Kiekvienas iš mūsų bent kartą gyvenime pažvelgėme į žvaigždėtą dangų. Kažkas pažvelgė į šį grožį, patirdamas romantiškus jausmus, kitas bandė suprasti, iš kur visas šis grožis. Gyvenimas kosmose, skirtingai nei gyvenimas mūsų planetoje, teka kitu greičiu. Laikas kosminėje erdvėje gyvena savo kategorijomis, atstumai ir dydžiai Visatoje yra milžiniški. Mes retai susimąstome apie tai, kad prieš mūsų akis nuolat vyksta galaktikų ir žvaigždžių evoliucija. Kiekvienas objektas didžiulėje erdvėje yra tam tikrų fizinių procesų padarinys. Galaktikos, žvaigždės ir net planetos turi pagrindinius vystymosi etapus.

Mūsų planeta ir visi esame priklausomi nuo savo žvaigždės. Ar ilgai saulė mus džiugins savo šiluma, įkvėpdama gyvybės Saulės sistemai? Kas mūsų laukia ateityje po milijonų ir milijardų metų? Šiuo atžvilgiu įdomu sužinoti daugiau apie tai, kokie yra astronominių objektų evoliucijos etapai, iš kur atsiranda žvaigždės ir kaip baigiasi šių nuostabių šviesulių gyvenimas naktiniame danguje.

Žvaigždžių kilmė, gimimas ir raida

Žvaigždžių ir planetų, gyvenančių mūsų Paukščių Tako galaktikoje ir visatoje, evoliucija dažniausiai yra gerai ištirta. Kosmose fizikos dėsniai yra nepajudinami, kurie padeda suprasti kosmoso objektų kilmę. Šiuo atveju priimta remtis Didžiojo sprogimo teorija, kuri dabar yra dominuojanti doktrina apie Visatos atsiradimo procesą. Įvykis, sukrėtęs visatą ir nulėmęs visatos formavimąsi, pagal kosminius standartus, yra žaibiškas. Kosmosui akimirkos praeina nuo žvaigždės gimimo iki jos mirties. Dideli atstumai sukuria visatos pastovumo iliuziją. Žvaigždė, įsiliepsnojusi tolumoje, mums šviečia milijardus metų, nors jos gali ir nebebūti.

Galaktikų ir žvaigždžių evoliucijos teorija yra Didžiojo sprogimo teorijos plėtra. Žvaigždžių gimimo ir žvaigždžių sistemų atsiradimo doktrina skiriasi to, kas vyksta, ir laiko rėmu, kurį, skirtingai nuo visos visatos, galima stebėti šiuolaikinėmis mokslo priemonėmis.

Studijuoti žvaigždžių gyvenimo ciklą įmanoma naudojant artimiausios mums žvaigždės pavyzdį. Saulė yra viena iš šimto trilijonų žvaigždžių mūsų regėjimo lauke. Be to, atstumas nuo Žemės iki Saulės (150 milijonų km) suteikia unikalią galimybę ištirti objektą neišeinant iš Saulės sistemos. Gauta informacija leis mums išsamiai suprasti, kaip išsidėsčiusios kitos žvaigždės, kaip greitai šie milžiniški šilumos šaltiniai išsenka, kokie yra žvaigždės vystymosi etapai ir koks bus šio nuostabaus gyvenimo finalas - tylus ir blankus ar putojantis, sprogstamasis.

Po Didžiojo sprogimo mažytės dalelės suformavo tarpžvaigždinius debesis, kurie tapo trilijonų žvaigždžių „motinystės ligonine“. Būdinga tai, kad visos žvaigždės gimė vienu metu dėl susitraukimo ir išsiplėtimo. Kosminių dujų suspaudimas debesyse atsirado dėl jo pačios sunkio jėgos ir panašių procesų, esančių šalia esančiose naujose žvaigždėse. Išsiplėtimas atsirado dėl vidinio tarpžvaigždinių dujų slėgio ir magnetinių laukų dujų debesyje. Debesis laisvai sukosi aplink savo masės centrą.

Po sprogimo susidarę dujų debesys sudaro 98% atominio ir molekulinio vandenilio ir helio. Tik 2% šio masyvo yra 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.

Priešinantis fizinėms jėgoms, vyravo suspaudimo jėgos, nes išlaisvinus energiją gaunama šviesa neprasiskverbia į dujų debesį. Šviesa kartu su dalimi išsiskyrusios energijos plinta į išorę, tankios dujų sankaupos viduje sukuria žemesnę nei nulio temperatūrą ir žemo slėgio zoną. Būdamos tokioje būsenoje, kosminės dujos greitai suspaudžiamos, gravitacinės traukos jėgų įtaka lemia tai, kad dalelės pradeda formuoti žvaigždinę medžiagą. Kai dujų kaupimasis tankus, intensyvus suspaudimas sukelia žvaigždžių sankaupos susidarymą. Kai dujų debesies dydis yra mažas, suspaudus susidaro viena žvaigždė.

Trumpai apibūdinant tai, kas vyksta, būsima žvaigždė išgyvena du etapus - greitą ir lėtą suspaudimą iki protostaro būsenos. Paprasta ir suprantama kalba, greitas suspaudimas yra žvaigždės materijos kritimas link protostaro centro. Lėtas suspaudimas vyksta jau susiformavusio protostaro centro fone. Per ateinančius šimtus tūkstančių metų naujas darinys sumažėja, o jo tankis padidėja milijonus kartų. Pamažu dėl didelio žvaigždžių materijos tankio protostaras tampa nepermatomas, o vykstantis suspaudimas paleidžia vidinių reakcijų mechanizmą. Padidėjęs vidinis slėgis ir temperatūra lemia būsimo savo svorio centro žvaigždės susidarymą.

Tokioje būsenoje protostaras išlieka milijonus metų, lėtai atiduodamas šilumą ir palaipsniui mažėdamas, mažėdamas. Todėl naujos žvaigždės kontūrai yra nubrėžti, o jos materijos tankis tampa palyginamas su vandens tankiu.

Vidutinis mūsų žvaigždės tankis yra 1,4 kg / cm3 - beveik toks pat, kaip vandens tankis druskingoje Negyvojoje jūroje. Centre Saulės tankis yra 100 kg / cm3. Žvaigždžių medžiaga yra ne skystoje būsenoje, o plazmos pavidalu.

Veikiant didžiuliam slėgiui ir maždaug 100 milijonų K temperatūrai, prasideda vandenilio ciklo termobranduolinės reakcijos. Spaudimas sustoja, objekto masė padidėja, kai sunkio energija virsta termobranduoliniu vandenilio degimu. Nuo šios akimirkos naujoji žvaigždė, skleisdama energiją, pradeda prarasti masę.

Aukščiau pateikta žvaigždės formavimosi versija yra tik primityvi diagrama, apibūdinanti pradinį žvaigždės evoliucijos ir gimimo etapą. Šiandien tokie procesai mūsų galaktikoje ir visatoje praktiškai nematomi dėl intensyvaus žvaigždės medžiagos išeikvojimo. Per visą sąmoningą mūsų Galaktikos stebėjimų istoriją buvo pastebėtos tik kelios naujos žvaigždės. Visatos mastu šis skaičius gali būti padidintas šimtus ir tūkstančius kartų.

Didžiąją gyvenimo dalį protostarus nuo žmogaus akies slepia dulkėtas apvalkalas. Spindulį iš šerdies galima stebėti tik infraraudonųjų spindulių diapazone, o tai yra vienintelis būdas pamatyti žvaigždės gimimą. Pavyzdžiui, 1967 m. Oriono ūke astrofizikai rado naują žvaigždę infraraudonųjų spindulių diapazone, kurios radiacijos temperatūra buvo 700 laipsnių Kelvino. Vėliau paaiškėjo, kad protostarų gimtinė yra kompaktiški šaltiniai, kurie yra ne tik mūsų galaktikoje, bet ir kituose Visatos kampuose, esančiuose toli nuo mūsų. Be infraraudonosios spinduliuotės, naujų žvaigždžių gimtines žymi intensyvūs radijo signalai.

Studijų procesas ir žvaigždžių evoliucijos diagrama

Visą žvaigždžių pažinimo procesą galima apytiksliai suskirstyti į kelis etapus. Pačioje pradžioje turėtumėte nustatyti atstumą iki žvaigždės. Informacija apie tai, kaip toli nuo mūsų yra žvaigždė, kiek laiko nuo jos eina šviesa, leidžia suprasti, kas žvaigždei nutiko per šį laiką. Po to, kai žmogus išmoko matuoti atstumą iki tolimų žvaigždžių, paaiškėjo, kad žvaigždės yra tos pačios saulės, tik skirtingo dydžio ir skirtingo likimo. Žinant atstumą iki žvaigždės, termobranduolinis žvaigždės susiliejimo procesas gali būti atsekti pagal šviesos lygį ir išskiriamos energijos kiekį.

Nustačius atstumą iki žvaigždės, galite naudoti spektrinę analizę, kad apskaičiuotumėte žvaigždės cheminę sudėtį ir sužinotumėte jos struktūrą bei amžių. Spektrografo atsiradimo dėka mokslininkai galėjo ištirti žvaigždžių šviesos pobūdį. Šis prietaisas gali nustatyti ir išmatuoti žvaigždės medžiagos, kurią žvaigždė turi skirtinguose savo gyvavimo etapuose, dujų sudėtį.

Tyrinėdami 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 yra kilę iš tos pačios materijos, kuri atsirado dėl Didžiojo sprogimo.

Žvaigždžių medžiaga susideda iš tų pačių cheminių elementų (iki geležies) kaip ir mūsų planeta. Skirtumas yra tik tam tikrų elementų kiekis ir procesai, vykstantys Saulėje ir žemės danguje. Tai ir išskiria žvaigždes nuo kitų visatos objektų. Žvaigždžių kilmė taip pat turėtų būti vertinama kitos fizinės disciplinos - kvantinės mechanikos - kontekste. Pagal šią teoriją žvaigždinę medžiagą lemianti materija susideda iš nuolat dalijamų atomų ir elementariųjų dalelių, kurios sukuria savo mikrokosmosą. Šioje šviesoje domina žvaigždžių struktūra, sudėtis, struktūra ir raida. Kaip paaiškėjo, didžioji dalis mūsų ir daugelio kitų žvaigždžių yra tik du elementai - vandenilis ir helis. Teorinis modelis, apibūdinantis žvaigždės struktūrą, leis suprasti jų struktūrą ir pagrindinį skirtumą nuo kitų kosminių objektų.

Pagrindinis bruožas yra tas, kad daugelis Visatos objektų turi tam tikrą dydį ir formą, tuo tarpu žvaigždė, vystydamasi, gali pakeisti dydį. Karštos dujos yra laisvai sujungtų atomų derinys. Milijonus metų nuo žvaigždės susidarymo prasideda žvaigždžių medžiagos paviršiaus sluoksnio aušinimas. Žvaigždė atiduoda didžiąją dalį savo energijos į kosmosą, mažėja arba didėja. Šilumos ir energijos perdavimas iš žvaigždės vidaus į paviršių daro įtaką radiacijos intensyvumui. Kitaip tariant, viena ir ta pati žvaigždė skirtingais savo gyvavimo laikotarpiais atrodo skirtingai. Termobranduoliniai procesai, pagrįsti vandenilio ciklo reakcijomis, skatina lengvųjų vandenilio atomų virtimą sunkesniais elementais - heliu ir anglimi. Astrofizikų ir branduolinių mokslininkų teigimu, tokia termobranduolinė reakcija yra efektyviausia pagal susidarančios šilumos kiekį.

Kodėl termobranduolinė branduolių sintezė nesibaigia sprogus tokiam reaktoriui? Reikalas tas, kad jame esančios gravitacijos lauko jėgos gali išlaikyti žvaigždės medžiagą stabilizuotame tūryje. Iš to galima padaryti nedviprasmišką išvadą: bet kuri žvaigždė yra masyvus kūnas, išlaikantis savo dydį dėl svorio jėgų ir termobranduolinių reakcijų energijos pusiausvyros. Šio idealaus natūralaus dizaino rezultatas yra šilumos šaltinis, galintis veikti ilgą laiką. Manoma, kad pirmosios gyvybės formos Žemėje atsirado prieš 3 milijardus metų. Saulė tais tolimais laikais šildė mūsų planetą taip pat, kaip ir dabar. Todėl mūsų žvaigždė mažai pasikeitė, nepaisant to, kad spinduliuojamos šilumos ir saulės energijos mastai yra milžiniški - daugiau nei 3-4 milijonai tonų kas sekundę.

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

Žvaigždžių evoliucijos etapai

Žvaigždės likimas priklauso nuo pradinės žvaigždės masės ir jos cheminės sudėties. Nors pagrindinės vandenilio atsargos yra sutelktos šerdyje, žvaigždė lieka vadinamojoje pagrindinėje sekoje. Kai tik pastebima tendencija didėti žvaigždės dydžiui, tai reiškia, kad pagrindinis termobranduolinės sintezės šaltinis išdžiūvo. Prasidėjo ilgas dangaus kūno virsmo paskutinis kelias.

Visatoje susiformavę šviestuvai iš pradžių skirstomi į tris labiausiai paplitusius tipus:

• normalios žvaigždės (geltoni nykštukai);
• nykštukinės žvaigždės;
• milžiniškos žvaigždės.

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

Jiems priklauso dauguma tokių Visatos žvaigždžių ir mūsų žvaigždė - geltonasis nykštukas. Prasidėjus senatvei, geltonasis nykštukas tampa raudonu milžinu arba supergigantu.

Remiantis žvaigždžių atsiradimo teorija, žvaigždžių formavimosi procesas Visatoje nėra baigtas. Ryškiausios žvaigždės mūsų galaktikoje yra ne tik didžiausios, palyginti su Saule, bet ir jauniausios. Astrofizikai ir astronomai šias žvaigždes vadina mėlynomis supergigantėmis. Galų gale jų laukia tas pats likimas, kurį patiria trilijonai kitų žvaigždžių. Pirma, greitas gimimas, puikus ir karštas gyvenimas, po kurio prasideda lėtos skilimo laikotarpis. Tiek didelių kaip Saulė žvaigždžių gyvenimo ciklas pagrindinėje sekoje (viduryje).

Naudojant duomenis apie žvaigždės masę, galima spręsti apie jos evoliucijos kelią. Aiškus šios teorijos pavyzdys yra mūsų žvaigždės evoliucija. Niekas nėra amžinas. Dėl termobranduolinės sintezės vandenilis virsta heliu, todėl jo pradinės atsargos sunaudojamos ir sumažėja. Kažkada, labai greitai, šios atsargos baigsis. Sprendžiant iš to, kad mūsų Saulė ir toliau šviečia daugiau nei 5 milijardus metų, nekeičiant jos dydžio, brandus žvaigždės amžius vis tiek gali trukti maždaug tą patį laikotarpį.

Išeikvojus vandenilio atsargas, gravitacijos įtakoje saulės šerdis pradės greitai susitraukti. Šerdies tankis taps labai didelis, todėl termobranduoliniai procesai pereis į greta šerdies esančius sluoksnius. Ši būklė vadinama žlugimu, kurį gali sukelti termobranduolinių reakcijų perėjimas viršutiniuose žvaigždės sluoksniuose. Dėl aukšto slėgio, dalyvaujant heliui, suveikia termobranduolinės reakcijos.

Vandenilio ir helio atsargos šioje žvaigždės dalyje išliks dar milijonus metų. Netrukus išeikvojus vandenilio atsargas, padidės radiacijos intensyvumas, padidės gaubto ir pačios žvaigždės dydis. Todėl mūsų Saulė taps labai didelė. Jei įsivaizduosime šį paveikslą po dešimčių milijardų metų, tai vietoj akinančio ryškaus disko danguje pakabins karštą raudoną gigantiškų matmenų diską. Raudoni milžinai yra natūrali žvaigždės evoliucijos fazė, jos pereinamoji būsena į kintančių žvaigždžių kategoriją.

Dėl tokios transformacijos atstumas nuo Žemės iki Saulės bus sumažintas, todėl Žemė pateks į saulės vainiko įtakos zoną ir pradės joje „kepti“. Temperatūra planetos paviršiuje padidės dešimteriopai, dėl ko išnyks atmosfera ir išgarins vanduo. Dėl to planeta virs negyva uolėta dykuma.

Paskutiniai žvaigždžių evoliucijos etapai

Pasiekusi raudonos milžinės fazę, gravitacinių procesų įtakoje įprasta žvaigždė tampa baltu nykštuku. Jei žvaigždės masė yra maždaug lygi mūsų Saulės masei, visi pagrindiniai joje vykstantys procesai vyks ramiai, be impulsų ir sprogstamųjų reakcijų. Baltasis nykštukas ilgai mirs, degdamas pelenais.

Tais atvejais, kai žvaigždė iš pradžių buvo 1,4 karto didesnė už Saulės masę, baltasis nykštukas nebus paskutinis etapas. Žvaigždės viduje esant didelei masei, žvaigždžių medžiagos tankinimo procesai prasideda atominiu, molekuliniu lygiu. Protonai virsta neutronais, žvaigždės tankis didėja, jos dydis sparčiai mažėja.

Mokslui žinomų neutronų žvaigždžių skersmuo yra 10–15 km. Esant tokiam mažam dydžiui, neutronų žvaigždė turi milžinišką masę. Vienas kubinis centimetras žvaigždžių gali sverti milijardus tonų.

Tuo atveju, jei iš pradžių susidūrėme su didelės masės žvaigžde, paskutinis evoliucijos etapas įgauna kitas formas. Masyvios žvaigždės likimas yra juodoji skylė - objektas, kurio pobūdis netirtas ir nenuspėjamas elgesys. Didžiulė žvaigždės masė padidina gravitacines jėgas, lemiančias gniuždymo jėgas. Šio proceso sustabdyti neįmanoma. Medžiagos tankis auga, kol virsta begalybe, formuodamas vienaskaitos erdvę (Einšteino reliatyvumo teorija). Tokios žvaigždės spindulys ilgainiui taps nulis ir taps juodąja skylute kosminėje erdvėje. Juodųjų skylių būtų žymiai daugiau, jei didžiąją kosmoso erdvę užimtų masyvios ir supermasyvios žvaigždės.

Reikėtų pažymėti, kad kai raudonasis milžinas transformuojasi į neutroninę žvaigždę arba juodąją skylę, Visata gali patirti unikalų reiškinį - naujo kosminio objekto gimimą.

Supernovos gimimas yra įspūdingiausias paskutinis žvaigždžių evoliucijos etapas. Čia veikia prigimtinis gamtos dėsnis: nutraukus vieno kūno egzistavimą, atsiranda naujas gyvenimas. Tokio ciklo kaip gimimas supernovoje laikotarpis daugiausia susijęs su didžiulėmis žvaigždėmis. Išleistos vandenilio atsargos lemia tai, kad helis ir anglis yra termobranduolinio sintezės procese. Dėl šios reakcijos slėgis vėl pakyla, o žvaigždės centre susidaro geležinė šerdis. Veikiant stipriausioms gravitacinėms jėgoms, masės centras pasislenka į centrinę žvaigždės dalį. Šerdis tampa tokia sunki, kad negali atlaikyti savo jėgų. Dėl to prasideda greitas branduolio išsiplėtimas, dėl kurio įvyksta momentinis sprogimas. Supernovos gimimas yra sprogimas, siaubingos jėgos smūgio banga, ryškus blyksnis didžiulėse Visatos platybėse.

Reikėtų pažymėti, kad mūsų Saulė nėra masyvi žvaigždė, todėl toks likimas jai negresia, ir mūsų planeta neturėtų bijoti tokios pabaigos. Daugeliu atvejų supernovos sprogimai įvyksta tolimose galaktikose, o tai paaiškina jų gana retą aptikimą.

Pagaliau

Žvaigždžių evoliucija yra keliasdešimt milijardų metų trunkantis procesas. Mūsų vykstančių procesų idėja yra tik matematinis ir fizinis modelis, teorija. Antžeminis laikas yra tik akimirka didžiuliame laiko cikle, kuriuo gyvena mūsų Visata. Mes galime tik stebėti, kas įvyko prieš milijardus metų, ir atspėti, su kuo gali susidurti kitos žemiečių kartos.

Jei turite klausimų, palikite juos komentaruose po straipsniu. Mes ar mūsų lankytojai mielai atsakysime į juos

Termobranduolinė sintezė žvaigždžių žarnose

Šiuo metu žvaigždėms, kurių masė yra didesnė nei 0,8 karto didesnė už Saulės masę, šerdis tampa skaidri spinduliuotei, o spinduliuojantis energijos perdavimas šerdyje vyraus, o viršutinis gaubtas išlieka konvekcinis. Niekas tiksliai nežino, kurios mažesnės masės žvaigždės patenka į pagrindinę seką, nes laikas, kurį šios žvaigždės praleido jaunų kategorijoje, viršija Visatos amžių. Visos mūsų idėjos apie šių žvaigždžių evoliuciją yra pagrįstos skaitmeniniais skaičiavimais.

Žvaigždei mažėjant, degeneruotų elektronų dujų slėgis pradeda didėti, o esant tam tikram žvaigždės spinduliui, šis slėgis sustabdo centrinės temperatūros padidėjimą ir tada pradeda ją mažinti. Mažesnėms nei 0,08 žvaigždėms tai pasirodo lemtinga: branduolinių reakcijų metu išsiskyrusios energijos niekada nepakaks radiacijos sąnaudoms padengti. Tokios žvaigždės po žeme vadinamos rudaisiais nykštukais, o jų likimas yra nuolatinis suspaudimas, kol degeneruotų dujų slėgis jį sustabdo, o po to laipsniškas aušinimas nutraukiant visas branduolines reakcijas.

Jaunos vidutinės masės žvaigždės

Jaunos vidutinės masės žvaigždės (nuo 2 iki 8 saulės masės) kokybiškai vystosi taip pat, kaip ir mažesnės jų seserys, išskyrus tai, kad jos neturi konvekcinių zonų iki pagrindinės sekos.

Šio tipo objektai siejami su vadinamuoju. „Herbit“ žvaigždės Ae \\ būti kaip netaisyklingi spektrinio tipo B-F5 kintamieji. Jie taip pat turi bipolinius reaktyvinius diskus. Ištekėjimo greitis, skaistis ir efektyvi temperatūra yra žymiai didesni nei τ Jautis, todėl jie efektyviai šildo ir išsklaido protostellar debesies likučius.

Jaunos žvaigždės, kurių masė didesnė nei 8 saulės masės

Tiesą sakant, tai jau normalios žvaigždės. Kol kaupėsi hidrostatinės šerdies masė, žvaigždei pavyko praleisti visus tarpinius etapus ir sušildyti branduolines reakcijas tiek, kad jos kompensuotų radiacijos nuostolius. Šių žvaigždžių masės nutekėjimas yra toks didelis, kad jis ne tik sustabdo likusių išorinių regionų žlugimą, bet ir nustumia juos atgal. Taigi, susiformavusios žvaigždės masė yra pastebimai mažesnė už protostellarinio debesies masę. Labiausiai tikėtina, kad tai paaiškina didesnių nei 100-200 saulės masių žvaigždžių nebuvimą mūsų galaktikoje.

Žvaigždės gyvenimo vidurys

Tarp susiformavusių žvaigždžių yra didžiulė spalvų ir dydžių įvairovė. Spektrinio tipo jos svyruoja nuo karšto mėlyno iki šaltai raudono, masės - nuo 0,08 iki daugiau nei 200 saulės masių. Žvaigždės šviesumas ir spalva priklauso nuo jos paviršiaus temperatūros, kurią, savo ruožtu, lemia jos masė. Visos naujos žvaigždės „užima savo vietą“ pagrindinėje sekoje pagal savo cheminę sudėtį ir masę. Mes nekalbame apie fizinį žvaigždės judėjimą - tik apie jo padėtį nurodytoje diagramoje, atsižvelgiant į žvaigždės parametrus. Tai yra, mes iš tikrųjų kalbame tik apie žvaigždės parametrų pakeitimą.

Kas vėl vyks ateityje, priklauso nuo žvaigždės masės.

Vėlesni metai ir žvaigždžių mirtis

Senos žvaigždės su maža mase

Iki šiol nėra žinoma, kas nutiks šviesos žvaigždėms išeikvojus vandenilio atsargas. Kadangi visatos amžius yra 13,7 milijardo metų, to nepakanka norint išeikvoti vandenilio kuro atsargas, šiuolaikinės teorijos yra pagrįstos tokiose žvaigždėse vykstančių procesų kompiuteriniu modeliavimu.

Kai kurios žvaigždės gali sintetinti helį tik kai kuriuose aktyviuose regionuose, o tai sukelia nestabilumą ir stiprų saulės vėją. Šiuo atveju planetinis ūkas nesusidaro, o žvaigždė tik išgaruoja, tampa dar mažesnė už rudą nykštuką.

Tačiau žvaigždė, kurios masė mažesnė nei 0,5 saulės masės, niekada negalės sintetinti helio net ir po to, kai branduolyje sustos reakcijos, kuriose dalyvaus vandenilis. Jų žvaigždžių apvalkalas nėra pakankamai masyvus, kad įveiktų šerdies sukeliamą slėgį. Tarp šių žvaigždžių yra raudonieji nykštukai (pvz., „Proxima Centauri“), gyvenantys pagrindine seka šimtus milijardų metų. Pasibaigus termobranduolinėms reakcijoms jų branduolyje, jie, palaipsniui atvėsdami, ir toliau silpnai skleis elektromagnetinio spektro infraraudonųjų spindulių ir mikrobangų krosnelėse.

Vidutinės žvaigždės

Kai žvaigždė pasiekia vidutinį raudonos milžinės fazės dydį (nuo 0,4 iki 3,4 saulės masės), jos išoriniai sluoksniai toliau plečiasi, šerdis susitraukia ir prasideda anglies sintezės reakcijos iš helio. Susiliejimas išleidžia daug energijos, suteikdamas žvaigždei laikiną atokvėpį. Žvaigždei, kurios dydis yra panašus į Saulę, šis procesas gali trukti apie milijardą metų.

Dėl išsiskiriančios energijos kiekio žvaigždė išgyvena nestabilumo laikotarpius, kurie apima dydžio, paviršiaus temperatūros ir energijos išsiskyrimo pokyčius. Energijos išsiskyrimas nukreiptas žemo dažnio spinduliuotės link. Visa tai lydi didėjantys masės nuostoliai dėl stipraus saulės vėjo ir intensyvių pulsacijų. Šios fazės žvaigždės yra pavadintos vėlyvojo tipo žvaigždės, OH -IR žvaigždės arba į pasaulį panašios žvaigždės, atsižvelgiant į tikslius jų bruožus. Išmetamose dujose yra gana daug sunkiųjų elementų, susidarančių žvaigždės viduje, tokių kaip deguonis ir anglis. Dujos suformuoja besiplečiantį apvalkalą ir atvėsta tolydamos nuo žvaigždės, leisdamos susidaryti dulkių dalelėms ir molekulėms. Tokiuose gaubtuose esanti stipri centrinės žvaigždės infraraudonoji spinduliuotė sudaro idealias sąlygas maserių aktyvacijai.

Helio degimo reakcijos yra labai jautrios temperatūrai. Tai kartais sukelia didelį nestabilumą. Vyksta smurtiniai pulsavimai, kurie galiausiai suteikia pakankamai kinetinės energijos išoriniams sluoksniams, kad būtų išstumti ir virstų planetiniu ūku. Ūko centre lieka žvaigždės šerdis, kuri, atvėsdama, virsta baltuoju helio nykštuku, kurio masė paprastai siekia iki 0,5–0,6 saulės ir kurio skersmuo yra lygus Žemės skersmeniui.

Balti nykštukai

Didžioji dauguma žvaigždžių, įskaitant Saulę, baigia savo evoliuciją ir susitraukia tol, kol išsigimusių elektronų slėgis subalansuoja gravitaciją. Šioje būsenoje, kai žvaigždės dydis sumažėja šimtą kartų, o tankis tampa milijoną kartų didesnis nei vandens, žvaigždė vadinama balta nykštuke. Jame nėra energijos šaltinių ir, palaipsniui atvėsta, tampa tamsu ir nematoma.

Masyvesnėse nei Saulė žvaigždėse degeneruotų elektronų slėgis negali sulaikyti šerdies, ir jis tęsiasi tol, kol dauguma dalelių virsta neutronais, supakuotais taip sandariai, kad žvaigždės dydis matuojamas kilometrais, o tankis yra 100 milijonų kartų didesnis už tankį vandens. Toks objektas vadinamas neutronine žvaigžde; jo pusiausvyrą palaiko degeneruotos neutroninės medžiagos slėgis.

Supermasyvios žvaigždės

Po to, kai išoriniai žvaigždės sluoksniai, kurių masė didesnė nei penkios saulės masės, išsibarstę suformuos raudoną milžiną, dėl gravitacinių jėgų šerdis pradeda trauktis. Vykstant suspaudimui, temperatūra ir tankis didėja ir prasideda nauja termobranduolinių reakcijų seka. Tokiose reakcijose sintetinami sunkieji elementai, kurie laikinai sulaiko branduolio žlugimą.

Galiausiai, susidarant vis sunkesniems periodinės lentelės elementams, geležis -56 sintetinama iš silicio. Iki šio momento elementų sintezė išskyrė daug energijos, tačiau būtent geležies -56 branduolys turi didžiausią masės defektą, o sunkesnių branduolių susidarymas yra nepalankus. Todėl, kai geležies žvaigždės šerdis pasiekia tam tikrą vertę, joje esantis slėgis nebepajėgia atsilaikyti prieš milžinišką gravitacijos jėgą, o neutronizuojant jos materiją įvyksta greitas šerdies žlugimas.

Kas bus toliau, nėra visiškai aišku. Bet koks jis bebūtų, jis per kelias sekundes sukelia neįtikėtinos galios supernovos sprogimą.

Pridedamas neutrino sprogimas sukelia smūgio bangą. Stiprios neutrinų srovės ir besisukantis magnetinis laukas išstumia didžiąją dalį žvaigždės sukauptos medžiagos - vadinamuosius sėdimuosius elementus, įskaitant geležį ir lengvesnius elementus. Sklaidančią medžiagą bombarduoja iš branduolio išstumti neutronai, užfiksuodami juos ir taip sukurdami sunkesnių už geležį, įskaitant radioaktyviuosius, elementus iki urano (ir galbūt net iki kalifornio). Taigi supernovos sprogimai paaiškina, kad tarpžvaigždinėje medžiagoje yra sunkesnių už geležį elementų.

Sprogimo banga ir neutrinų srautai išneša medžiagą iš mirštančios žvaigždės į tarpžvaigždinę erdvę. Vėliau, judėdama kosmose, ši supernovos medžiaga gali susidurti su kitomis kosminėmis šiukšlėmis ir galbūt dalyvauti formuojant naujas žvaigždes, planetas ar palydovus.

Procesai, vykstantys formuojantis supernovai, vis dar tiriami, o kol kas nėra aiškumo šiuo klausimu. Taip pat abejotina, kas iš tikrųjų liko iš pradinės žvaigždės. Tačiau svarstomi du variantai:

Neutroninės žvaigždės

Yra žinoma, kad kai kuriose supernovose esanti stipri gravitacija supergiganto viduje verčia elektronus nukristi ant atomo branduolio, kur jie susilieja su protonais ir susidaro neutronai. Išnyksta šalia esančius branduolius skiriančios elektromagnetinės jėgos. Žvaigždės šerdis dabar yra tankus atominių branduolių ir atskirų neutronų kamuolys.

Tokios žvaigždės, žinomos kaip neutroninės žvaigždės, yra itin mažos - ne daugiau kaip didelio miesto dydžio - ir turi neįsivaizduojamai didelį tankį. Jų revoliucijos laikotarpis tampa labai trumpas, nes žvaigždės dydis mažėja (dėl kampinio impulso išsaugojimo). Kai kurie daro 600 apsisukimų per sekundę. Kai ašis, jungianti šios greitai besisukančios žvaigždės šiaurės ir pietų magnetinius polius, nukreipta į Žemę, galima užfiksuoti radiacijos impulsą, besikartojantį tarpais, lygiais žvaigždės apsisukimo periodui. Tokios neutroninės žvaigždės buvo vadinamos „pulsarais“ ir tapo pirmosiomis atrastomis neutronų žvaigždėmis.

Juodosios skylės

Ne visos supernovos tampa neutroninėmis žvaigždėmis. Jei žvaigždė turi pakankamai didelę masę, žvaigždės griūtis tęsis ir patys neutronai pradės kristi į vidų, kol jos spindulys taps mažesnis nei Schwarzschildo spindulys. Po to žvaigždė tampa juoda skylė.

Juodųjų skylių egzistavimą numatė bendrasis reliatyvumas. Remiantis bendruoju reliatyvumu, materija ir informacija jokiomis sąlygomis negali palikti juodosios skylės. Tačiau kvantinė mechanika daro galimas šios taisyklės išimtis.

Liko keletas atvirų klausimų. Vyriausiasis tarp jų: \u200b\u200b"Ar apskritai yra juodųjų skylių?" Iš tiesų, norint tiksliai pasakyti, kad tam tikras objektas yra juodoji skylė, būtina stebėti jo įvykių horizontą. Visi bandymai tai padaryti baigėsi nesėkme. Bet vis dar yra vilties, nes kai kurių objektų negalima paaiškinti nepritraukiant akrecijos, o akumuliacija - objektui be kieto paviršiaus, tačiau pats juodųjų skylių egzistavimas to neįrodo.

Klausimai taip pat atviri: ar įmanoma žvaigždei nugriūti tiesiai į juodąją skylę, aplenkiant supernovą? Ar yra supernovų, kurios vėliau taps juodosiomis skylėmis? Koks yra tikslus pradinės žvaigždės masės poveikis objektų susidarymui jos gyvenimo ciklo pabaigoje?

Nors žvaigždės žmogaus amžiuje atrodo amžinos, jos, kaip ir viskas gamtoje, gimsta, gyvena ir miršta. Pagal visuotinai priimtą dujų ir dulkių debesies hipotezę žvaigždė gimsta dėl gravitacinio suspaudimo tarpžvaigždiniame dujų ir dulkių debesyje. Sutankėjus tokiam debesiui, jis pirmiausia susidaro protostar,temperatūra jo centre nuolat auga, kol pasiekia ribą, reikalingą dalelių šiluminio judėjimo greičiui viršyti ribą, po kurios protonai sugeba įveikti abipusio elektrostatinio atstūmimo makroskopines jėgas ( cm. Coulombo dėsnis) ir vykdo termobranduolinę sintezės reakciją ( cm. Branduolio irimas ir sintezė).

Dėl keturių protonų daugiapakopės termobranduolinės sintezės reakcijos galiausiai susidaro helio branduolys (2 protonai + 2 neutronai) ir išsiskiria visas įvairių elementariųjų dalelių fontanas. Galutinėje būsenoje - visa susidariusių dalelių masė mažesnis keturių pradinių protonų masės, o tai reiškia, kad reakcijos metu išsiskiria laisva energija ( cm. Reliatyvumo teorija). Dėl to naujagimės žvaigždės vidinė šerdis greitai įkaista iki itin aukštos temperatūros, o energijos perteklius pradeda purkšti link jos mažiau karšto paviršiaus - ir lauk. Tuo pačiu metu slėgis žvaigždės centre pradeda didėti ( cm. Ideali dujų būsenos lygtis). Taigi, „degdama“ vandenilį termobranduolinės reakcijos metu, žvaigždė neleidžia gravitacinės traukos jėgoms susispausti į supertankią būseną, priešinantis nuolat atsinaujinantį vidinį šiluminį slėgį gravitaciniam žlugimui, dėl kurio atsiranda stabili energijos pusiausvyra. Sakoma, kad žvaigždės, esančios vandenilio aktyvaus degimo etape, yra savo gyvenimo ciklo arba evoliucijos „pagrindinėje fazėje“ ( cm. Hertzsprung-Russell diagrama). Vadinamas kai kurių cheminių elementų virsmas kitais žvaigždės viduje branduolio sintezė arba nukleosintezė.

Ypač apie 5 milijardus metų Saulė aktyvioje nukleosintezės procese buvo aktyvioje vandenilio deginimo stadijoje, o vandenyje esančių vandenilio atsargų jos tęsimui mūsų žvaigždei turėtų pakakti dar 5,5 milijardo metų. Kuo žvaigždė masyvesnė, tuo daugiau jos turi vandenilio kuro, tačiau, norėdama neutralizuoti gravitacinio žlugimo jėgas, ji turi deginti vandenilį intensyvumu, viršijančiu vandenilio atsargų augimo greitį, didėjant žvaigždės masei. Taigi kuo masyvesnė žvaigždė, tuo trumpesnis jos gyvenimo laikas, nulemtas vandenilio atsargų išeikvojimo, ir didžiausios žvaigždės tiesiogine prasme perdegia per „kai kuriuos“ dešimtis milijonų metų. Kita vertus, mažiausios žvaigždės gyvena „patogiai“ šimtus milijardų metų. Taigi tokiu mastu mūsų Saulė priklauso „stipriems viduriniams valstiečiams“.

Tačiau anksčiau ar vėliau bet kuri žvaigždė sunaudos visą vandenilį, kurį galima deginti savo termobranduolinėje krosnyje. Kas toliau? Tai priklauso ir nuo žvaigždės masės. Saulė (ir visos žvaigždės, kurių masė neviršija aštuonių kartų), mano gyvenimą baigia labai banaliai. Senstant vandenilio atsargoms žvaigždės viduje, gravitacijos suspaudimo jėgos, kantriai laukiančios šios valandos nuo pat žvaigždės gimimo momento, pradeda įgyti viršenybę - ir jų įtakoje žvaigždė pradeda mažėti ir storėti. Šis procesas turi dvejopą poveikį: temperatūra aplink žvaigždės šerdį esančiuose sluoksniuose pakyla iki tokio lygio, kai jame esantis vandenilis galutinai pereina termobranduolinę sintezės reakciją, susidarant heliui. Tuo pačiu metu temperatūra pačioje šerdyje, kurią dabar sudaro beveik vienas helis, pakyla tiek, kad pats helis - savotiškas mirštančios pirminės nukleosintezės reakcijos „pelenai“ - pereina į naują termobranduolinės sintezės reakciją: iš trijų helio branduolių susidaro vienas anglies branduolys. Ši antrinė termobranduolinės sintezės reakcija, kurią skatina pirminės reakcijos produktai, yra vienas pagrindinių žvaigždžių gyvavimo ciklo momentų.

Antriniam helio degimui žvaigždės šerdyje išsiskiria tiek energijos, kad žvaigždė pažodžiui pradeda tinti. Visų pirma Saulės apvalkalas šiame gyvenimo etape išsiplės už Veneros orbitos. Tokiu atveju bendra žvaigždės spinduliuotės energija išlieka maždaug tame pačiame lygyje, kaip ir pagrindiniame jos gyvenimo etape, tačiau kadangi ši energija dabar spinduliuojama per daug didesnį paviršiaus plotą, išorinis žvaigždės sluoksnis atvėsta iki raudonos spektro dalies. Žvaigždė virsta raudonas milžinas.

Saulės klasės žvaigždėms išeikvojus kurą, tiekiantį antrinę nukleosintezės reakciją, vėl prasideda gravitacinio žlugimo stadija - šįkart paskutinė. Temperatūra šerdyje nebegali pakilti iki lygio, reikalingo kitam termobranduolinės reakcijos lygiui pradėti. Todėl žvaigždė susitraukia tol, kol gravitacinės traukos jėgas subalansuos kitas jėgos barjeras. Jo vaidmuo yra degeneracinių elektronų dujų slėgis(cm. Chandrasekharo riba). Elektronai, kurie iki šio etapo vaidino bedarbių statistų vaidmenį žvaigždės evoliucijoje, nedalyvaudami branduolio sintezės reakcijose ir laisvai judėdami tarp branduolių sintezės procese, tam tikru suspaudimo etapu atima „gyvenamąją erdvę“ ir pradeda „priešintis“ tolesniam žvaigždės gravitaciniam suspaudimui. Žvaigždės būsena stabilizuojasi, ji virsta degeneratu baltasis nykštukas,kuris spinduliuos likutinę šilumą į kosmosą, kol ji visiškai atvės.

Masyvesnėms už Saulę žvaigždžių pabaiga bus kur kas įspūdingesnė. Sudeginus helį, jų masė suspaudžiama, atrodo, yra pakankama, kad šerdis ir apvalkalas būtų sušildyti iki temperatūros, reikalingos kitoms nukleosintezės reakcijoms sukelti - anglies, tada silicio, magnio - ir t. T., Augant branduolio masėms. Be to, kiekvienos naujos žvaigždės šerdies reakcijos pradžioje ankstesnė tęsiasi savo gaubte. Tiesą sakant, visi cheminiai elementai iki geležies, iš kurių susideda Visata, susidarė būtent dėl \u200b\u200bnukleosintezės mirštančių šio tipo žvaigždžių gylyje. Bet geležis yra riba; jis negali būti naudojamas kaip branduolio sintezės ar skilimo reakcijos kuras esant bet kokiai temperatūrai ir slėgiui, nes išorinis energijos srautas reikalingas tiek jo skilimui, tiek papildomų nukleonų pridėjimui. Dėl to masyvi žvaigždė palaipsniui savyje kaupia geležies šerdį, kuri negali būti naudojama kaip kuras bet kokioms kitoms branduolinėms reakcijoms.

Kai tik temperatūra ir slėgis branduolio viduje pasiekia tam tikrą lygį, elektronai pradeda sąveikauti su geležies branduolių protonais, todėl susidaro neutronai. Ir per labai trumpą laiką - kai kurie teoretikai mano, kad tai užtrunka kelias sekundes - per visą ankstesnę žvaigždės evoliuciją laisvi elektronai tiesiogine prasme ištirpsta geležies branduolių protonuose, visa žvaigždės šerdies materija virsta ištisine neutronų krūva ir pradeda greitai susitraukti gravitacinės žlugimo metu. , nes priešingas degeneruotų elektronų dujų slėgis nukrenta iki nulio. Išorinis žvaigždės apvalkalas, iš kurio išmušama bet kokia atrama, griūva link centro. Sugriuvusio išorinio apvalkalo ir neutrono šerdies susidūrimo energija yra tokia didelė, kad ji labai greitai atšoka ir išsibarsto iš šerdies į visas puses - ir žvaigždė tiesiogine to žodžio prasme sprogsta aklinoje blyksnyje. supernova žvaigždžių... Per kelias sekundes, sprogus supernovai, į kosmosą gali būti išleidžiama daugiau energijos nei visos galaktikos žvaigždės per tą patį laiką.

Po supernovos sprogimo ir apvalkalo išsiplėtimo žvaigždėse, kurių masė yra apie 10-30 saulės masių, dėl vykstančio gravitacinio žlugimo susidaro neutroninė žvaigždė, kurios medžiaga suspaudžiama tol, kol ji pradeda jaustis. išsigimęs neutronų slėgis -kitaip tariant, dabar neutronai (kaip ir elektronai anksčiau) pradeda priešintis tolesniam suspaudimui, reikalaujant aš patsgyvenamasis plotas. Paprastai tai įvyksta, kai žvaigždė pasiekia maždaug 15 km skersmens. Rezultatas yra greitai besisukanti neutroninė žvaigždė, kuri skleidžia elektromagnetinius impulsus savo sukimosi dažniu; vadinamos tokios žvaigždės pulsarai. Galiausiai, jei žvaigždės šerdies masė viršija 30 saulės masių, niekas negali sustabdyti tolesnio jos gravitacinio žlugimo ir dėl supernovos sprogimo

Vandenilio deginimas yra ilgiausias žvaigždės gyvenimo tarpsnis, susijęs su pradine didele vandenilio gausa (70 masės) ir aukšta kaloringumo verte () vandenilį paverčiant heliu, tai yra apie 70 energijos, gautos iš eilės termobranduolinių vandenilio transformacijų į didžiausią energiją turinčiu elementu grandinėje. ryšiai vienam nukleonui (MeV / nukleonas). Žvaigždžių fotonų šviesumas pagrindinėje sekoje, kur dega vandenilis, paprastai yra mažesnis nei vėlesniuose evoliucijos etapuose, o jų neutrino šviesumas yra daug mažesnis, nes centrinė temperatūra neviršija K. Todėl dauguma Galaktikos ir Visatos žvaigždžių yra pagrindinės sekos žvaigždės.

Pasibaigus vandenilio degimui šerdyje, žvaigždė pasislenka į dešinę nuo efektyviosios temperatūros - šviesumo diagramos (Hertzsprung-Russell diagrama) sekos, efektyvioji jos temperatūra sumažėja, o žvaigždė juda į raudonųjų milžinų sritį. Taip yra dėl konvekcinio energijos perdavimo iš sluoksniuoto vandenilio šaltinio, esančio tiesiai šalia helio šerdies. Pačioje šerdyje temperatūra palaipsniui didėja dėl gravitacinio suspaudimo, o esant temperatūrai ir tankiui g / cm, helis pradeda degti. ( Pakomentuokite: kadangi gamtoje nėra stabilių elementų, kurių atominis skaičius yra 5 ir 8, reakcija yra neįmanoma, o berilis-8 skyla į 2 alfa daleles

Deginant helį, gramo energijos išsiskyrimas yra maždaug laipsnio mažesnis nei deginant vandenilį. Todėl žvaigždžių gyvavimo laikas ir skaičius šiame evoliucijos etape yra daug trumpesni nei pagrindinių sekų žvaigždžių. Tačiau dėl didelio jų ryškumo (raudonojo milžino ar supergiganto stadija) šios žvaigždės yra gerai ištirtos.

Svarbiausia reakcija yra - - procesas: trijų alfa dalelių sumos energija yra 7,28 MeV didesnė už likusią anglies-12 branduolio energiją. Todėl norint, kad reakcija vyktų efektyviai, reikalingas „tinkamas“ anglies-12 branduolio energijos lygis. Branduolys turi tokį lygį (kurio energija yra 7,656 MeV); todėl 3 reakcija žvaigždėse yra rezonansinio pobūdžio, todėl vyksta pakankamu greičiu. Dvi alfa dalelės sudaro kortikosteroidų branduolį:. Viso gyvenimo trukmė yra apie c, tačiau yra galimybė prijungti dar vieną alfa dalelę, kad susidarytų sužadintas anglies-12 branduolys. Jaudulį pašalina poros gimimas, o ne fotonas fotonų perėjimą nuo šio lygio draudžia atrankos taisyklės:. Atkreipkite dėmesį, kad susiformavęs atomas iš esmės iškart „suskaidomas“ į „Be“ ir „Jis“ ir galiausiai į 3 alfa daleles, ir tik vienu atveju iš 2500 įvyksta perėjimas į žemės lygį išleidžiant 7,65 MeV energijos, kurią pora nuneša.

Tolimesnis reakcijos greitis

labai priklauso nuo temperatūros (nustatomos pagal žvaigždės masę), todėl galutinis helio degimo masinėse žvaigždėse rezultatas yra anglies, anglies-deguonies arba grynai deguonies šerdies susidarymas.

Vėlesnėse masinių žvaigždžių evoliucijos stadijose centriniuose žvaigždės rajonuose esant aukštai temperatūrai, vyksta tiesioginių sunkiųjų branduolių susiliejimo reakcijos. Energijos išsiskyrimas degimo reakcijose yra panašus į energijos išsiskyrimą β reakcijoje, tačiau dėl aukštos temperatūros (K) galinga neutrino spinduliuotė žvaigždės gyvenimą šiose stadijose daro daug trumpesnę nei helio degimo trukmė. Tikimybė aptikti tokias žvaigždes yra labai maža, ir šiuo metu nėra vienintelio pasitikinčio ramios būsenos žvaigždės, išskiriančios energiją dėl degimo ar sunkesnių elementų.

Paveikslėlis: 7.1 Žvaigždės, kurios pradinė masė yra 22, evoliucijos skaičiavimas nuo laiko nuo vandenilio užsidegimo šerdyje iki žlugimo pradžios. Laikas (logaritminiu masteliu) skaičiuojamas nuo žlugimo pradžios. Ordinaitė yra masė saulės vienetais, matuojama nuo centro. Pažymimi įvairių elementų (įskaitant daugiasluoksnius šaltinius) termobranduolinio degimo etapai. Spalva rodo kaitinimo intensyvumą (mėlyna) ir neutrino aušinimo intensyvumą (violetinė). Užtemdyti plotai rodo konvekciškai nestabilius žvaigždės regionus. Skaičiavimai Heger A., \u200b\u200bWoosley S. (Langanke K., Martinez-Pinedo G., 2002 m. Apžvalga, nucl-th / 0203071 pav.)

Žvaigždės: jų gimimas, gyvenimas ir mirtis [Trečiasis leidimas, pataisytas] Šklovskis Iosifas Samuilovičius

12 skyrius Žvaigždžių evoliucija

12 skyrius Žvaigždžių evoliucija

Kaip jau pabrėžta 6 skyriuje, didžioji dauguma žvaigždžių savo pagrindines charakteristikas (spindį, spindulį) keičia labai lėtai. Bet kuriuo momentu juos galima laikyti esant pusiausvyros būsena - tai aplinkybė, kurią mes plačiai panaudojome, kad išsiaiškintume žvaigždžių interjero pobūdį. Bet pokyčių lėtumas nereiškia jų nebuvimo. Viskas apie laikas evoliucija, kuri žvaigždėms turi būti absoliučiai neišvengiama. Žvaigždės evoliucijos problemą galima apibendrinti taip: Tarkime, kad yra žvaigždė su duota mase ir spinduliu. Be to, yra žinoma jo pradinė cheminė sudėtis, kuri bus laikoma pastovia visame žvaigždės tūryje. Tada jo spindesys išplaukia iš žvaigždės modelio skaičiavimo. Evoliucijos metu žvaigždės cheminė sudėtis turi neišvengiamai pasikeisti, nes dėl termobranduolinių reakcijų, palaikančių jos šviesumą, vandenilio kiekis laikui bėgant negrįžtamai mažėja. Be to, žvaigždės cheminė sudėtis nustos būti vienoda. Jei jo centrinėje dalyje vandenilio procentas pastebimai sumažėja, tai periferijoje jis praktiškai nepakis. Bet tai reiškia, kad žvaigždei vystantis, susijusiai su jos branduolinio kuro „perdegimu“, turi pasikeisti pats žvaigždės modelis, taigi ir jos struktūra. Reikėtų tikėtis ryškumo, spindulio, paviršiaus temperatūros pokyčių. Dėl tokių rimtų pokyčių žvaigždė palaipsniui pakeis savo vietą Hertzsprung - Russell diagramoje. Reikėtų įsivaizduoti, kad šioje diagramoje jis apibūdins tam tikrą trajektoriją arba, kaip sakoma, „takelį“.

Žvaigždžių evoliucijos problema neabejotinai yra viena iš pagrindinių astronomijos problemų. Iš esmės kyla klausimas, kaip žvaigždės gimsta, gyvena, „sensta“ ir miršta. Ši knyga skirta šiai problemai. Ši problema savo pobūdžiu yra integruotas... Tai sprendžia kryptingi įvairių astronomijos šakų atstovų - stebėtojų ir teoretikų - tyrimai. Galų gale, studijuojant žvaigždes, negalima iš karto pasakyti, kurie iš jų yra genetiniuose santykiuose. Apskritai ši problema pasirodė esanti labai sunki ir kelis dešimtmečius visiškai netiko. Be to, dar palyginti neseniai mokslinių tyrimų pastangos dažnai buvo visiškai neteisingos. Pavyzdžiui, pats pagrindinės sekos buvimas Hertzsprungo-Russello diagramoje daugelį naivių tyrinėtojų „įkvėpė“ įsivaizduoti, kad žvaigždės vystosi palei šią diagramą nuo karštų mėlynų milžinų iki raudonų nykštukų. Bet kadangi egzistuoja santykis „masė - šviesumas“, pagal kurį išsidėstė žvaigždžių masė kartu pagrindinė seka turėtų nuolat mažėti, pirmiau minėti tyrėjai atkakliai tikėjo, kad žvaigždžių evoliucija nurodyta kryptimi turėtų lydėti nenutrūkstamą ir, be to, labai reikšmingą jų masės praradimą.

Visa tai pasirodė neteisinga. Pamažu paaiškėjo žvaigždžių evoliucijos kelių klausimas, nors atskiros problemos detalės dar toli gražu nėra išspręstos. Ypatingas nuopelnas suprantant žvaigždžių evoliucijos procesą priklauso teoretiniams astrofizikams, žvaigždžių vidinės struktūros specialistams ir visų pirma amerikiečių mokslininkui M. Schwarzschildui ir jo mokyklai.

Ankstyvasis žvaigždžių evoliucijos etapas, susijęs su jų kondensacijos iš tarpžvaigždinės terpės procesu, buvo svarstomas šios knygos pirmosios dalies pabaigoje. Tiesą sakant, tai buvo net ne apie žvaigždes, o apie protostarais... Pastarieji, nuolat traukdamiesi veikdami sunkio jėgai, tampa vis kompaktiškesniais objektais. Tuo pačiu metu jų žarnyno temperatūra nuolat didėja (žr. 6.2 formulę), kol ji tampa maždaug keliais milijonais kelvinų. Esant tokiai temperatūrai, centriniuose protostarų rajonuose, „įjungiamos“ pirmosios termobranduolinės reakcijos ant lengvųjų branduolių (deuterio, ličio, berilio, boro), kuriose „Coulomb barjeras“ yra palyginti žemas. Įvykus šioms reakcijoms, protostaro susitraukimas sulėtės. Tačiau lengvieji branduoliai gana greitai „išdegs“, nes jų gausa yra maža, o protostarso suspaudimas tęsis beveik tokiu pat greičiu (žr. Knygos pirmąją dalį (3.6) lygtį), protostarinas „stabilizuosis“, tai yra nustos suspausti, tik temperatūrai jos centrinėje dalyje pakilus tiek, kad protonų-protonų arba anglies-azoto reakcijos „įsijungia“. Jis prisiims pusiausvyros konfigūraciją veikiant savo sunkio jėgoms ir dujų slėgio skirtumui, kurie beveik tiksliai kompensuoja vienas kitą (žr. 6 dalį). Griežtai tariant, nuo šio momento protostaras tampa žvaigžde. Jauna žvaigždė „atsisėda“ į savo vietą kažkur pagrindinėje sekoje. Tiksli jo vieta pagrindinėje sekoje nustatoma pagal pradinės žvaigždės masės vertę. Viršutinėje šios sekos dalyje „nusileidžia“ masyvūs protokšteliai, apatinėje - „santykinai mažos masės (mažiau nei saulės masės) - protostarai. Taigi, protostarinai nuolat „įeina“ į pagrindinę seką per visą jos ilgį, taip sakant, „plačiu priekiu“.

„Protostellar“ žvaigždžių evoliucijos stadija yra gana trumpalaikė. Masyviausios žvaigždės šį etapą išgyvena tik per kelis šimtus tūkstančių metų. Todėl nenuostabu, kad tokių žvaigždžių skaičius Galaktikoje yra nedidelis. Todėl nėra taip lengva juos stebėti, ypač turint omenyje, kad vietos, kur vyksta žvaigždžių susidarymo procesas, paprastai panardinamos į dulkių debesis, kurie sugeria šviesą. Bet po to, kai jie „užsiregistruos savo pastoviame plote“ pagrindinėje Hertzsprung-Russell diagramos sekoje, padėtis kardinaliai pasikeis. Labai ilgai jie bus šioje diagramos dalyje, beveik nekeisdami jų savybių. Todėl dauguma žvaigždžių stebimos nurodyta seka.

Žvaigždės modelių struktūra, kai ji palyginti neseniai „atsisėdo“ ant pagrindinės sekos, nustatoma pagal modelį, apskaičiuotą darant prielaidą, kad jo cheminė sudėtis visame tūryje yra vienoda („vienalytis modelis“; žr. 11.1, 11.2 pav.). Vandeniliui „sudegus“, žvaigždės būsena pasikeis labai lėtai, bet stabiliai, todėl žvaigždę vaizduojantis taškas apibūdins tam tikrą „takelį“ Hertzsprung-Russell diagramoje. Žvaigždės būsenos pokyčio pobūdis iš esmės priklauso nuo to, ar materija maišosi jos viduje, ar ne. Antruoju atveju, kaip kai kuriuos modelius matėme ankstesniame skyriuje, centriniame žvaigždės regione vandenilio gausa dėl branduolinių reakcijų tampa pastebimai mažesnė nei periferijoje. Tokią žvaigždę galima apibūdinti tik nevienalyčiu modeliu. Tačiau galimas ir kitas žvaigždžių evoliucijos kelias: maišymasis vyksta per visą žvaigždės tūrį, kuris dėl šios priežasties visada išlaiko „vienodą“ cheminę sudėtį, nors vandenilio kiekis laikui bėgant nuolat mažės. Iš anksto nebuvo įmanoma pasakyti, kuri iš šių galimybių yra realizuota gamtoje. Žinoma, konvekcinėse žvaigždžių zonose visada intensyviai maišosi materija, o šiose zonose cheminė sudėtis turi būti pastovi. Bet ir tiems žvaigždžių regionams, kuriuose dominuoja energijos perdavimas spinduliuote, medžiagos maišymas taip pat yra visiškai įmanomas. Galų gale niekada negalima atmesti sistemingų gana lėtų didelių materijos masių judėjimo mažu greičiu, o tai sukels maišymą. Tokie judesiai gali atsirasti dėl kai kurių žvaigždės sukimosi ypatumų.

Apskaičiuoti žvaigždės modeliai, kuriuose tiek cheminė sudėtis, tiek nehomogeniškumo matas sistemingai keičiasi esant pastoviai masei, sudaro vadinamąją „evoliucijos seką“. Hertzsprungo ir Russello diagramoje nubrėžus taškus, atitinkančius skirtingus žvaigždės evoliucijos sekos modelius, šioje diagramoje galima gauti jo teorinį kelią. Pasirodo, jei žvaigždės evoliuciją lydėtų visiškas jos materijos maišymas, takeliai būtų nukreipti iš pagrindinės sekos į kairę... Atvirkščiai, teoriniai nevienalyčių modelių evoliuciniai pėdsakai (t. Y. Nesant visiško maišymo) visada veda žvaigždę teisingai nuo pagrindinės sekos. Kuris iš dviejų teoriškai apskaičiuotų žvaigždžių evoliucijos kelių yra teisingas? Kaip žinote, tiesos kriterijus yra praktika. Astronomijoje praktika yra stebėjimų rezultatai. Pažvelkime į Hertzsprung - Russell žvaigždžių grupių diagramą, parodytą fig. 1.6, 1.7 ir 1.8. Mes nerasime ten žvaigždžių aukščiau ir paliko nuo pagrindinės sekos. Tačiau yra daugybė žvaigždžių dešinėje iš jo yra raudoni milžinai ir subgigantai. Vadinasi, tokias žvaigždes galime laikyti paliekančiomis pagrindinę seką savo evoliucijos eigoje, o ne kartu su visišku materijos maišymu jų interjere. Raudonųjų milžinų prigimties paaiškinimas yra vienas didžiausių žvaigždžių evoliucijos teorijos pasiekimų [30]. Pats raudonųjų milžinų egzistavimas reiškia, kad žvaigždžių evoliucija paprastai nėra lydima materijos maišymo visame tome. Skaičiavimai rodo, kad žvaigždei vystantis, jos konvekcinės šerdies dydis ir masė nuolat mažėja [31].

Akivaizdu, kad žvaigždžių modelių evoliucinė seka pati savaime dar nieko nepasako tempu žvaigždžių evoliucija. Evoliucijos laiko juostą galima gauti analizuojant skirtingų žvaigždės modelių evoliucinės sekos narių cheminės sudėties pokyčius. Kai kurį vidutinį vandenilio kiekį žvaigždėje galima nustatyti, „pasverti“ pagal jo tūrį. Mes pažymime šį vidutinį turinį per X... Tada akivaizdu, kad laikui bėgant keičiasi kiekis X nustato žvaigždės švytėjimą, nes jis yra proporcingas per vieną sekundę žvaigždėje išsiskyrusio termobranduolinės energijos kiekiui. Todėl galima parašyti:

(12.1)

Energijos kiekis, išsiskyręs vieno gramo materijos, simbolio, branduolinės transformacijos metu

reiškia vertės pokytį X per vieną sekundę. Žvaigždės amžių galime apibrėžti kaip laiko tarpą nuo to momento, kai ji „atsisėdo“ ant pagrindinės sekos, ty jos viduje prasidėjo branduolinės vandenilio reakcijos. Jei skirtingiems evoliucijos sekos nariams yra žinomas šviesumas ir vidutinis vandenilio kiekis X, tada iš (12.1) lygties nesunku rasti tam tikro žvaigždės modelio amžių jo evoliucinėje sekoje. Kiekvienas, kuris žino aukštosios matematikos pagrindus, supras, kad iš (12.1) lygties, kuri yra paprasta diferencialinė lygtis, žvaigždės amžius

apibrėžtas kaip integralas

Apibendrinant laiko intervalus

12, mes akivaizdžiai gausime laiko intervalą

Praėjo nuo žvaigždės evoliucijos pradžios. Būtent šią aplinkybę išreiškia formulė (12.2).

Fig. 12.1 rodo teoriškai apskaičiuotus santykinai masyvių žvaigždžių evoliucijos takelius. Jie pradeda savo evoliuciją apatiniame pagrindinės sekos krašte. Degant vandeniliui, tokios žvaigždės juda savo bėgiais bendra kryptimi skersai pagrindinė seka, neperžengiant savo ribų (t. y. neliekant jos pločio). Šis evoliucijos etapas, susijęs su žvaigždžių buvimu pagrindinėje sekoje, yra ilgiausias. Kai vandenilio kiekis tokios žvaigždės šerdyje taps artimas 1%, evoliucijos greitis paspartės. Norint išlaikyti energijos išsiskyrimą reikiamame lygyje su smarkiai sumažintu vandenilio „kuro“ kiekiu, būtina padidinti „pagrindinę temperatūrą“ kaip „kompensaciją“. Ir čia, kaip ir daugeliu kitų atvejų, pati žvaigždė reguliuoja savo struktūrą (žr. § 6). Šerdies temperatūra padidėja suspaudimas žvaigždžių kaip visumos. Dėl šios priežasties evoliucijos takeliai staigiai pasisuka į kairę, tai yra, žvaigždės paviršiaus temperatūra pakyla. Tačiau labai greitai žvaigždės susitraukimas sustoja, nes visas vandenyje esantis šerdis perdega. Tačiau „įsijungia“ nauja branduolinių reakcijų sritis - plonas apvalkalas aplink jau „negyvą“ (nors ir labai karštą) branduolį. Toliau vystantis žvaigždei, šis apvalkalas juda vis toliau nuo žvaigždės centro, tuo padidindamas „perdegusio“ helio šerdies masę. Tuo pačiu metu vyks šios šerdies suspaudimo procesas ir jo pašildymas. Tačiau šiuo atveju išoriniai tokios žvaigždės sluoksniai pradeda greitai ir labai stipriai tinti. Tai reiškia, kad paviršiaus temperatūra žymiai sumažėja keičiantis srautui. Jo evoliucijos kelias staigiai pasisuka į dešinę ir žvaigždė įgyja visas raudonojo supergiganto savybes. Kadangi po suspaudimo nutraukimo žvaigždė prie šios būsenos priartėja gana greitai, Hertzsprung - Russell diagramoje beveik nėra žvaigždžių, užpildančių tarpą tarp pagrindinės sekos ir milžinų bei supergigantų šakos. Tai aiškiai matyti tokiose diagramose, sudarytose atviriems klasteriams (žr. 1.8 pav.). Tolesnis raudonųjų supergigantų likimas iki šiol nėra gerai suprantamas. Prie šio svarbaus klausimo grįšime kitame skyriuje. Šerdis gali būti įkaitinta iki labai aukštos temperatūros, maždaug šimtų milijonų kelvinų. Esant tokiai temperatūrai, triguba helio reakcija „įsijungia“ (žr. § 8). Šios reakcijos metu išsiskirianti energija sustabdo tolesnį branduolio suspaudimą. Po to šerdis šiek tiek išsiplės, o žvaigždės spindulys sumažės. Žvaigždė taps karštesnė ir judės į kairę Hertzsprung-Russell diagramoje.

Mažesnės masės žvaigždžių evoliucija vyksta kiek kitaip, pavyzdžiui, M

1, 5M

Atkreipkite dėmesį, kad žvaigždžių evoliucija, kurios masė yra mažesnė už Saulės masę, yra netinkama svarstyti, nes jų buvimo laikas pagrindinėje sekoje viršija Galaktikos amžių. Dėl šios aplinkybės mažos masės žvaigždžių evoliucijos problema tampa „neįdomi“ arba, geriau sakant, „neskubi“. Atkreipiame dėmesį tik į tai, kad mažos masės žvaigždės (mažesnės nei 3)

0, 3 saulės) lieka visiškai „konvekciniai“, net kai jie yra pagrindinėje sekoje. Jie niekada nesukuria „spinduliuojančio“ branduolio. Ši tendencija aiškiai matoma protostarų evoliucijos atveju (žr. § 5). Jei pastarojo masė yra palyginti didelė, spinduliuojanti šerdis susidaro dar prieš tai, kai protostarinas „sėdi“ ant pagrindinės sekos. Mažos masės objektai tiek protostellar, tiek žvaigždžių stadijose išlieka visiškai konvekciniai. Tokiose žvaigždėse temperatūra centre nėra pakankamai aukšta, kad protonų-protonų ciklas galėtų visiškai veikti. Jį nutraukia susidarant izotopui 3 He, o „normalusis“ 4 He nebėra sintetinamas. Per 10 milijardų metų (kuris artimas seniausių tokio tipo žvaigždžių amžiui), apie 1% vandenilio pavirs 3 Not. Vadinasi, galima tikėtis, kad 3 He gausa 1 H atžvilgiu bus anomališkai didelė - apie 3%. Deja, kol kas neįmanoma patikrinti šios teorijos prognozės stebėjimo būdu. Tokios mažos masės žvaigždės yra raudoni nykštukai, kurių paviršiaus temperatūra yra visiškai nepakankama, kad sužadintų helio linijas optiniame regione. Tačiau iš esmės tolimoje ultravioletinėje spektro dalyje buvo galima pastebėti rezonanso absorbcijos linijas taikant raketų astronomijos metodus. Tačiau nepaprastas nuolatinio spektro silpnumas atmeta net šią probleminę galimybę. Tačiau reikia pažymėti, kad reikšmingas, jei ne dauguma raudonųjų nykštukų mirksi UV Ceti tipo žvaigždės (žr. § 1). Pats reiškinys, kai tokiose vėsiose nykštukinėse žvaigždėse greitai kartojasi raketos, neabejotinai siejamas su konvekcija, kuri apraizgo visą jų tūrį. Lėktuvų metu stebimos išmetimo linijos. Gal bus galima stebėti linijas 3 Ne šiose žvaigždėse? Jei protostaro masė yra mažesnė nei 0 , 08M

Temperatūra jo viduje yra tokia žema, kad jokios termobranduolinės reakcijos negali sustabdyti suspaudimo pagrindinės sekos etape. Tokios žvaigždės nuolatos trauksis tol, kol taps baltaisiais nykštukais (tiksliau, išsigimę raudonieji nykštukai). Tačiau grįžkime prie masyvesnių žvaigždžių evoliucijos.

Fig. 12.2 rodo evoliucijos kelią žvaigždei, kurios masė lygi 5 M

Pagal išsamiausius skaičiavimus, atliktus naudojant kompiuterį. Šiame kelyje skaičiai nurodo būdingus žvaigždės evoliucijos etapus. Paveikslo paaiškinimai nurodo kiekvieno evoliucijos etapo laiką. Čia tik pažymėsime, kad evoliucijos kelio 1-2 atkarpa atitinka pagrindinę seką, 6-7 atkarpa - raudonojo milžino stadiją. Įdomus ryškumo sumažėjimas 5–6 regione, susijęs su energijos sąnaudomis žvaigždės „patinimui“. Fig. Skirtingos masės žvaigždėms pateikiami 12,3 panašūs teoriškai apskaičiuoti takeliai. Skirtingas evoliucijos fazes žymintys skaičiai turi tą pačią reikšmę, kaip pav. 12.2.

Paveikslėlis: 12.2:Evoliucinis 5 masės žvaigždės takelis M (1-2) - vandenilio degimas konvekcinėje šerdyje, 6 , 44 10 7 metų; (2-3) - bendras žvaigždės suspaudimas, 2 , 2 10 6 metų; (3-4) - vandenilio uždegimas sluoksniuotame šaltinyje, 1 , 4 10 5 metai; (4-5) - vandenilio degimas storu sluoksniu, 1 , 2 10 6 metų; (5-6) - konvekcinio apvalkalo išplėtimas, 8 10 5 metai; (6-7) - raudonos milžinės fazė, 5 10 5 metai; (7-8) - helio uždegimas šerdyje, 6 10 6 metų; (8-9) - konvekcinio apvalkalo išnykimas, 10 6 metų; (9-10) - helio degimas šerdyje, 9 10 6 metų; (10-11) - antrinis konvekcinio apvalkalo išsiplėtimas, 10 6 metų; (11-12) - branduolio suspaudimas degant heliui; (12-13-14) - daugiasluoksnis helio šaltinis; (14-?) - neutrino nuostoliai, raudonas supergigantas.

Iš paprasto evoliucijos takų, pavaizduotų Fig. 12.3, iš to išplaukia, kad daugiau ar mažiau masyvios žvaigždės palieka pagrindinę seką gana „vingiuotai“, Hertzsprung-Russell diagramoje suformuodamos milžinų šaką. Būdingas labai spartus žvaigždžių su mažesne mase ryškumas, kai jos vystosi raudonųjų milžinų link. Tokių žvaigždžių evoliucijos skirtumas, palyginti su masyvesnėmis, yra tas, kad pirmosios sudaro labai tankią, išsigimusią šerdį. Tokia šerdis dėl aukšto degeneracinių dujų slėgio (žr. 10 sk.) Geba „išlaikyti“ aukščiau esančių žvaigždės sluoksnių svorį. Jis beveik nesitrauks, todėl labai karštas. Todėl, jei įsijungs „triguba“ helio reakcija, tai bus daug vėliau. Išskyrus fizines sąlygas, regione šalia centro tokių žvaigždžių struktūra bus panaši į masyvesnių. Vadinasi, jų evoliucija po vandenilio perdegimo centriniame regione taip pat lydės išorinio apvalkalo „patinimą“, kuris jų takus nukels į raudonųjų milžinų regioną. Tačiau, skirtingai nei masyvesni supergigantai, jų šerdys susidarys iš labai tankių išsigimusių dujų (žr. 11.4 pav. Schemą).

Bene ryškiausias šiame skyriuje išplėtotos žvaigždžių evoliucijos teorijos pasiekimas yra visų žvaigždžių grupių Hertzsprung - Russell diagramos ypatybių paaiškinimas. Šių diagramų aprašymas jau pateiktas 1 dalyje. Kaip jau minėta ankstesniame skyriuje, visų žvaigždžių amžius tam tikroje grupėje turėtų būti laikomas vienodu. Pradinė cheminė šių žvaigždžių sudėtis taip pat turėtų būti tokia pati. Juk jie visi susidarė iš to paties (nors ir gana didelio) tarpžvaigždinės terpės - dujų-dulkių komplekso - visumos. Skirtingos žvaigždžių sankaupos pirmiausia turėtų skirtis pagal amžių, be to, pradinė kamuolinių grupių cheminė sudėtis turėtų smarkiai skirtis nuo atvirų grupių sudėties.

Linijos, kuriomis Herszsprung - Russell diagrama yra išsidėsčiusios grupių žvaigždės, jokiu būdu nereiškia jų evoliucijos takų. Šios linijos yra taškų vieta nurodytoje diagramoje, kur yra skirtingų masių žvaigždės tokio pat amžiaus... Jei norime palyginti žvaigždžių evoliucijos teoriją su stebėjimų rezultatais, visų pirma reikia teoriškai sukonstruoti „to paties amžiaus linijas“ skirtingos masės ir tos pačios cheminės sudėties žvaigždėms. Žvaigždės amžių įvairiais jos evoliucijos etapais galima nustatyti naudojant formulę (12.3). Šiuo atveju būtina naudoti teorinius žvaigždės evoliucijos takelius, parodytus 2 pav. 12.3. Fig. 12.4 rodo aštuonių žvaigždžių, kurių masės svyruoja nuo 5,6 iki 2,5 saulės masės, skaičiavimų rezultatus. Kiekvienos iš šių žvaigždžių evoliucijos takeliuose yra pažymėti padėties taškai, kuriuos atitinkamos žvaigždės užtruks per šimtą, du šimtus, keturis šimtus aštuonis šimtus milijonų savo evoliucijos metų iš pirminės būsenos, esančios apatiniame pagrindinės sekos krašte. Kreivės, einančios per atitinkamus skirtingų žvaigždžių taškus, yra „to paties amžiaus kreivės“. Mūsų atveju skaičiavimai buvo atlikti gana masyvioms žvaigždėms. Apskaičiuoti jų evoliucijos laiko intervalai apima ne mažiau kaip 75% jų „aktyvaus gyvenimo“, kai jie išskiria savo gylyje susidariusią termobranduolinę energiją. Masyviausių žvaigždžių evoliucija pasiekia antrinio suspaudimo stadiją, kuri įvyksta po visiško vandenilio perdegimo jų centrinėse dalyse.

Jei palyginsime gautą teorinę vienodo amžiaus kreivę su Hertzsprung - Russell diagrama jaunų žvaigždžių grupėms (žr. 12.5 pav., Taip pat 1.6 pav.), Tai nevalingai pastebimas jos ryškus panašumas su pagrindine šio sankaupos linija. Visiškai laikantis evoliucijos teorijos pagrindinio principo, pagal kurį masyvesnės žvaigždės greičiau palieka pagrindinę seką, pav. 12.5 aiškiai rodo, kad šios žvaigždžių sekos viršuje yra spiečius lenkiasi į dešinę... Pagrindinės sekos vieta, kur žvaigždės pradeda pastebimai nuo jos nukrypti, yra „žemesnė“, tuo senesnė sankaupa. Vien ši aplinkybė leidžia tiesiogiai palyginti įvairių žvaigždžių spiečių amžių. Senose grupėse pagrindinė seka nutrūksta iš viršaus kažkur netoli A spektrinės klasės. Jaunų grupių atveju visa pagrindinė seka vis dar yra „nepažeista“, iki karštų masyvių B spektrinės klasės žvaigždžių. Pavyzdžiui, ši situacija matoma spiečiaus NGC 2264 diagramoje (6 pav.). 1.6). Iš tiesų, šiam klasteriui apskaičiuota to paties amžiaus linija jos evoliucijos laikotarpiui suteikia tik 10 milijonų metų. Taigi šis klasteris gimė „atmintyje“ senovės žmonių protėviams - ramapitekams ... Daug senesnis žvaigždžių spiečius - Plejadės, kurių schema parodyta Fig. 1.4, visiškai „vidutinis“ amžius yra apie 100 milijonų metų. Ten vis dar saugomos B7 spektrinės klasės žvaigždės. Tačiau „Hyades“ klasteris (žr. 1.5 pav.) Yra gana senas - jo amžius siekia apie milijardą metų, todėl pagrindinė seka prasideda tik A klasės žvaigždėmis.

Žvaigždžių evoliucijos teorija paaiškina dar vieną įdomų „jaunų“ grupių Hertzsprungo-Russello diagramos bruožą. Esmė ta, kad mažos masės nykštukinių žvaigždžių evoliucijos laikas yra labai ilgas. Pavyzdžiui, daugelis jų dar nepraėjo gravitacinio susitraukimo etapo per 10 milijonų metų (NGC 2264 sankaupos evoliucinis laikotarpis) ir, griežtai tariant, yra net ne žvaigždės, o protostarai. Tokie objektai, kaip žinome, yra dešinėje iš Hertzsprung - Russell diagramos (žr. 5.2 pav., kur žvaigždžių evoliucijos takai prasideda ankstyvoje gravitacijos susitraukimo stadijoje). Todėl, jei jauname būryje nykštukinės žvaigždės dar nėra „atsisėdusios“ ant pagrindinės sekos, apatinė pastarosios dalis bus tokioje grupėje pasislinko į dešinę, kuri stebima (žr. 1.6 pav.). Mūsų Saulė, kaip minėjome aukščiau, nepaisant to, kad jau „išnaudojo“ pastebimą savo „vandenilio išteklių“ dalį, dar nepaliko pagrindinės Hertzsprung-Russell diagramos sekos juostos, nors ji evoliucionavo maždaug 5 milijardus metų. Skaičiavimai rodo, kad „jaunas“, neseniai „nusileidęs“ ant pagrindinės Saulės sekos, skleidė 40% mažiau nei dabar, o spindulys buvo tik 4% mažesnis nei šiuolaikinis, o paviršiaus temperatūra buvo 5200 K (dabar 5700 K).

Evoliucijos teorija lengvai paaiškina Hertzsprungo-Russello diagramos bruožus. Visų pirma, tai yra labai seni daiktai. Jų amžius yra tik šiek tiek mažesnis nei Galaktikos amžius. Tai aiškiai išplaukia iš beveik visiško viršutinių pagrindinių sekų žvaigždžių nebuvimo šiose diagramose. Apatinė pagrindinės sekos dalis, kaip jau minėta § 1, susideda iš nykštukų. Iš spektroskopinių stebėjimų žinoma, kad nykštukai yra labai prasti sunkiųjų elementų - jų gali būti dešimtimis kartų mažiau nei „paprastuose“ nykštukuose. Todėl pradinė rutulinių grupių cheminė sudėtis žymiai skyrėsi nuo medžiagos, iš kurios susidarė atviri klasteriai, sudėties: sunkiųjų elementų buvo per mažai. Fig. 12.6 pateikia teorinius žvaigždžių, turinčių 1,2 Saulės masę (tai yra arti žvaigždės, kuri sugebėjo išsivystyti per 6 milijardus metų, masę), tačiau skirtingos pradinės cheminės sudėties, evoliucijos takelius. Aiškiai matyti, kad žvaigždei „palikus“ pagrindinę seką, tų pačių evoliucijos fazių šviesumas esant mažai metalų gausai bus daug didesnis. Tuo pačiu metu tokių žvaigždžių efektyvi paviršiaus temperatūra bus aukštesnė.

Fig. 12.7 rodo mažos masės žvaigždžių, turinčių mažai sunkiųjų elementų, evoliucijos takelius. Šiose kreivėse taškai rodo žvaigždžių padėtį po šešių milijardų metų evoliucijos. Storesnė linija, jungianti šiuos taškus, akivaizdžiai yra to paties amžiaus linija. Jei palyginsime šią liniją su Hertzsprung-Russell diagrama, turinčia rutulio sankaupą M 3 (žr. 1.8 pav.), Tai iškart pastebimas visiškas šios tiesės sutapimas su linija, išilgai kurios šio spiečiaus žvaigždės „palieka“ pagrindinę seką.

Parodyta pav. 1.8 diagramoje taip pat pavaizduota horizontali atšaka, nukrypstanti nuo milžinų sekos kairėje. Matyt, tai atitinka žvaigždes, kurių gylyje vyksta „triguba“ helio reakcija (žr. 8 sek.). Taigi žvaigždžių evoliucijos teorija paaiškina visus „Hertzsprung“ - „Russell“ diagramos bruožus rutuliniams klasteriams iki jų „senovės amžių“ ir mažos sunkiųjų elementų gausos [32].

Labai įdomu, kad Hyades klasteris turi keletą baltųjų nykštukų, bet Plejadėse nėra. Abi grupės yra mums gana artimos, todėl šio įdomaus skirtumo tarp dviejų grupių negalima paaiškinti skirtingomis „matomumo sąlygomis“. Bet mes jau žinome, kad baltieji nykštukai susidaro paskutiniame raudonųjų milžinų etape, kurių masė yra palyginti maža. Todėl visiškam tokio milžino vystymuisi reikia nemažai laiko - mažiausiai milijardo metų. Šis laikas „praėjo“ „Hyades“ klasteryje, bet „dar neatėjo“ Plejadėse. Štai kodėl pirmajame klasteryje jau yra tam tikras baltųjų nykštukų skaičius, o antrame nėra.

Fig. 12.8 pateikia Hertzsprung-Russell santraukos schemą daugybei atvirų ir rutuliškų klasterių. Šioje diagramoje aiškiai matomas amžiaus skirtumų poveikis skirtingose \u200b\u200bgrupėse. Taigi yra visos priežastys teigti, kad šiuolaikinė žvaigždžių struktūros teorija ir ja pagrįsta žvaigždžių evoliucijos teorija galėjo lengvai paaiškinti pagrindinius astronominių stebėjimų rezultatus. Be abejo, tai yra vienas ryškiausių XX amžiaus astronomijos laimėjimų.

Iš knygos „Žvaigždės: jų gimimas, gyvenimas ir mirtis“ (trečiasis leidimas, pataisytas) autorius Šklovskis Iosifas Samuilovičius

3 skyrius Tarpžvaigždinės terpės dujų ir dulkių kompleksai - žvaigždžių lopšys Būdingas tarpžvaigždinės terpės bruožas yra įvairiausios joje esančios fizinės sąlygos. Pirmiausia yra H I ir H II zonos, kurių kinetinė temperatūra skiriasi

Iš knygos „Uždrausta Tesla“ autorius Gorkovskis Pavelas

5 skyrius. Protostarų ir protostellar apvalkalų raida 3 skyriuje mes išsamiai išnagrinėjome tankių šaltų molekulinių debesų kondensacijos į protostarinus problemą, į kurią dėl gravitacinio nestabilumo tarpžvaigždžių dujų ir dulkių kompleksas

Iš knygos „Visatos teorija“ autorius Ethernus

8 skyrius Žvaigždžių spinduliuotės branduoliniai energijos šaltiniai 3 dalyje jau minėjome, kad Saulės ir žvaigždžių energijos šaltiniai, teikiantys jų spindesį milžiniškų „kosmogoninių“ laiko intervalų metu, apskaičiuoti ne per didelės masės žvaigždėms milijardais.

Iš knygos Įdomu apie astronomiją autorius Tomilinas Anatolijus Nikolajevičius

11 skyrius Žvaigždžių modeliai 6 skyriuje mes gavome pagrindines žvaigždžių interjero charakteristikas (temperatūrą, tankį, slėgį), taikydami apytikrį dydžių, įtrauktų į žvaigždžių pusiausvyros būsenas apibūdinančių lygčių, įvertinimo metodą. Nors šie vertinimai teisingai supranta

Iš knygos „Dešimt puikių mokslo idėjų“. Kaip veikia mūsų pasaulis. autorius Atkinsas Peteris

14 skyrius Žvaigždžių evoliucija artimose dvejetainėse sistemose Ankstesniame skyriuje žvaigždžių evoliucija buvo aptarta išsamiai. Vis dėlto būtina padaryti svarbią išlygą: mes kalbėjome apie pavienių, izoliuotų žvaigždžių evoliuciją. Kaip susiformuos žvaigždžių evoliucija

Iš knygos Gyvenimo paplitimas ir proto unikalumas? autorius Mosevitsky Markas Isaakovičius

20 skyrius Pulsarai ir ūkai - supernovų liekanos Tiesą sakant, išvada, kad pulsarai greitai sukasi neutronų žvaigždėmis, anaiptol nebuvo staigmena. Galime sakyti, kad ją paruošė visa astrofizikos raida ankstesnėje

Iš knygos „Begalybės pradžia“ [Paaiškinimai, kurie keičia pasaulį] pateikė Deutsch David

Iš knygos „Laiko sugrįžimas“ [Nuo senovės kosmogonijos iki ateities kosmologijos] autorius Smolin Lee

Iš knygos „Interstellar: Science Behind the Scenes“ autorius Thorne Kipas Stephenas

1. Saulė yra žvaigždžių matas.Žvaigždės yra saulė. Saulė yra žvaigždė. Saulė didžiulė. O žvaigždės? Kaip išmatuoti žvaigždes? Kokius svorius imti svėrimui, kokius matuoti skersmenims? Ar pati Saulė yra tinkama šiam tikslui - žvaigždė, apie kurią mes žinome daugiau nei apie visus šviestuvus?

Iš autorės knygos

Iš autorės knygos

Iš autorės knygos

15. Kultūros raida Idėjos, kurios išgyvena Kultūra yra idėjų visuma, kuri tam tikrais aspektais lemia panašų jų nešėjų elgesį. Idėjomis turiu omenyje bet kokią informaciją, kurią galima išsaugoti žmogaus galvoje ir paveikti jo elgesį. Taigi

Iš autorės knygos

Memų raida Klasikinėje Isaaco Asimovo mokslinės fantastikos istorijoje „Jokester“, parašytoje 1956 m., Pagrindinis veikėjas yra anekdotus tyrinėjantis mokslininkas. Jis sužino, kad nors daugelis žmonių kartais daro šmaikščias, originalias pastabas, niekada niekas

Iš autorės knygos

16. Kūrybinio mąstymo raida

Iš autorės knygos

Iš autorės knygos

Atstumai iki artimiausių žvaigždžių Artimiausia (neskaitant Saulės) žvaigždė, kurios sistemoje gali būti gyvybei tinkama planeta, yra Tau Ceti. Jis yra 11,9 šviesmečio atstumu nuo Žemės; tai yra važiuojant šviesos greičiu, bus galima jį pasiekti