Koks yra pasaulinės žvaigždės gyvenimo ciklas? Žvaigždžių evoliucijos etapai

> Žvaigždės gyvavimo ciklas

apibūdinimas žvaigždžių gyvenimas ir mirtis: raidos etapai su nuotraukomis, molekuliniai debesys, protožvaigždė, T Tauri, pagrindinė seka, raudonasis milžinas, baltoji nykštukė.

Viskas šiame pasaulyje vystosi. Bet koks ciklas prasideda gimimu, augimu ir baigiasi mirtimi. Žinoma, žvaigždės šiuos ciklus turi ypatingu būdu. Prisiminkime bent, kad jų laiko tarpai yra didesni ir matuojami milijonais ir milijardais metų. Be to, jų mirtis turi tam tikrų pasekmių. Kaip tai atrodo gyvenimo ciklasžvaigždės?

Pirmasis žvaigždės gyvavimo ciklas: molekuliniai debesys

Pradėkime nuo žvaigždės gimimo. Įsivaizduokite didžiulį šaltų molekulinių dujų debesį, kuris gali ramiai egzistuoti Visatoje be jokių pokyčių. Bet staiga netoli nuo jos sprogsta supernova arba ji susiduria su kitu debesiu. Dėl tokio postūmio suaktyvinamas naikinimo procesas. Jis yra padalintas į mažas dalis, kurių kiekviena yra įtraukta į save. Kaip jau supratote, visos šios grupės ruošiasi tapti žvaigždėmis. Gravitacija įkaitina temperatūrą, o sukauptas impulsas palaiko sukimosi procesą. Apatinė diagrama aiškiai parodo žvaigždžių ciklą (gyvenimas, vystymosi etapai, transformacijos galimybės ir mirtis dangaus kūnas su nuotrauka).

Antrasis žvaigždės gyvenimo ciklas: Protosžvaigždė

Medžiaga tankiau kondensuojasi, įkaista ir yra atstumiama dėl gravitacinio griūties. Toks objektas vadinamas protožvaigžde, aplink kurią susidaro medžiagos diskas. Dalis pritraukiama prie objekto, padidinant jo masę. Likusios nuolaužos susigrupuos ir sukurs planetų sistemą. Tolesnis žvaigždės vystymasis priklauso nuo masės.

Trečiasis žvaigždės gyvenimo ciklas: T Jautis

Kai medžiaga pasiekia žvaigždę, ji paleidžiama puiki suma energijos. Naujoji žvaigždžių scena buvo pavadinta prototipo vardu – T Tauri. Tai kintamoji žvaigždė, esanti už 600 šviesmečių (netoli).

Jis gali pasiekti didelį ryškumą, nes medžiaga suyra ir išskiria energiją. Tačiau centrinė dalis neturi pakankamai temperatūros palaikyti branduolių sintezę. Ši fazė trunka 100 milijonų metų.

Ketvirtasis žvaigždės gyvenimo ciklas:Pagrindinė seka

Tam tikru momentu dangaus kūno temperatūra pakyla iki reikiamo lygio, aktyvuojasi branduolių sintezė. Visos žvaigždės tai išgyvena. Vandenilis virsta heliu, išskirdamas milžinišką šilumos ir energijos kiekį.

Energija išsiskiria kaip gama spinduliai, tačiau dėl lėto žvaigždės judėjimo ji krenta tokiu pat bangos ilgiu. Šviesa išstumiama ir prieštarauja gravitacijai. Galime manyti, kad čia sukuriama ideali pusiausvyra.

Kiek laiko ji liks pagrindinė seka? Pradėti reikia nuo žvaigždės masės. Raudonieji nykštukai (pusė saulės masės) gali degti per savo kurą šimtus milijardų (trilijonų) metų. Vidutinės žvaigždės (kaip ) gyvena 10–15 mlrd. Tačiau didžiausios yra milijardų ar milijonų metų senumo. Pažiūrėkite, kaip atrodo skirtingų klasių žvaigždžių evoliucija ir mirtis diagramoje.

Penktasis žvaigždės gyvavimo ciklas: Raudonasis milžinas

Lydymosi proceso metu vandenilis baigiasi ir kaupiasi helis. Kai visiškai nebelieka vandenilio, visos branduolinės reakcijos sustoja, o žvaigždė dėl gravitacijos pradeda trauktis. Vandenilio apvalkalas aplink šerdį įkaista ir užsidega, todėl objektas išauga 1000–10 000 kartų didesnis. Tam tikru momentu mūsų Saulė pakartos šį likimą, pakildama į Žemės orbitą.

Temperatūra ir slėgis pasiekia maksimumą ir helis susilieja į anglį. Šiuo metu žvaigždė susitraukia ir nustoja būti raudona milžine. Esant didesniam masyvumui, objektas sudegins kitus sunkius elementus.

Šeštasis žvaigždės gyvenimo ciklas: Baltasis nykštukas

Saulės masės žvaigždė neturi pakankamai gravitacinio slėgio, kad sulydytų anglį. Todėl mirtis įvyksta pasibaigus heliui. Atsiranda atleidimas išoriniai sluoksniai ir pasirodo balta nykštukė. Prasideda karšta, bet po šimtų milijardų metų atšąla.

Žvaigždės vidinį gyvenimą reguliuoja dviejų jėgų įtaka: gravitacijos jėga, kuri atsveria žvaigždę ir ją laiko, ir jėgos, išsiskiriančios branduolyje vykstančių branduolinių reakcijų metu. Priešingai, ji linkusi „stumti“ žvaigždę į tolimą erdvę. Formavimosi stadijose tankią ir suspaustą žvaigždę stipriai veikia 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 stabilios būsenos. Kai branduolinis kuras šerdyje palaipsniui baigiasi, žvaigždė patenka į nestabilumo fazę, dvi jėgos priešinasi viena kitai. Kritinis momentas ateina žvaigždei įvairių veiksnių– 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 patys didžiausi tarp dangaus kūnų (apie 80 kartų didesni už Jupiterį) tampa žvaigždėmis, mažesni (apie 17 kartų mažesni už Jupiterį) – planetomis. Taip pat yra vidutinės masės kūnų, jie 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 mažą 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 žvaigždės likimas priklauso nuo įvairių veiksnių. Apsvarstykite hipotetinę žvaigždę mažas dydis, kurio masė svyruoja nuo 0,1 iki 4 saulės masių. Būdingas bruožas Mažos masės žvaigždės yra konvekcijos trūkumas vidinius sluoksnius, 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 egzistavusi.

Žvaigždės evoliucijos metu jos šerdies temperatūra pakyla. Iš pradžių įvyksta branduolinės reakcijos, o vėliau pasiekus optimali temperatūra Helis pradeda tirpti. Kai taip nutinka, staigus šerdies temperatūros padidėjimas sukelia pliūpsnį, o žvaigždė greitai persikelia kairė pusė G-R diagramos. 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 atvėsta.

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.

Žvaigždžių ir ištisų galaktikų gimimas įvyksta visam laikui, kaip ir jų mirtis. Vienos žvaigždės išnykimas kompensuoja kitos atsiradimą, todėl mums atrodo, kad danguje nuolatos yra tie patys šviesuliai.

Žvaigždės gimsta dėl tarpžvaigždinio debesies suspaudimo proceso, kuriam įtakos turi stiprus dujų slėgio kritimas. Priklausomai nuo suslėgtų dujų masės, kinta gimstančių žvaigždžių skaičius: jei maža – gimsta viena žvaigždė, jei didelė – galimas ištiso spiečiaus susidarymas.

Žvaigždės atsiradimo etapai

Čia reikia išskirti du pagrindinius etapus – greitą protostar suspaudimą ir lėtą. Pirmuoju atveju išskirtinis bruožas yra gravitacija: protožvaigždės materija veikia beveik laisvas kritimasį jo centrą. Šiame etape dujų temperatūra išlieka nepakitusi, jos trukmė apie 100 tūkstančių metų, o per šį laiką protožvaigždės dydis labai ženkliai sumažėja.

Ir jei pirmajame etape šilumos perteklius nuolat pasišalino, tada protožvaigždė tampa tankesnė. Šilumos šalinimas nebevyksta tokiu dideliu greičiu, kad dujos ir toliau greitai suspaudžiamos ir įkaista. Lėtas protožvaigždės suspaudimas trunka dar ilgiau – daugiau nei dešimt milijonų metų. Pasiekus toliau aukštos temperatūros(daugiau nei milijonas laipsnių), termobranduolinės reakcijos daro savo, todėl suspaudimas nutrūksta. Po to iš protožvaigždės susidaro nauja žvaigždė.

Žvaigždės gyvenimo ciklas

Žvaigždės yra kaip gyvi organizmai: jos gimsta, pasiekia savo vystymosi viršūnę ir tada miršta. Dideli pokyčiai prasideda, kai centrinėje žvaigždės dalyje baigiasi vandenilis. Ji pradeda degti jau kiaute, palaipsniui didindama jo dydį, o žvaigždė gali virsti raudonuoju milžinu ar net supermilžinu.

Visos žvaigždės turi visiškai skirtingus gyvavimo ciklus, viskas priklauso nuo jų masės. Tie, kurie sveria daugiau, gyvena ilgiau ir galiausiai sprogsta. Mūsų saulė nėra didžiulė žvaigždė, taigi dangaus kūnai panašaus tipo laukia kitoks galas: jie palaipsniui nyksta, virsdami tankia struktūra, vadinama baltąja nykštuke.

Raudonasis milžinas

Žvaigždės, kurios išnaudojo vandenilio atsargas, gali įgyti milžiniškus dydžius. Tokie šviesuliai vadinami raudonaisiais milžinais. Jų skiriamasis bruožas, be dydžio, yra išplėsta atmosfera ir labai žema paviršiaus temperatūra. Tyrimai parodė, kad ne visos žvaigždės pereina šį vystymosi etapą. Tik tos žvaigždės, kurios turi didelę masę, tampa raudonaisiais milžinais.

Ryškiausi atstovai yra Arcturus ir Antare, kurių matomi sluoksniai yra gana žemos temperatūros, o išsikrovęs apvalkalas turi nemažą mastą. Kūnų viduje vyksta helio užsidegimo procesas, kuriam būdingas staigių šviesos svyravimų nebuvimas.

Baltasis nykštukas

Mažos dydžio ir masės žvaigždės virsta baltais nykštukais. Jų tankis yra labai didelis (apie milijoną kartų didesnis už vandens tankį), todėl žvaigždės medžiaga pereina į būseną, vadinamą „išsigimusiomis dujomis“. Baltosios nykštukės viduje nepastebima jokių termobranduolinių reakcijų, o šviesą jai suteikia tik aušinimo faktas. Šios būsenos žvaigždės dydis yra labai mažas. Pavyzdžiui, daugelis baltųjų nykštukų savo dydžiu yra panašaus į Žemę.

Žvaigždžių evoliucija astronomijoje yra pokyčių seka, kurią žvaigždė patiria per savo gyvenimą, ty per šimtus tūkstančių, milijonus ar milijardus metų, kai ji spinduliuoja šviesą ir šilumą. Per tokį milžinišką laikotarpį pokyčiai yra gana reikšmingi.

Žvaigždės evoliucija prasideda milžiniškame molekuliniame debesyje, dar vadinamame žvaigždžių lopšiu. Daugumoje „tuščios“ erdvės galaktikoje iš tikrųjų yra nuo 0,1 iki 1 molekulės cm 3 . Molekulinio debesies tankis yra apie milijoną molekulių cm 3 . Tokio debesies masė 100 000–10 000 000 kartų viršija Saulės masę dėl savo dydžio: nuo 50 iki 300 šviesmečių.

Žvaigždės evoliucija prasideda milžiniškame molekuliniame debesyje, dar vadinamame žvaigždžių lopšiu.

Kol debesis laisvai sukasi aplink savo gimtosios galaktikos centrą, nieko neįvyksta. Tačiau dėl gravitacinio lauko nehomogeniškumo jame gali atsirasti trikdžių, dėl kurių gali susidaryti vietinė masės koncentracija. Tokie trikdžiai sukelia gravitacinį debesies griūtį. Vienas iš scenarijų, lemiančių tai, yra dviejų debesų susidūrimas. Kitas įvykis, sukeliantis griūtį, gali būti debesies prasiskverbimas per tankią spiralinės galaktikos ranką. Taip pat svarbus veiksnys gali būti netoliese esančios supernovos sprogimas, kurio smūgio banga didžiuliu greičiu susidurs su molekuliniu debesiu. Taip pat gali būti, kad galaktikos susiduria, o tai gali sukelti žvaigždžių formavimosi pliūpsnį, nes susidūrimo metu kiekvienoje galaktikoje suspaudžiami dujų debesys. Apskritai bet koks debesies masę veikiančių jėgų nehomogeniškumas gali paskatinti žvaigždžių formavimosi procesą.

bet koks debesies masę veikiančių jėgų nehomogeniškumas gali paskatinti žvaigždžių formavimosi procesą.

Šio proceso metu molekulinio debesies nehomogeniškumas susispaudžia veikiant savo gravitacijai ir palaipsniui įgaus rutulio formą. Suspaudus, gravitacinė energija virsta šiluma, o objekto temperatūra pakyla.

Kai temperatūra centre pasiekia 15–20 mln. K, prasideda termobranduolinės reakcijos ir sustoja suspaudimas. Objektas tampa visaverte žvaigžde.

Tolesni žvaigždės evoliucijos etapai beveik visiškai priklauso nuo jos masės ir tik pačioje žvaigždės evoliucijos pabaigoje gali turėti įtakos jos cheminė sudėtis.

Pirmasis žvaigždės gyvenimo etapas panašus į saulės – joje vyrauja vandenilio ciklo reakcijos.

Šioje būsenoje jis išlieka didžiąją savo gyvenimo dalį, būdamas pagrindinėje Hertzsprung-Russell diagramos sekoje, kol baigsis kuro atsargos jo šerdyje. Kai visas žvaigždės centre esantis vandenilis virsta heliu, susidaro helio šerdis, o branduolio periferijoje tęsiasi termobranduolinis vandenilio degimas.

Mažos, šaltos raudonosios nykštukės pamažu sudegina savo vandenilio atsargas ir išlieka pagrindinėje sekoje dešimtis milijardų metų, o masiniai supermilžinai palieka pagrindinę seką praėjus kelioms dešimtims milijonų (o kai kurios – vos kelis milijonus) metų po susiformavimo.

Šiuo metu tiksliai nežinoma, kas nutinka šviesioms žvaigždėms, kai jų šerdyje išsenka vandenilio atsargos. Kadangi visatos amžius yra 13,8 milijardo metų, o to tokioms žvaigždėms nepakanka, kad išeikvotų vandenilio kuro atsargas, šiuolaikinės teorijos remiasi kompiuterinis modeliavimas tokiose žvaigždėse vykstančius procesus.

Remiantis teorinėmis koncepcijomis, kai kurios šviesios žvaigždės, prarasdamos materiją (žvaigždžių vėją), palaipsniui išgaruos, tapdamos vis mažesnės ir mažesnės. Kiti, raudonieji nykštukai, lėtai atvės per milijardus metų ir toliau skleis silpnus spindulius elektromagnetinio spektro infraraudonųjų spindulių ir mikrobangų diapazonuose.

Vidutinio dydžio žvaigždės, tokios kaip Saulė, pagrindinėje sekoje išlieka vidutiniškai 10 milijardų metų.

Manoma, kad Saulė vis dar yra ant jo, nes ji yra savo gyvavimo ciklo viduryje. Kai žvaigždės šerdyje pritrūksta vandenilio, ji palieka pagrindinę seką.

Kai žvaigždės šerdyje pritrūksta vandenilio, ji palieka pagrindinę seką.

Be slėgio, kuris atsirado termobranduolinių reakcijų metu ir subalansavo vidinę gravitaciją, žvaigždė vėl pradeda trauktis, kaip ir anksčiau formavimosi metu.

Temperatūra ir slėgis vėl pakyla, bet, skirtingai nei protožvaigždės stadijoje, į daug aukštesnį lygį.

Žlugimas tęsiasi tol, kol maždaug 100 milijonų K temperatūroje prasideda termobranduolinės reakcijos, kuriose dalyvauja helis, kurių metu helis virsta sunkesniais elementais (helis į anglį, anglis į deguonį, deguonis į silicį ir galiausiai – silicis į geležį).

Žlugimas tęsiasi tol, kol maždaug 100 milijonų K temperatūroje prasideda termobranduolinės reakcijos, kuriose dalyvauja helis.

Termobranduolinis materijos „deginimas“, atnaujintas naujame lygyje, sukelia siaubingą žvaigždės išsiplėtimą. Žvaigždė „išsipučia“, tampa labai „laisva“, o jos dydis padidėja maždaug 100 kartų.

Žvaigždė tampa raudona milžine, o helio degimo fazė trunka apie kelis milijonus metų.

Kas nutiks toliau, priklauso ir nuo žvaigždės masės.

Prie žvaigždžių Vidutinis dydis dėl termobranduolinio helio degimo reakcijos gali sprogti išoriniai žvaigždės sluoksniai ir susiformuoti planetinis ūkas. Žvaigždės šerdis, kurioje sustoja termobranduolinės reakcijos, atšąla ir virsta helio baltąja nykštuke, kurios masė paprastai yra iki 0,5–0,6 Saulės masės, o skersmuo – maždaug Žemės skersmens.

Masyvių ir supermasyvių žvaigždžių (kurių masė yra penkios ar daugiau saulės masės) procesai, vykstantys jų šerdyje, didėjant gravitaciniam suspaudimui, sukelia sprogimą. supernova su milžiniškos energijos išlaisvinimu. Sprogimą lydi didelės žvaigždės medžiagos masės išmetimas į tarpžvaigždinę erdvę. Vėliau ši medžiaga dalyvauja formuojant naujas žvaigždes, planetas ar palydovus. Dėl supernovų visa Visata, o ypač kiekviena galaktika, chemiškai vystosi. Po sprogimo likusi žvaigždės šerdis gali išsivystyti kaip neutroninė žvaigždė (pulsaras), jei žvaigždės vėlyvosios stadijos masė viršija Čandrasekharo ribą (1,44 Saulės masės), arba kaip juodoji skylė, jei žvaigždės masė viršija Oppenheimerio-Volkoffo ribą. (numatomos 2 ,5-3 Saulės masės vertės).

Žvaigždžių evoliucijos procesas Visatoje yra nenutrūkstamas ir cikliškas – senos žvaigždės išnyksta, o jų vietoje užsidega naujos.

Remiantis šiuolaikinėmis mokslinėmis koncepcijomis, iš žvaigždžių materijos susidarė elementai, reikalingi planetoms atsirasti ir gyvybei Žemėje. Nors nėra vieno visuotinai priimto požiūrio į tai, kaip atsirado gyvybė.

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 galėjo matyti Egipto faraonai, tačiau iš tikrųjų visą šį laiką dangaus kūnų fizinių savybių pokyčiai nesustojo nė sekundei. Žvaigždės gimsta, gyvena ir tikrai sensta – žvaigždžių evoliucija vyksta kaip įprasta.

Didžiosios Ursa žvaigždyno žvaigždžių padėtis skiriasi istoriniais laikotarpiais intervale prieš 100 000 metų – mūsų laiku 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. Po šviesaus gimimo seka žvaigždės brandos laikotarpis, kuris neišvengiamai baigiasi dangaus kūno senėjimu ir jo mirtimi.

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

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 sunkus procesas branduolių sintezė, kurios dėka egzistuoja žvaigždė, skleidžianti šilumą ir suteikianti šviesą supančiai erdvei. Žvaigždės gimimo metu susidaro hidrostatinė ir šiluminė pusiausvyra, kurią palaiko jos pačios energijos šaltiniai. Pasibaigus nuostabiai žvaigždžių karjerai, ši pusiausvyra sutrinka. Prasideda daugybė negrįžtamų procesų, kurių 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 greitį įtakoja jų cheminė sudėtis ir tam tikru mastu esami astrofiziniai parametrai – sukimosi greitis ir būsena. magnetinis laukas. 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 gravitacijos 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. Nors žvaigždės žarnyne yra pakankamas kiekis branduolinio kuro, žvaigždė ryškiai šviečia 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 spinduliuoja šiluminė energija, kuris matomas 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 yra maitinamas savo šilumos šaltinių 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 lėtėja.

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

Nors kai kurios sintezės reakcijos pradedamos daugiau žemos temperatūros, 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. Pasiekta pusiausvyra užtikrina ilgą ir ramų gyvenimą žvaigždei, kuri atsiduria 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. Kaip vartojimas branduolinis kuras 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 0,25 M, išliks pagrindinės sekos fazėje dešimtis milijardų metų.

Hertzsprung-Russell diagrama, įvertinanti ryšį tarp žvaigždžių spektro ir jų šviesumo. Diagramos taškai yra žinomų žvaigždžių vietos. 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 daugialypė ir sudėtingas mechanizmas, todėl žvaigždžių evoliucija gali pakrypti 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, cheminė sudėtis objektai 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 persikelia į objekto paviršių. Termobranduolinės sintezės įtakoje apvalkalas plečiasi, tačiau helio šerdies masė didėja. Paprasta žvaigždė virsta raudonu 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, dėl slėgio ir temperatūros padidėjimo prasideda helio sintezė, apimanti visą centrinis regionas objektas. Nuo šio momento žvaigždės temperatūra sparčiai kyla. Pagrindinis bruožas Procesas yra toks, 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.

Saulės tipo pagrindinės sekos žvaigždės ir raudonojo milžino su izotermine helio šerdimi ir sluoksniuota nukleosintezės zona struktūra

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.

Dėl žvaigždžių didelė masė 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). Dėl žlugimo susidaro neutroninė žvaigždė ir sukuriamas energijos srautas 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 materijos nuovargis, ilgai išsekęs branduolinės reakcijos, galima 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. Masės mažėjimas vyksta nuolat, vienoje dalyje mažėja tarpžvaigždinės erdvės tankis kosmosas. 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 materijos virsta vandenilio molekulėmis, Statybinė medžiaga už žvaigždes. 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 tyrinėdami žvaigždžių evoliuciją remiamės tik branduolinės energijos dėsniais, Kvantinė fizika ir termodinamika. Į šio klausimo tyrimą reikėtų įtraukti santykinės tikimybės teoriją, kuri leidžia iškreipti erdvę, leidžiančią transformuoti vieną energiją į kitą, vieną būseną į kitą.