Procesi, ki zavzemajo večino celotnega življenja zvezde. Zvezda je rojena video. Velikanska faza in njene značilnosti

Notranje življenje zvezdo uravnava vpliv dveh sil: sile privlačnosti, ki nasprotuje zvezdi in jo zadržuje, in sile, ki se sprošča med jedrskimi reakcijami, ki potekajo v jedru. Nasprotno, teži k temu, da "potisne" zvezdo v daljno vesolje. V fazah nastajanja je pod njim gosta in stisnjena zvezda močan vpliv gravitacija. Posledično pride do močnega segrevanja, temperatura doseže 10-20 milijonov stopinj. To je dovolj za začetek jedrskih reakcij, zaradi katerih se vodik pretvori v helij.

Nato se v daljšem obdobju obe sili uravnovesita, zvezda je v stabilnem stanju. Ko jedrskega goriva v jedru postopoma zmanjka, zvezda preide v fazo nestabilnosti, dve sili si nasprotujeta. Za zvezdo pride kritičen trenutek, v poštev pridejo različni dejavniki - temperatura, gostota, kemična sestava. Masa zvezde je na prvem mestu, od nje je odvisna prihodnost tega nebesnega telesa - ali bo zvezda eksplodirala kot supernova ali pa se bo spremenila v belo pritlikavko, nevtronsko zvezdo ali črno luknjo.

Kako zmanjka vodika

Samo zelo velike nebesna telesa(približno 80-krat večja od Jupitrove mase) postanejo zvezde, manjši (približno 17-krat manjši od Jupitra) postanejo planeti. Obstajajo tudi telesa povprečna teža, so preveliki, da bi spadali v razred planetov, ter premajhni in hladni, da bi v njihovih globinah potekale jedrske reakcije, značilne za zvezde.

Ta temno obarvana nebesna telesa imajo nizko svetilnost in jih je na nebu precej težko razlikovati. Imenujejo se "rjavi pritlikavci".

Torej, zvezda nastane iz oblakov medzvezdnega plina. Kot že omenjeno, precej dolgo časa zvezda je v uravnoteženem stanju. Nato pride obdobje nestabilnosti. Nadaljnja usoda zvezde je odvisno od različni dejavniki. Razmislite o hipotetični majhni zvezdi, katere masa sega od 0,1 do 4 sončne mase. Značilna lastnost zvezde z majhno maso je odsotnost konvekcije v notranjih plasteh, tj. snovi, ki sestavljajo zvezdo, se ne mešajo, kot se dogaja pri zvezdah z veliko maso.

To pomeni, da ko zmanjka vodika v jedru, v zunanjih plasteh ni novih zalog tega elementa. Vodik zgori in se spremeni v helij. Postopoma se jedro segreje, površinske plasti destabilizirajo lastno strukturo in zvezda, kot je razvidno iz H-R diagrama, počasi zapusti fazo glavnega zaporedja. V novi fazi se poveča gostota snovi znotraj zvezde, sestava jedra "degenerira", posledično pa se pojavi posebna konsistenca. Razlikuje se od običajne snovi.

Spreminjanje snovi

Pri spreminjanju snovi je tlak odvisen samo od gostote plinov, ne pa od temperature.

V Hertzsprung-Russellovem diagramu se zvezda premika v desno in nato navzgor ter se približuje območju rdečega velikana. Njegove dimenzije se znatno povečajo, zaradi česar se temperatura zunanjih plasti zniža. Premer rdečega velikana lahko doseže več sto milijonov kilometrov. Ko bo naša prešla v to fazo, bo »pogoltnila« oziroma Venero, in če ne bo mogla zajeti Zemlje, jo bo segrela do te mere, da bo življenje na našem planetu prenehalo obstajati.

Med razvojem zvezde se temperatura njenega jedra poveča. Najprej pride do jedrskih reakcij, nato pa se helij, ko doseže optimalno temperaturo, začne topiti. Ko se to zgodi, nenadno povečanje temperature jedra povzroči izbruh in zvezda se hitro premakne na levo stran diagrama H-R. To je tako imenovani "helijev blisk". V tem času jedro, ki vsebuje helij, zgori skupaj z vodikom, ki je del lupine, ki obdaja jedro. Na diagramu H-R se ta stopnja zabeleži s premikanjem v desno vzdolž vodoravne črte.

Zadnje faze evolucije

Ko se helij pretvori v ogljik, se jedro spremeni. Njegova temperatura narašča, dokler (če je zvezda velika), dokler ogljik ne začne goreti. Pojavi se nov izbruh. V vsakem primeru je v zadnjih fazah evolucije zvezde opazna znatna izguba njene mase. To se lahko zgodi postopoma ali nenadoma, med izbruhom, ko zunanje plasti zvezde počijo kot velik mehurček. V slednjem primeru nastane planetarna meglica - sferična lupina, ki se v vesolju širi s hitrostjo nekaj deset ali celo sto kilometrov na sekundo.

Končna usoda zvezde je odvisna od mase, ki ostane po vsem, kar se v njej zgodi. Če je med vsemi transformacijami in izbruhi izvrgla veliko snovi in ​​njena masa ne presega 1,44 sončne mase, se zvezda spremeni v belo pritlikavko. Ta številka se imenuje "meja Chandra-sekhar" v čast pakistanskega astrofizika Subrahmanyana Chandrasekharja. To je največja masa zvezde, pri kateri morda ne bo prišlo do katastrofalnega konca zaradi pritiska elektronov v jedru.

Po eksploziji zunanjih plasti ostane jedro zvezde, njena površinska temperatura pa je zelo visoka – okoli 100.000 °K. Zvezda se premakne na levi rob H-R diagrama in gre navzdol. Njegova svetilnost se zmanjša, ko se zmanjša njegova velikost.

Zvezda počasi dosega območje bele pritlikavke. To so zvezde majhnega premera (kot je naša), za katere je značilna zelo visoka gostota, poldrugi milijonkrat večja od gostote vode. Kubični centimeter materiala, ki sestavlja belo pritlikavko, bi na Zemlji tehtal približno eno tono!

Bela pritlikavka predstavlja končno stopnjo evolucije zvezd, brez izbruhov. Postopoma se ohlaja.

Znanstveniki verjamejo, da je konec bele pritlikavke zelo počasen, vsaj od začetka vesolja se zdi, da niti ena bela pritlikavka ni utrpela "toplotne smrti".

Če je zvezda velika in je njena masa večja od Sonca, bo eksplodirala kot supernova. Med izbruhom se lahko zvezda popolnoma ali delno sesede. V prvem primeru bo zadaj ostal oblak plina z ostanki snovi iz zvezde. V drugem ostane nebesno telo največje gostote - nevtronska zvezda ali črna luknja.

Vesolje je nenehno spreminjajoč se makrokozmos, kjer je vsak predmet, snov ali materija v stanju transformacije in spremembe. Ti procesi trajajo milijarde let. V primerjavi s trajanjem človeško življenje to nerazumljivo obdobje je ogromno. V vesoljskem merilu so te spremembe precej minljive. Zvezde, ki jih zdaj vidimo na nočnem nebu, so bile enake pred več tisoč leti, ko jih je bilo mogoče videti egipčanski faraoni, vendar se dejansko ves ta čas spreminjanje fizikalnih lastnosti nebesnih teles ni ustavilo niti za sekundo. Zvezde se rojevajo, živijo in gotovo tudi starajo - evolucija zvezd poteka kot običajno.

Položaj zvezd ozvezdja Velikega medveda v različnih zgodovinskih obdobjih v intervalu pred 100.000 leti - naš čas in po 100.000 letih

Razlaga evolucije zvezd z vidika povprečnega človeka

Za povprečnega človeka se vesolje zdi svet miru in tišine. Pravzaprav je vesolje velikanski fizikalni laboratorij, kjer se dogajajo grandiozne transformacije, med katerimi se spreminja kemična sestava, telesne lastnosti in strukturo zvezd. Življenje zvezde traja, dokler sveti in oddaja toploto. Vendar tako sijajno stanje ne traja večno. Za svetlo rojstvo sledi obdobje zvezdne zrelosti, ki se neizogibno konča s staranjem nebesnega telesa in njegovim odmiranjem.

Nastanek protozvezde iz oblaka plina in prahu pred 5-7 milijardami let

Vse naše informacije o zvezdah danes sodijo v okvir znanosti. Termodinamika nam daje razlago procesov hidrostatičnega in toplotnega ravnovesja, v katerem se nahaja zvezdna snov. Jedrska in kvantna fizika nam omogočata razumeti kompleksen proces jedrske fuzije, ki omogoča obstoj zvezde, ki oddaja toploto in daje svetlobo okoliškemu prostoru. Ob rojstvu zvezde se oblikuje hidrostatsko in toplotno ravnovesje, ki ga vzdržuje lasten vir energije. Ob sijajnem sončnem zahodu zvezdniška kariera to ravnovesje je porušeno. Pride na vrsto ireverzibilni procesi, katerega rezultat je uničenje zvezde ali kolaps - grandiozen proces takojšnje in briljantne smrti nebesnega telesa.

Eksplozija supernove je svetel zaključek življenja zvezde, rojene v zgodnjih letih vesolja.

Spremembe fizikalnih lastnosti zvezd so posledica njihove mase. Na hitrost evolucije objektov vpliva njihova kemična sestava in do neke mere obstoječi astrofizikalni parametri - hitrost vrtenja in stanje magnetnega polja. O tem, kako se vse pravzaprav dogaja, ni mogoče natančno govoriti zaradi enormnega trajanja opisanih procesov. Hitrost evolucije in stopnje transformacije so odvisne od časa rojstva zvezde in njene lokacije v vesolju ob rojstvu.

Razvoj zvezd z znanstvenega vidika

Vsaka zvezda se rodi iz grude hladnega medzvezdnega plina, ki se pod vplivom zunanjih in notranjih gravitacijskih sil stisne v stanje plinske krogle. Proces stiskanja plinaste snovi se ne ustavi za trenutek, spremlja ga ogromno sproščanje toplotne energije. Temperatura novotvorbe narašča, dokler se ne začne termonuklearna fuzija. Od tega trenutka se stiskanje zvezdne snovi ustavi in ​​doseže se ravnovesje med hidrostatičnim in toplotnim stanjem objekta. Vesolje je bilo napolnjeno z novo, polnopravno zvezdo.

Glavno zvezdno gorivo je atom vodika kot posledica sprožene termonuklearne reakcije.

V evoluciji zvezd so njihovi viri toplotne energije temeljnega pomena. Sevalna in toplotna energija, ki uhajata v vesolje s površine zvezde, se obnovita s hlajenjem notranjih plasti nebesnega telesa. Nenehno prihajajoče termonuklearne reakcije in gravitacijsko stiskanje v črevesju zvezde nadomestijo izgubo. Dokler je v črevesju zvezde dovolj jedrskega goriva, zvezda sveti močna svetloba in oddaja toploto. Takoj, ko se proces termonuklearne fuzije upočasni ali popolnoma ustavi, se aktivira mehanizem notranjega stiskanja zvezde, da se ohrani toplotno in termodinamično ravnovesje. Na tej stopnji objekt že oddaja toplotno energijo, ki je vidna le v infrardečem območju.

Na podlagi opisanih procesov lahko sklepamo, da je evolucija zvezd dosledna sprememba virov zvezdne energije. V sodobni astrofiziki lahko procese transformacije zvezd uredimo v skladu s tremi lestvicami:

• jedrska časovnica;
• toplotno obdobje življenja zvezde;
• dinamični segment (končni) življenja svetila.

V vsakem posameznem primeru se upoštevajo procesi, ki določajo starost zvezde, njene fizične značilnosti in vrsto smrti objekta. Jedrska časovnica je zanimiva, dokler se objekt napaja iz lastnih virov toplote in oddaja energijo, ki je produkt jedrske reakcije. Trajanje te stopnje je ocenjeno z določitvijo količine vodika, ki se bo med termonuklearno fuzijo pretvoril v helij. Večja kot je masa zvezde, večja je intenzivnost jedrskih reakcij in posledično večja je svetilnost objekta.

Velikosti in mase različnih zvezd, od supervelikank do rdečih pritlikavk

Termična časovna lestvica določa stopnjo evolucije, med katero zvezda porabi vso svojo toplotno energijo. Ta proces se začne od trenutka, ko se porabijo zadnje zaloge vodika in se ustavijo jedrske reakcije. Da bi ohranili ravnotežje predmeta, se začne postopek stiskanja. Zvezdna snov pada proti središču. V tem primeru se kinetična energija pretvori v toplotno energijo, ki se porabi za vzdrževanje potrebnega temperaturnega ravnovesja znotraj zvezde. Del energije uhaja v vesolje.

Glede na to, da je svetilnost zvezd določena z njihovo maso, se v trenutku stiskanja predmeta njegova svetlost v vesolju ne spremeni.

Zvezda na poti v glavno sekvenco

Nastajanje zvezd poteka v skladu z dinamično časovno lestvico. Zvezdni plin prosto pada navznoter proti središču, kar povečuje gostoto in pritisk v črevesju bodočega objekta. Večja kot je gostota v središču plinske krogle, višja je temperatura v notranjosti predmeta. Od tega trenutka naprej toplota postane glavna energija nebesnega telesa. Večja ko je gostota in višja temperatura, večji je pritisk v globinah bodoča zvezda. Prosti pad molekul in atomov se ustavi, ustavi se tudi proces stiskanja zvezdnega plina. To stanje objekta običajno imenujemo protozvezda. Predmet je 90 % molekularni vodik. Ko temperatura doseže 1800 K, vodik preide v atomsko stanje. Med procesom razpadanja se energija porablja, dvig temperature pa se upočasni.

Vesolje je sestavljeno iz 75% molekularnega vodika, ki se med nastajanjem protozvezd spremeni v atomski vodik - jedrsko gorivo zvezde.

V tem stanju se tlak v plinski krogli zmanjša, s čimer se sprosti kompresijska sila. To zaporedje se ponovi vsakič, ko je najprej ioniziran ves vodik, nato pa je ioniziran helij. Pri temperaturi 10⁵ K je plin popolnoma ioniziran, stiskanje zvezde se ustavi in ​​nastane hidrostatsko ravnovesje objekta. Nadaljnji razvoj zvezde bo potekal v skladu s toplotno časovno lestvico, veliko počasneje in bolj dosledno.

Polmer protozvezde se od začetka nastajanja zmanjšuje s 100 AU. do ¼ a.u. Predmet je sredi plinskega oblaka. Zaradi akrecije delcev iz zunanjih območij oblaka zvezdnega plina bo masa zvezde nenehno naraščala. Posledično se bo temperatura znotraj objekta povečala, kar bo spremljalo proces konvekcije - prenos energije iz notranjih plasti zvezde na njen zunanji rob. Kasneje z naraščajočo temperaturo v notranjosti nebesnega telesa konvekcijo zamenja prenos sevanja, ki se premika proti površini zvezde. V tem trenutku se sij objekta hitro poveča, poveča pa se tudi temperatura površinskih plasti zvezdne krogle.

Konvekcijski procesi in prenos sevanja v novonastali zvezdi pred začetkom reakcij termonuklearne fuzije

Na primer, pri zvezdah z maso, ki je enaka masi našega Sonca, pride do stiskanja protozvezdnega oblaka v samo nekaj sto letih. Kar se tiče končne faze nastajanja objekta, je kondenzacija zvezdne snovi že raztegnjena milijone let. Sonce se premika proti glavnemu zaporedju precej hitro in to potovanje bo trajalo stotine milijonov ali milijard let. Z drugimi besedami, večja kot je masa zvezde, daljše je obdobje, porabljeno za nastanek polnopravne zvezde. Zvezda z maso 15 M se bo gibala po poti do glavnega zaporedja veliko dlje - približno 60 tisoč let.

Faza glavnega zaporedja

Kljub temu, da se nekatere reakcije termonuklearne fuzije začnejo pri nižjih temperaturah, se glavna faza zgorevanja vodika začne pri temperaturi 4 milijone stopinj. Od tega trenutka se začne faza glavnega zaporedja. Pride v igro nova oblika reprodukcija zvezdne energije – jedrska. Kinetična energija, ki se sprosti med stiskanjem predmeta, zbledi v ozadje. Doseženo ravnovesje zagotavlja dolgo in mirno življenje zvezda v začetni fazi glavnega zaporedja.

Cepitev in razpad vodikovih atomov med termonuklearno reakcijo, ki poteka v notranjosti zvezde

Od tega trenutka naprej je opazovanje življenja zvezde jasno vezano na fazo glavnega zaporedja, ki je pomemben del evolucije nebesnih teles. Na tej stopnji je edini vir zvezdne energije rezultat zgorevanja vodika. Predmet je v stanju ravnovesja. Ko se jedrsko gorivo porabi, se spremeni le kemična sestava predmeta. Bivanje Sonca v fazi glavnega zaporedja bo trajalo približno 10 milijard let. Toliko časa bo trajalo, da naša domača zvezda porabi celotno zalogo vodika. Kar se tiče masivnih zvezd, se njihov razvoj zgodi hitreje. Z oddajanjem več energije ostane masivna zvezda v fazi glavnega zaporedja le 10-20 milijonov let.

Manj masivne zvezde gorijo na nočnem nebu veliko dlje. Tako bo zvezda z maso 0,25 M ostala v fazi glavnega zaporedja več deset milijard let.

Hertzsprung-Russellov diagram ocenjuje razmerje med spektrom zvezd in njihovim sijajem. Točke na diagramu - lokacija znane zvezde. Puščice označujejo premik zvezd iz glavnega zaporedja v fazo velikanke in bele pritlikavke.

Če si želite predstavljati razvoj zvezd, samo poglejte diagram, ki označuje pot nebesnega telesa v glavnem zaporedju. Zgornji del grafika je videti manj nasičena s predmeti, saj so tam skoncentrirane masivne zvezde. Ta lokacija je razložena z njihovim kratkim življenjskim ciklom. Od danes znanih zvezd imajo nekatere maso 70M. Predmeti, katerih masa presega zgornjo mejo 100M, morda sploh ne nastanejo.

Nebesna telesa, katerih masa je manjša od 0,08 M, nimajo možnosti premagati kritične mase, potrebne za začetek termonuklearne fuzije, in ostanejo hladna vse življenje. Najmanjše protozvezde se zrušijo in tvorijo planetom podobne pritlikavke.

Planetu podoben rjavi pritlikavec v primerjavi z običajno zvezdo (naše Sonce) in planetom Jupiter

Na dnu zaporedja so zgoščeni objekti, med katerimi prevladujejo zvezde z maso, ki je enaka masi našega Sonca ali nekoliko več. Namišljena meja med zgornjim in spodnjim delom glavnega zaporedja so objekti, katerih masa je – 1,5M.

Naslednje stopnje evolucije zvezd

Vsaka od možnosti za razvoj stanja zvezde je določena z njeno maso in dolžino časa, v katerem se pojavi transformacija zvezdne snovi. Vendar je vesolje večplasten in kompleksen mehanizem, zato lahko evolucija zvezd ubere tudi druge poti.

Pri potovanju po glavnem zaporedju ima zvezda z maso, približno enako masi Sonca, tri glavne možnosti poti:

1. mirno živi svoje življenje in spokojno počivaj v širnih prostranstvih vesolja;
2. preidejo v fazo rdečega velikana in se počasi starajo;
3. pojdite v kategorijo belih pritlikavk, eksplodirajte kot supernova in se spremenite v nevtronsko zvezdo.

Možne možnosti za razvoj protozvezd glede na čas, kemično sestavo predmetov in njihovo maso

Po glavni sekvenci se začne velikanska faza. V tem času so zaloge vodika v črevesju zvezde popolnoma izčrpane, osrednji del predmeta je jedro helija, termonuklearne reakcije pa se premaknejo na površino predmeta. Pod vplivom termonuklearne fuzije se lupina razširi, vendar se masa helijevega jedra poveča. Redna zvezda spremeni v rdečega velikana.

Velikanska faza in njene značilnosti

Pri zvezdah z majhno maso postane gostota jedra ogromna, zaradi česar se zvezdna snov spremeni v degeneriran relativistični plin. Če je masa zvezde nekoliko večja od 0,26 M, povečanje tlaka in temperature vodi do začetka sinteze helija, ki pokriva celotno osrednjo regijo objekta. Od tega trenutka naprej se temperatura zvezde hitro poveča. Glavna značilnost procesa je, da degenerirani plin nima sposobnosti ekspanzije. Pod vplivom visoke temperature se poveča samo hitrost cepitve helija, ki jo spremlja eksplozivna reakcija. V takih trenutkih lahko opazimo bliskanje helija. Svetlost objekta se poveča stokrat, a agonija zvezde se nadaljuje. Zvezda preide v novo stanje, kjer se vsi termodinamični procesi odvijajo v jedru helija in v izpraznjeni zunanji lupini.

Zgradba zvezde glavnega zaporedja sončni tip in rdeči velikan z izotermnim helijevim jedrom in večplastno cono nukleosinteze

To stanje je začasno in ni stabilno. Zvezdna snov se nenehno meša, njen pomemben del pa se izvrže v okoliški prostor in tvori planetarno meglico. V središču ostane vroče jedro, imenovano bela pritlikavka.

Za zvezde z velikimi masami zgoraj našteti procesi niso tako katastrofalni. Zgorevanje helija nadomesti jedrska reakcija cepitve ogljika in silicija. Sčasoma se bo zvezdno jedro spremenilo v zvezdno železo. Velikanska faza je določena z maso zvezde. Večja kot je masa predmeta, nižja je temperatura v njegovem središču. To očitno ni dovolj za sprožitev reakcije jedrske cepitve ogljika in drugih elementov.

Usoda bele pritlikavke – nevtronske zvezde ali črne luknje

Ko je objekt v stanju bele pritlikavke, je v izjemno nestabilnem stanju. Ustavljene jedrske reakcije povzročijo padec tlaka, jedro preide v stanje kolapsa. Energija, ki se pri tem sprosti, se porabi za razpad železa v atome helija, ki nadalje razpade na protone in nevtrone. Tekaški proces se hitro razvija. Kolaps zvezde je značilen za dinamični segment lestvice in traja delček sekunde. Zgorevanje ostankov jedrskega goriva poteka eksplozivno, pri čemer se v delčku sekunde sprosti ogromna količina energije. To je povsem dovolj, da raznese zgornje plasti predmeta. Zadnja stopnja bele pritlikavke je eksplozija supernove.

Jedro zvezde se začne sesedati (levo). Kolaps oblikuje nevtronsko zvezdo in ustvari tok energije v zunanje plasti zvezde (središče). Energija, ki se sprosti, ko se med eksplozijo supernove odlijejo zunanje plasti zvezde (desno).

Preostalo supergosto jedro bo grozd protonov in elektronov, ki med seboj trčijo in tvorijo nevtrone. Vesolje je napolnjeno z novim objektom - nevtronsko zvezdo. Zaradi velike gostote jedro degenerira, proces kolapsa jedra pa se ustavi. Če bi bila masa zvezde dovolj velika, bi se sesedanje lahko nadaljevalo, dokler preostala zvezdna snov končno ne pade v središče objekta in tvori črno luknjo.

Razlaga zadnjega dela evolucije zvezd

Za normalne ravnotežne zvezde so opisani evolucijski procesi malo verjetni. Vendar pa obstoj belih pritlikavk in nevtronskih zvezd dokazuje resničen obstoj kompresijskih procesov zvezdne snovi. Majhno število takih objektov v vesolju kaže na minljivost njihovega obstoja. Končno stopnjo evolucije zvezd lahko predstavimo kot zaporedno verigo dveh vrst:

• normalna zvezda - rdeči orjak - odpadanje zunanjih plasti - bela pritlikavka;
• masivna zvezda – rdeči supergigant – eksplozija supernove – nevtronska zvezda ali črna luknja – nič.

Diagram evolucije zvezd. Možnosti za nadaljevanje življenja zvezd zunaj glavnega zaporedja.

Z znanstvenega vidika je precej težko pojasniti potekajoče procese. Jedrski znanstveniki se strinjajo, da imamo v primeru zadnje stopnje evolucije zvezd opravka z utrujenostjo snovi. Zaradi dolgotrajnega mehanskega, termodinamičnega vpliva se snov spremeni fizikalne lastnosti. Utrujenost zvezdne snovi, osiromašene zaradi dolgotrajnih jedrskih reakcij, lahko razloži pojav degeneriranega elektronskega plina, njegovo kasnejšo nevtronizacijo in anihilacijo. Če se vsi našteti procesi odvijajo od začetka do konca, zvezdna snov preneha biti fizična snov – zvezda izgine v vesolju in za seboj ne pusti ničesar.

Medzvezdnih mehurčkov ter oblakov plina in prahu, ki so rojstni kraj zvezd, ni mogoče napolniti le z izginulimi in eksplodiranimi zvezdami. Vesolje in galaksije so v ravnotežnem stanju. Prihaja do nenehne izgube mase, v enem delu vesolja se zmanjša gostota medzvezdnega prostora. Posledično se v drugem delu vesolja ustvarijo pogoji za nastanek novih zvezd. Z drugimi besedami, shema deluje: če se je na enem mestu izgubila določena količina snovi, se je na drugem mestu v vesolju ista količina snovi pojavila v drugačni obliki.

Za zaključek

S proučevanjem evolucije zvezd pridemo do zaključka, da je vesolje velikanska redka raztopina, v kateri se del snovi spremeni v molekule vodika, ki so gradbeni material za zvezde. Drugi del se raztopi v prostoru in izgine iz sfere materialnih občutkov. Črna luknja je v tem smislu kraj prehoda vsega materiala v antimaterijo. Precej težko je v celoti razumeti pomen tega, kar se dogaja, še posebej, če se pri preučevanju evolucije zvezd zanašate le na zakone jedrske, kvantne fizike in termodinamike. V preučevanje tega vprašanja je treba vključiti teorijo relativne verjetnosti, ki dopušča ukrivljenost prostora, ki omogoča pretvorbo ene energije v drugo, enega stanja v drugega.

Vsak od nas je vsaj enkrat v življenju pogledal v zvezdnato nebo. Nekdo je pogledal to lepoto in doživljal romantične občutke, drugi je poskušal razumeti, od kod prihaja vsa ta lepota. Življenje v vesolju za razliko od življenja na našem planetu teče z drugačno hitrostjo. Čas v vesolju živi v svojih kategorijah; razdalje in velikosti v vesolju so ogromne. Redko razmišljamo o tem, da se pred našimi očmi neprestano dogaja razvoj galaksij in zvezd. Vsak predmet v ogromnem prostoru je rezultat določenih fizičnih procesov. Galaksije, zvezde in celo planeti imajo glavne razvojne faze.

Naš planet in vsi smo odvisni od naše zvezde. Kako dolgo nas bo Sonce razveseljevalo s svojo toploto in vdihovalo življenje v Osončje? Kaj nas čaka v prihodnosti po milijonih in milijardah let? V zvezi s tem je zanimivo izvedeti več o stopnjah evolucije astronomskih objektov, od kod prihajajo zvezde in kako se konča življenje teh čudovitih svetilk na nočnem nebu.

Izvor, rojstvo in razvoj zvezd

Razvoj zvezd in planetov, ki naseljujejo našo galaksijo Rimska cesta in celotno vesolje, večinoma dobro preučeno. V vesolju so fizikalni zakoni neomajni in pomagajo razumeti izvor vesoljskih objektov. V tem primeru se je običajno zanašati na teorijo velikega poka, ki je zdaj prevladujoča doktrina o procesu nastanka vesolja. Dogodek, ki je pretresel vesolje in povzročil nastanek vesolja, je po kozmičnih merilih bliskovit. Za kozmos minejo trenutki od rojstva zvezde do njene smrti. Velike razdalje ustvarjajo iluzijo nespremenljivosti vesolja. Zvezda, ki zasveti v daljavi, nam sveti milijarde let, takrat morda ne bo več.

Teorija evolucije galaksije in zvezd je razvoj teorije velikega poka. Nauk o rojstvu zvezd in nastanku zvezdnih sistemov odlikujeta obseg dogajanja in časovni okvir, ki ga je za razliko od vesolja kot celote mogoče opazovati s sodobnimi sredstvi znanosti.

Pri preučevanju življenjskega cikla zvezd lahko uporabite primer nam najbližje zvezde. Sonce je ena izmed sto bilijonov zvezd v našem vidnem polju. Poleg tega razdalja od Zemlje do Sonca (150 milijonov km) ponuja edinstveno priložnost za preučevanje predmeta, ne da bi ga zapustili. sončni sistem. Pridobljene informacije nam bodo omogočile, da podrobno razumemo, kako so strukturirane druge zvezde, kako hitro se izčrpajo ti velikanski viri toplote, katere so stopnje razvoja zvezde in kakšen bo finale tega sijajnega življenja – tiho in medlo oz. peneče, eksplozivno.

Po velikem poku drobni delci oblikovali medzvezdne oblake, ki so postali »porodnišnica« za trilijone zvezd. Značilno je, da so se vse zvezde rodile hkrati kot posledica stiskanja in širjenja. Stiskanje v oblakih kozmičnega plina se je zgodilo pod vplivom lastne gravitacije in podobnih procesov v novih zvezdah v soseščini. Razširitev je nastala kot posledica notranjega tlaka medzvezdnega plina in pod vplivom magnetnih polj znotraj plinskega oblaka. Hkrati se je oblak prosto vrtel okoli središča mase.

Plinski oblaki, ki so nastali po eksploziji, so sestavljeni iz 98 % atomskega in molekularnega vodika ter helija. Le 2 % tega masiva sestavljajo prah in trdni mikroskopski delci. Prej je veljalo, da je v središču katere koli zvezde železno jedro, segreto na temperaturo milijon stopinj. Prav ta vidik je pojasnil velikansko maso zvezde.

V soočenju fizična moč prevladale kompresijske sile, saj svetloba, ki je posledica sproščanja energije, ne prodre v plinski oblak. Svetloba se skupaj z delom sproščene energije širi navzven, kar ustvarja temperaturo pod ničlo in območje nizkega tlaka znotraj gostega kopičenja plina. V tem stanju se kozmični plin hitro skrči, vpliv gravitacijskih sil privlačnosti vodi do dejstva, da delci začnejo tvoriti zvezdno snov. Ko je zbirka plina gosta, močno stiskanje povzroči nastanek zvezdne kopice. Ko je velikost plinskega oblaka majhna, kompresija povzroči nastanek ene same zvezde.

Kratek opis dogajanja je, da gre bodoča zvezda skozi dve stopnji - hitro in počasno stiskanje do stanja protozvezde. Preprosto povedano in v jasnem jeziku, hitro stiskanje je padec zvezdne snovi proti središču protozvezde. Počasno stiskanje se pojavi na ozadju oblikovanega središča protozvezde. V naslednjih sto tisočih letih se nova tvorba zmanjša, njena gostota pa se poveča milijonkrat. Postopoma protozvezda postane neprozorna zaradi visoke gostote zvezdne snovi, stalno stiskanje pa sproži mehanizem notranjih reakcij. Povečanje notranjega tlaka in temperature povzroči nastanek lastnega težišča bodoče zvezde.

Protozvezda ostane v tem stanju milijone let, počasi oddaja toploto in se postopoma krči ter zmanjšuje v velikosti. Posledično se pojavijo obrisi nove zvezde, gostota njene snovi pa postane primerljiva z gostoto vode.

V povprečju je gostota naše zvezde 1,4 kg/cm3 – skoraj enaka gostoti vode v slanem Mrtvem morju. V središču ima Sonce gostoto 100 kg/cm3. Zvezdna snov ni v tekočem stanju, ampak obstaja v obliki plazme.

Pod vplivom ogromnega tlaka in temperature približno 100 milijonov K se začnejo termonuklearne reakcije vodikovega cikla. Stiskanje se ustavi, masa objekta se poveča, ko se gravitacijska energija pretvori v termonuklearno zgorevanje vodika. Od tega trenutka začne nova zvezda, ki oddaja energijo, izgubljati maso.

Zgoraj opisana različica nastajanja zvezd je le primitivni diagram, ki opisuje začetno stopnjo evolucije in rojstva zvezde. Danes so takšni procesi v naši galaksiji in celotnem vesolju praktično nevidni zaradi intenzivnega izčrpavanja zvezdnega materiala. V vsej zavestni zgodovini opazovanj naše galaksije so bili opaženi le posamezni pojavi novih zvezd. Na lestvici vesolja se lahko ta številka poveča sto in tisočkrat.

Večino svojega življenja so protozvezde človeškim očem skrite s prašno lupino. Sevanje iz jedra je mogoče opazovati le v infrardečem sevanju, kar je edini način za opazovanje rojstva zvezde. Na primer, v Orionovi meglici leta 1967 so astrofiziki v infrardečem območju odkrili nova zvezda, katerega temperatura sevanja je bila 700 stopinj Kelvina. Pozneje se je izkazalo, da so rojstni kraj protozvezd kompaktni viri, ki obstajajo ne le v naši galaksiji, ampak tudi v drugih oddaljenih kotičkih vesolja. Poleg infrardečega sevanja rojstna mesta novih zvezd zaznamujejo intenzivni radijski signali.

Proces preučevanja in evolucija zvezd

Celoten proces poznavanja zvezd lahko razdelimo na več stopenj. Na samem začetku morate določiti razdaljo do zvezde. Podatki o tem, kako daleč je zvezda od nas in kako dolgo od nje prihaja svetloba, dajejo predstavo o tem, kaj se je z zvezdo dogajalo v tem času. Potem ko se je človek naučil meriti razdaljo do oddaljenih zvezd, je postalo jasno, da so zvezde enake soncu, le da so drugačne velikosti in različne usode. Če poznamo razdaljo do zvezde, raven svetlobe in količino oddane energije, lahko uporabimo za sledenje procesu termonuklearne fuzije zvezde.

Ko določite razdaljo do zvezde, lahko uporabite spektralna analiza izračunajte kemično sestavo zvezde ter ugotovite njeno zgradbo in starost. Zahvaljujoč pojavu spektrografa imajo znanstveniki priložnost preučevati naravo zvezdne svetlobe. Ta naprava lahko določi in izmeri plinsko sestavo zvezdne snovi, ki jo ima zvezda različnih stopnjah njegovega obstoja.

S preučevanjem spektralne analize energije Sonca in drugih zvezd so znanstveniki prišli do zaključka, da ima razvoj zvezd in planetov skupne korenine. Vsa vesoljska telesa so enakega tipa, podobne kemične sestave in izvirajo iz iste snovi, ki je nastala kot posledica velikega poka.

Zvezdna snov je sestavljena iz istih kemičnih elementov (celo železa) kot naš planet. Razlika je le v količini nekaterih elementov in v procesih, ki se dogajajo na Soncu in znotraj zemeljske trdne površine. To je tisto, po čemer se zvezde razlikujejo od drugih predmetov v vesolju. Izvor zvezd je treba obravnavati tudi v kontekstu druge fizikalne discipline: kvantne mehanike. Po tej teoriji je snov, ki določa zvezdno snov, sestavljena iz nenehno delečih se atomov in elementarnih delcev, ki ustvarjajo svoj mikrokozmos. V tej luči je zanimiva struktura, sestava, struktura in razvoj zvezd. Kot se je izkazalo, je večina mase naše zvezde in mnogih drugih zvezd sestavljena iz samo dveh elementov - vodika in helija. Teoretični model, ki opisuje strukturo zvezd, nam bo omogočil razumevanje njihove strukture in glavne razlike od drugih vesoljskih objektov.

Glavna značilnost je, da ima veliko predmetov v vesolju določeno velikost in obliko, medtem ko lahko zvezda spreminja velikost, ko se razvija. Vroči plin je kombinacija atomov, ki so ohlapno povezani drug z drugim. Milijone let po nastanku zvezde se začne površinska plast zvezdne snovi ohlajati. Zvezda oddaja večino svoje energije v vesolje, pri čemer se zmanjšuje ali povečuje v velikosti. Toplota in energija se prenašata iz notranjosti zvezde na površino, kar vpliva na intenzivnost sevanja. Z drugimi besedami, ista zvezda v različna obdobja njen obstoj izgleda drugače. Termonuklearni procesi, ki temeljijo na reakcijah vodikovega cikla, prispevajo k pretvorbi lahkih atomov vodika v težje elemente - helij in ogljik. Po mnenju astrofizikov in jedrskih znanstvenikov je takšna termonuklearna reakcija najučinkovitejša glede na količino proizvedene toplote.

Zakaj se termonuklearna fuzija jedra ne konča z eksplozijo takega reaktorja? Stvar je v tem, da lahko sile gravitacijskega polja v njej zadržijo zvezdno snov znotraj stabiliziranega volumna. Iz tega lahko sklepamo nedvoumno: vsaka zvezda je masivno telo, ki ohranja svojo velikost zaradi ravnovesja med silami gravitacije in energijo termonuklearnih reakcij. Rezultat tega idealnega naravnega modela je vir toplote, ki lahko deluje dolgo časa. Predpostavlja se, da so se prve oblike življenja na Zemlji pojavile pred 3 milijardami let. Sonce je v tistih daljnih časih ogrevalo naš planet tako kot zdaj. Posledično se je naša zvezda malo spremenila, kljub dejstvu, da je obseg oddane toplote in sončne energije ogromen - več kot 3-4 milijone ton vsako sekundo.

Ni težko izračunati, koliko teže je naša zvezda izgubila v letih svojega obstoja. To bo ogromna številka, a zaradi svoje ogromne mase in visoke gostote so takšne izgube na lestvici vesolja videti nepomembne.

Faze evolucije zvezd

Usoda zvezde je odvisna od začetne mase zvezde in njene kemična sestava. Medtem ko so glavne zaloge vodika skoncentrirane v jedru, zvezda ostaja v tako imenovanem glavnem zaporedju. Čim se pojavi težnja po povečanju velikosti zvezde, pomeni, da je glavni vir termonuklearne fuzije usahnil. Začela se je dolga zadnja pot preobrazbe nebesnega telesa.

Svetila, ki nastanejo v vesolju, so na začetku razdeljena na tri najpogostejše vrste:

• normalne zvezde (rumene pritlikavke);
• pritlikave zvezde;
• zvezde velikanke.

Zvezde z majhno maso (pritlikavke) počasi porabljajo zaloge vodika in živijo svoje življenje dokaj umirjeno.

Takih zvezd je v vesolju večina in ena izmed njih je tudi naša zvezda, rumena pritlikavka. Z nastopom starosti rumeni pritlikavec postane rdeči orjak ali supergigant.

Na podlagi teorije o izvoru zvezd se proces nastajanja zvezd v vesolju še ni končal. Najsvetlejše zvezde v naši galaksiji niso le največje v primerjavi s Soncem, ampak tudi najmlajše. Astrofiziki in astronomi takšne zvezde imenujejo modre supervelikanke. Na koncu jih bo doletela enaka usoda kot trilijone drugih zvezd. Najprej je hitro rojstvo, briljantno in goreče življenje, nato pa pride obdobje počasnega propadanja. Zvezde velikosti Sonca imajo dolg življenjski cikel, saj so v glavnem zaporedju (v njegovem srednjem delu).

S pomočjo podatkov o masi zvezde lahko predpostavimo njeno evolucijsko pot razvoja. Jasna ilustracija te teorije je razvoj naše zvezde. Nič ne traja večno. Zaradi termonuklearne fuzije se vodik pretvori v helij, zato se njegove prvotne rezerve porabijo in zmanjšajo. Nekega dne, ne prav kmalu, bo teh rezerv zmanjkalo. Sodeč po dejstvu, da naše Sonce sije več kot 5 milijard let, ne da bi se spremenilo v velikosti, zrela starost zvezde lahko še trajajo približno enako obdobje.

Izčrpanje zalog vodika bo privedlo do dejstva, da se bo jedro sonca pod vplivom gravitacije začelo hitro krčiti. Gostota jedra bo postala zelo visoka, zaradi česar se bodo termonuklearni procesi premaknili v plasti, ki mejijo na jedro. To stanje imenujemo kolaps, ki ga lahko povzročijo termonuklearne reakcije v zgornjih plasteh zvezde. Kot rezultat visok pritisk sprožijo se termonuklearne reakcije s helijem.

Zaloge vodika in helija v tem delu zvezde bodo trajale milijone let. Kmalu bo izčrpavanje zalog vodika povzročilo povečanje intenzivnosti sevanja, povečanje velikosti lupine in velikosti same zvezde. Posledično bo naše Sonce postalo zelo veliko. Če si predstavljate to sliko čez desetine milijard let, potem bo namesto bleščeče svetlega diska na nebu visel vroč rdeč disk ogromne velikosti. Rdeči velikani so naravna faza v evoluciji zvezde, njeno prehodno stanje v kategorijo spremenljivih zvezd.

Zaradi te transformacije se bo razdalja od Zemlje do Sonca zmanjšala, tako da bo Zemlja padla v območje vpliva sončne korone in se v njej začela "cvrti". Temperatura na površini planeta se bo povečala za desetkrat, kar bo povzročilo izginotje atmosfere in izhlapevanje vode. Posledično se bo planet spremenil v kamnito puščavo brez življenja.

Končne stopnje evolucije zvezd

Ko normalna zvezda doseže fazo rdečega velikana, pod vplivom gravitacijskih procesov postane bela pritlikavka. Če je masa zvezde približno enaka masi našega Sonca, bodo vsi glavni procesi v njej potekali mirno, brez impulzov ali eksplozivnih reakcij. Beli pritlikavec bo dolgo umrl in izgorel do tal.

V primerih, ko je imela zvezda na začetku maso, večjo od 1,4-kratne mase Sonca, bela pritlikavka ne bo zadnja stopnja. Z veliko maso v notranjosti zvezde se začnejo procesi zbijanja zvezdne snovi na atomski in molekularni ravni. Protoni se spremenijo v nevtrone, gostota zvezde se poveča, njena velikost pa se hitro zmanjša.

Znanost znane nevtronske zvezde imajo premer 10-15 km. S tako majhnostjo ima nevtronska zvezda ogromno maso. En kubični centimeter zvezdne snovi lahko tehta milijarde ton.

V primeru, da imamo na začetku opravka z zvezdo z veliko maso, ima zadnja stopnja evolucije druge oblike. Usoda ogromne zvezde je črna luknja – objekt z neraziskano naravo in nepredvidljivim obnašanjem. Ogromna masa zvezde prispeva k povečanju gravitacijskih sil, ki poganjajo kompresijske sile. Tega postopka ni mogoče ustaviti. Gostota snovi narašča, dokler ne postane neskončna in tvori singularni prostor (Einsteinova teorija relativnosti). Polmer takšne zvezde bo sčasoma postal enak nič in bo postala črna luknja v vesolju. Črnih lukenj bi bilo bistveno več, če bi masivne in supermasivne zvezde zasedale večino prostora.

Treba je opozoriti, da ko se rdeči velikan spremeni v nevtronsko zvezdo ali črno luknjo, lahko vesolje doživi edinstven pojav - rojstvo novega kozmičnega objekta.

Rojstvo supernove je najbolj impresivno končna faza evolucija zvezd. Tukaj deluje naravni zakon narave: prenehanje obstoja enega telesa povzroči novo življenje. Obdobje takšnega cikla, kot je rojstvo supernove, se nanaša predvsem na masivne zvezde. Izčrpane zaloge vodika vodijo do vključitve helija in ogljika v proces termonuklearne fuzije. Zaradi te reakcije se tlak ponovno poveča in v središču zvezde se oblikuje železno jedro. Pod vplivom močnih gravitacijskih sil se središče mase premakne v osrednji del zvezde. Jedro postane tako težko, da se ne more upreti lastni gravitaciji. Posledično se začne hitro širjenje jedra, kar povzroči takojšnjo eksplozijo. Rojstvo supernove je eksplozija, udarni val pošastne sile, svetel blisk v ogromnih prostranstvih vesolja.

Treba je opozoriti, da naše Sonce ni masivna zvezda, zato mu podobna usoda ne grozi in našemu planetu se takšnega konca ne bi smelo bati. V večini primerov se eksplozije supernov zgodijo v oddaljenih galaksijah, zato jih redko zaznamo.

Za zaključek

Razvoj zvezd je proces, ki traja več deset milijard let. Naša predstava o procesih, ki se odvijajo, je le matematični in fizični model, teorija. Zemeljski čas je le trenutek v ogromnem časovnem ciklu, v katerem živi naše Vesolje. Lahko samo opazujemo, kaj se je zgodilo pred milijardami let, in si predstavljamo, s čim se lahko soočajo naslednje generacije zemljanov.

Če imate kakršna koli vprašanja, jih pustite v komentarjih pod člankom. Nanje bomo z veseljem odgovorili mi ali naši obiskovalci

Nastane s kondenzacijo medzvezdnega medija. Z opazovanjem je bilo mogoče ugotoviti, da so zvezde nastale v drugačni časi in se pojavljajo še danes.

Glavna težava v evoluciji zvezd je vprašanje izvora njihove energije, zaradi katere žarijo in oddajajo ogromne količine energije. Prej je bilo predstavljenih veliko teorij, ki so bile zasnovane za identifikacijo virov energije zvezd. Veljalo je, da je stalni vir zvezdne energije neprekinjeno stiskanje. Ta vir je vsekakor dober, vendar ne more vzdrževati primernega sevanja dolgo časa. Sredi 20. stoletja je bil najden odgovor na to vprašanje. Vir sevanja so reakcije termonuklearne fuzije. Zaradi teh reakcij se vodik spremeni v helij, sproščena energija pa prehaja skozi črevesje zvezde, se transformira in oddaja v vesolje (omeniti velja, da višja kot je temperatura, hitreje potekajo te reakcije; to je zakaj vroče masivne zvezde hitreje zapustijo glavno zaporedje).

Zdaj pa si predstavljajte nastanek zvezde ...

Oblak medzvezdnega plina in medija prahu se je začel kondenzirati. Iz tega oblaka nastane precej gosta krogla plina. Tlak v kroglici še ne zmore uravnotežiti privlačnih sil, zato se bo skrčila (morda bodo v tem času okoli zvezde nastale kepe z manjšo maso, ki se bodo sčasoma spremenile v planete). Pri stiskanju se temperatura dvigne. Tako se zvezda postopoma postavi na glavno zaporedje. Nato tlak plina v zvezdi uravnoteži gravitacijo in protozvezda se spremeni v zvezdo.

Zgodnja stopnja evolucije zvezde je zelo majhna in zvezda je v tem času potopljena v meglico, zato je protozvezdo zelo težko zaznati.

Pretvorba vodika v helij se pojavi samo v osrednjih predelih zvezde. V zunanjih plasteh ostaja vsebnost vodika praktično nespremenjena. Ker je količina vodika omejena, prej ali slej izgori. Sproščanje energije v središču zvezde se ustavi in ​​jedro zvezde se začne krčiti, lupina pa nabrekniti. Nadalje, če je zvezda manjša od 1,2 sončne mase, odvrže svojo zunanjo plast (tvorba planetarne meglice).

Ko se ovojnica loči od zvezde, se razkrijejo njene notranje, zelo vroče plasti, medtem ko se ovojnica vedno bolj oddaljuje. Po nekaj deset tisoč letih bo lupina razpadla in ostala bo le zelo vroča in gosta zvezda, ki se bo postopoma ohlajala in se spremenila v belo pritlikavko. S postopnim ohlajanjem se spremenijo v nevidne črne pritlikavke. Črne pritlikavke so zelo goste in hladne zvezde, nekoliko večje od Zemlje, vendar z maso, primerljivo z maso sonca. Proces ohlajanja belih pritlikavk traja nekaj sto milijonov let.

Če je masa zvezde od 1,2 do 2,5 sončne, potem bo takšna zvezda eksplodirala. Ta eksplozija se imenuje eksplozija supernove. Plamteča zvezda v nekaj sekundah poveča svoj sij stomilijonkrat. Takšni izbruhi se pojavijo zelo redko. V naši Galaksiji se eksplozija supernove zgodi približno enkrat na sto let. Po takšnem izbruhu ostane meglica, ki ima veliko radijskega sevanja in se tudi zelo hitro razprši, ter tako imenovana nevtronska zvezda (o tem malo kasneje). Poleg ogromne radijske emisije bo takšna meglica tudi vir rentgenskega sevanja, vendar to sevanje absorbira zemeljska atmosfera, zato jo je mogoče opazovati le iz vesolja.

Obstaja več hipotez o vzroku eksplozij zvezd (supernov), vendar splošno sprejete teorije še ni. Obstaja domneva, da je to posledica prehitrega padca notranjih plasti zvezde proti središču. Zvezda se hitro krči do katastrofalne hitrosti majhna velikost približno 10 km, njegova gostota v tem stanju pa je 10 17 kg/m 3, kar je blizu gostote atomskega jedra. Ta zvezda je sestavljena iz nevtronov (hkrati so elektroni stisnjeni v protone), zato se imenuje "NEVTRON". Njegova začetna temperatura je približno milijardo Kelvinov, v prihodnosti pa se bo hitro ohladila.

Ta zvezda zaradi svoje majhnosti in hitrega ohlajanja za dolgo časa veljalo za nemogoče opazovati. Toda čez nekaj časa so odkrili pulsarje. Izkazalo se je, da so ti pulsarji nevtronske zvezde. Tako se imenujejo zaradi kratkotrajnega oddajanja radijskih impulzov. Tisti. zdi se, da zvezda "utripa". To odkritje je prišlo povsem po naključju in ne tako dolgo nazaj, namreč leta 1967. Ti periodični impulzi so posledica dejstva, da med zelo hitrim vrtenjem mimo našega pogleda nenehno utripa stožec magnetne osi, ki tvori kot z osjo vrtenja.

Pulzar lahko zaznamo samo v pogojih orientacije magnetne osi, in to približno 5% teh skupno število. Nekateri pulsarji se ne nahajajo v radijskih meglicah, saj meglice razmeroma hitro razpadejo. Po sto tisoč letih te meglice prenehajo biti vidne, starost pulsarjev pa je več deset milijonov let.

Če masa zvezde presega 2,5 sončne mase, se bo ob koncu svojega obstoja zdelo, da se sesede vase in jo zdrobi lastna teža. V nekaj sekundah se bo spremenil v piko. Ta pojav so poimenovali "gravitacijski kolaps", ta objekt pa so začeli imenovati tudi "črna luknja".

Iz vsega zgoraj navedenega je jasno, da je končna stopnja evolucije zvezde odvisna od njene mase, vendar je treba upoštevati tudi neizogibno izgubo te mase in vrtenje.

Zvezde so, tako kot ljudje, lahko novorojene, mlade, stare. Vsak trenutek nekatere zvezde umrejo in druge nastanejo. Običajno so najmlajši med njimi podobni Soncu. So v fazi nastajanja in so pravzaprav protozvezde. Astronomi jih po njihovem prototipu imenujejo zvezde T-Bika. Glede na svoje lastnosti - na primer sijaj - so protozvezde spremenljive, saj njihov obstoj še ni prešel v stabilno fazo. Veliko jih ima okoli sebe velike količine snovi. Močni tokovi vetra izvirajo iz zvezd tipa T.

Protozvezde: začetek njihovega življenjskega cikla

Če snov pade na površino protozvezde, hitro zgori in se toploto spremeni. Posledično se temperatura protozvezd nenehno povečuje. Ko se dvigne tako visoko, da se v središču zvezde sprožijo jedrske reakcije, dobi protozvezda status navadne. Z začetkom jedrskih reakcij ima zvezda stalen vir energije, ki dolgo časa podpira njeno življenje. Kako dolg bo življenjski cikel zvezde v vesolju, je odvisno od njene prvotne velikosti. Vendar pa se verjame, da imajo zvezde s premerom Sonca dovolj energije za udobno obstoj približno 10 milijard let. Kljub temu pa se zgodi tudi, da tudi bolj masivne zvezde živijo le nekaj milijonov let. To je posledica dejstva, da svoje gorivo gorijo veliko hitreje.

Zvezde normalne velikosti

Vsaka od zvezd je skupek vročega plina. V njihovih globinah poteka stalen proces proizvodnje jedrska energija. Vendar niso vse zvezde podobne Soncu. Ena glavnih razlik je barva. Zvezde niso samo rumene, ampak tudi modrikaste in rdečkaste.

Svetlost in svetilnost

Razlikujejo se tudi po lastnostih, kot sta sijaj in svetlost. Kako svetla bo zvezda, opazovana z Zemljinega površja, ni odvisno samo od njenega sija, temveč tudi od oddaljenosti od našega planeta. Glede na oddaljenost od Zemlje imajo lahko zvezde povsem različne svetlosti. Ta indikator sega od ene desettisočinke sijaja Sonca do svetlosti, ki je primerljiva z več kot milijonom Soncev.

Večina zvezd je na spodnjem koncu tega spektra, saj so temne. V mnogih pogledih je Sonce povprečna, tipična zvezda. Vendar ima v primerjavi z drugimi veliko večjo svetlost. Veliko število temnih zvezd lahko opazimo tudi s prostim očesom. Razlog za različno svetlost zvezd je njihova masa. Barva, sijaj in sprememba svetlosti skozi čas so določeni s količino snovi.

Poskusi razlage življenjskega cikla zvezd

Ljudje so že dolgo poskušali izslediti življenje zvezd, vendar so bili prvi poskusi znanstvenikov precej sramežljivi. Prvi napredek je bila uporaba Laneovega zakona na Helmholtz-Kelvinovo hipotezo o gravitacijskem krčenju. To je prineslo novo razumevanje astronomije: teoretično bi morala temperatura zvezde naraščati (njen indikator je obratno sorazmeren s polmerom zvezde), dokler povečanje gostote ne upočasni procesov stiskanja. Potem bo poraba energije večja od njenega dohodka. V tem trenutku se bo zvezda začela hitro ohlajati.

Hipoteze o življenju zvezd

Eno od prvotnih hipotez o življenjskem ciklu zvezde je predlagal astronom Norman Lockyer. Verjel je, da zvezde nastanejo iz meteorske snovi. Poleg tega so določbe njegove hipoteze temeljile ne le na teoretičnih zaključkih, ki so na voljo v astronomiji, ampak tudi na podatkih iz spektralne analize zvezd. Lockyer je bil prepričan, da kemični elementi, ki sodelujejo pri razvoju nebesnih teles, so sestavljeni iz elementarnih delcev - "protoelementov". Za razliko od sodobnih nevtronov, protonov in elektronov nimajo splošnega, temveč individualnega značaja. Na primer, po Lockyerju vodik razpade v tako imenovani "protovodik"; železo postane "proto železo". Tudi drugi astronomi so poskušali opisati življenjski cikel zvezde, na primer James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Zvezde velikanke in zvezde pritlikavice

Večje zvezde so najbolj vroče in najsvetlejše. Običajno so beli ali modrikasti. Kljub temu, da so velikanske velikosti, gorivo v njih tako hitro zgori, da ga prikrajšajo že v nekaj milijonih let.

Majhne zvezde v nasprotju z velikanskimi običajno niso tako svetle. So rdeče barve in živijo dovolj dolgo – več milijard let. Toda med svetlimi zvezdami na nebu so tudi rdeče in oranžne. Primer je zvezda Aldebaran - tako imenovano "bikovo oko", ki se nahaja v ozvezdju Bika; in tudi v ozvezdju Škorpijona. Zakaj lahko te hladne zvezde tekmujejo v svetlosti z vročimi zvezdami, kot je Sirius?

To je posledica dejstva, da so se nekoč zelo razširili in je njihov premer začel presegati ogromne rdeče zvezde (supergigante). Ogromno območje omogoča tem zvezdam, da oddajajo red velikosti več energije kot Sonce. To je kljub dejstvu, da je njihova temperatura precej nižja. Na primer, premer Betelgeuse, ki se nahaja v ozvezdju Orion, je nekaj stokrat večji od premera Sonca. In premer navadnih rdečih zvezd običajno ni niti desetina velikosti Sonca. Take zvezde imenujemo pritlikavke. Vsako nebesno telo lahko gre skozi tovrstne življenjske cikle zvezd – ista zvezda je v različnih življenjskih obdobjih lahko rdeča velikanka in pritlikavka.

Praviloma svetila, kot je Sonce, podpirajo svoj obstoj zaradi vodika, ki se nahaja v notranjosti. V jedrskem jedru zvezde se spremeni v helij. Sonce ima ogromno goriva, a tudi to ni neskončno – v zadnjih petih milijardah let je bila porabljena polovica zaloge.

Življenjska doba zvezd. Življenjski cikel zvezd

Ko se zaloga vodika v zvezdi izčrpa, nastopijo velike spremembe. Preostali vodik ne začne goreti v jedru, ampak na površini. Hkrati se življenjska doba zvezde vse bolj skrajšuje. V tem obdobju cikel zvezd, vsaj večina njih, vstopi v stopnjo rdeče velikanke. Velikost zvezde postane večja, njena temperatura pa se, nasprotno, zmanjša. Tako se pojavi večina rdečih velikanov in supergigantov. Ta proces je del splošnega zaporedja sprememb v zvezdah, ki jih znanstveniki imenujejo zvezdna evolucija. Življenjski cikel zvezde vključuje vse njegove stopnje: na koncu se vse zvezde starajo in umrejo, trajanje njihovega obstoja pa je neposredno odvisno od količine goriva. Velike zvezdeživljenje končajo z veliko, spektakularno eksplozijo. Skromnejši, nasprotno, umrejo in se postopoma zmanjšajo na velikost belih pritlikavk. Potem samo zbledijo.

Kako dolgo živi povprečna zvezda? Življenjski cikel zvezda lahko traja od manj kot 1,5 milijona let do 1 milijarde let ali več. Vse to je, kot rečeno, odvisno od njegove sestave in velikosti. Zvezde, kot je Sonce, živijo med 10 in 16 milijardami let. Zelo svetle zvezde, kot je Sirius, imajo razmeroma kratko življenje - le nekaj sto milijonov let. Diagram življenjskega cikla zvezde vključuje naslednje stopnje. Ta molekularni oblak je gravitacijski kolaps oblaka – rojstvo supernova- evolucija protozvezde - konec protozvezdne faze. Nato sledijo stopnje: začetek stopnje mlade zvezde - srednja življenjska doba - zrelost - stopnja rdečega velikana - planetarna meglica - stopnja bele pritlikavke. Zadnji dve fazi sta značilni za majhne zvezde.

Narava planetarnih meglic

Tako smo na kratko pogledali življenjski cikel zvezde. Toda kaj je Preobrazba iz ogromnega rdečega velikana v belo pritlikavko, včasih zvezde odvržejo svoje zunanje plasti in takrat postane jedro zvezde izpostavljeno. Plinska lupina začne svetiti pod vplivom energije, ki jo oddaja zvezda. Ta stopnja je dobila ime zaradi dejstva, da svetleči plinski mehurčki v tej lupini pogosto spominjajo na diske okoli planetov. Toda v resnici nimajo nobene zveze s planeti. Življenjski cikel zvezd za otroke morda ne vključuje vseh znanstvenih podrobnosti. Lahko samo opišemo glavne faze evolucije nebesnih teles.

Zvezdne kopice

Astronomi radi raziskujejo. Obstaja hipoteza, da se vsa svetila rodijo v skupinah in ne posamično. Ker imajo zvezde, ki pripadajo isti kopici, podobne lastnosti, so razlike med njimi resnične in ne zaradi oddaljenosti od Zemlje. Ne glede na spremembe, ki se zgodijo na teh zvezdah, izvirajo ob istem času in pod enakimi pogoji. Še posebej veliko znanja lahko pridobimo s proučevanjem odvisnosti njihovih lastnosti od mase. Navsezadnje sta starost zvezd v grozdih in njihova oddaljenost od Zemlje približno enaki, zato se razlikujejo le po tem kazalcu. Grozdi bodo zanimivi ne samo za profesionalne astronome - vsak amater jih bo z veseljem naredil lepa fotka, občudovali njihov izjemno lep razgled v planetariju.