama vos per kelis milijonus metų.

Mažos žvaigždės, priešingai nei milžiniškos, paprastai nėra tokios ryškios. Jie yra raudonos spalvos ir gyvena pakankamai ilgai – milijardus metų. Tačiau tarp ryškių žvaigždžių danguje yra ir raudonų bei oranžinių. Pavyzdys yra žvaigždė Aldebaranas - vadinamoji „jaučio akis“, esanti Tauro žvaigždyne; o taip pat Skorpiono žvaigždyne. Kodėl šios šaunios žvaigždės gali konkuruoti ryškumu su karštomis žvaigždėmis, tokiomis kaip Sirijus?

Taip yra dėl to, kad jie kažkada labai išsiplėtė, o jų skersmuo pradėjo viršyti didžiules raudonas žvaigždes (supergiantus). Didžiulis plotas leidžia šioms žvaigždėms išmesti daugiau energijos nei Saulė. Taip yra nepaisant to, kad jų temperatūra yra daug žemesnė. Pavyzdžiui, Betelgeuse, esančios Oriono žvaigždyne, skersmuo yra kelis šimtus kartų didesnis už Saulės skersmenį. O paprastų raudonųjų žvaigždžių skersmuo dažniausiai nesiekia nė dešimtadalio Saulės dydžio. Tokios žvaigždės vadinamos nykštukais. Kiekvienas dangaus kūnas gali pereiti tokio tipo žvaigždžių gyvavimo ciklus – ta pati žvaigždė skirtingais savo gyvenimo tarpsniais gali būti ir raudonoji milžinė, ir nykštukė.

Paprastai tokie šviestuvai kaip Saulė palaiko savo egzistavimą dėl viduje esančio vandenilio. Žvaigždės branduolio viduje jis virsta heliu. Saulė turi didžiulį kuro kiekį, bet net ir jis nėra begalinis – per pastaruosius penkis milijardus metų buvo išnaudota pusė kuro.

Žvaigždžių gyvenimas. Žvaigždžių gyvenimo ciklas

Kai vandenilio atsargos žvaigždės viduje išsenka, įvyksta dideli pokyčiai. Likęs vandenilis pradeda degti ne jo šerdyje, o paviršiuje. Tuo pačiu metu žvaigždės gyvenimo trukmė vis trumpėja. Šiuo laikotarpiu žvaigždžių ciklas, bent jau dauguma jų, pereina į raudonojo milžino stadiją. Žvaigždės dydis tampa didesnis, o jos temperatūra, priešingai, mažėja. Taip atsiranda dauguma raudonųjų milžinų ir supergigantų. Šis procesas yra bendros žvaigždėse vykstančių pokyčių sekos, kurią mokslininkai vadina žvaigždžių evoliucija, dalis. Žvaigždės gyvavimo ciklas apima visas jo stadijas: galiausiai visos žvaigždės sensta ir miršta, o jų egzistavimo trukmę tiesiogiai lemia kuro kiekis. Didelės žvaigždės užbaigti savo gyvenimą didžiuliu įspūdingu sprogimu. Kuklesnės, atvirkščiai, miršta, pamažu susitraukdamos iki baltųjų nykštukų dydžio. Tada jie tiesiog išnyksta.

Kiek gyvena vidutinė žvaigždė? Gyvenimo ciklasžvaigždė gali trukti nuo mažiau nei 1,5 milijono metų iki 1 milijardo metų ar daugiau. Visa tai, kaip minėta, priklauso nuo jo sudėties ir dydžio. Tokios žvaigždės kaip Saulė gyvena nuo 10 iki 16 milijardų metų. Labai ryškios žvaigždės, kaip ir Sirijus, turi palyginti trumpą gyvenimą – vos kelis šimtus milijonų metų. Žvaigždės gyvavimo ciklo diagramą sudaro šie etapai. Šis molekulinis debesis yra gravitacinis debesies griūtis – gimimas supernova- protožvaigždės evoliucija - protožvaigždinės fazės pabaiga. Tada sekite etapus: jaunos žvaigždės stadijos pradžia – gyvenimo vidurys – branda – raudonojo milžino stadija – planetinis ūkas – baltojo nykštuko stadija. Paskutinės dvi fazės būdingos mažoms žvaigždėms.

Planetinių ūkų prigimtis

Taigi, trumpai apžvelgėme žvaigždės gyvavimo ciklą. Tačiau tai, kas iš didžiulio raudonojo milžino virsta baltąja nykštuke, kartais žvaigždės numeta išorinius sluoksnius, o tada išryškėja žvaigždės šerdis. Dujų apvalkalas pradeda švytėti veikiamas žvaigždės skleidžiamos energijos. Šis etapas gavo savo pavadinimą dėl to, kad šviečiantys dujų burbuliukai šiame apvalkale dažnai atrodo kaip diskai aplink planetas. Tačiau iš tikrųjų jie neturi nieko bendra su planetomis. Vaikų žvaigždžių gyvavimo ciklas gali apimti ne visas mokslines detales. Galima apibūdinti tik pagrindines dangaus kūnų evoliucijos fazes.

Žvaigždžių spiečiai

Astronomai mėgsta tyrinėti Egzistuoja hipotezė, kad visi šviesuoliai gimsta grupėmis, o ne pavieniui. Kadangi žvaigždžių, priklausančių tam pačiam spiečiui, savybės yra panašios, skirtumai tarp jų yra teisingi, o ne dėl atstumo iki Žemės. Kad ir kokie pokyčiai įvyktų šiose žvaigždėse, jie atsiranda tuo pačiu metu ir vienodomis sąlygomis. Ypač daug žinių galima gauti tiriant jų savybių priklausomybę nuo masės. Juk spiečių žvaigždžių amžius ir atstumas nuo Žemės yra maždaug vienodi, todėl skiriasi tik šiuo rodikliu. Klasteriai bus įdomūs ne tik profesionaliems astronomams – juos mielai gamins kiekvienas mėgėjas graži nuotrauka, grožėkitės jų nepaprastai gražiu vaizdu planetariume.