Секој од нас барем еднаш во животот погледна во ryвезденото небо. Некој ја погледна оваа убавина, доживувајќи романтични чувства, друг се обиде да разбере од каде потекнува целата оваа убавина. Lifeивотот во вселената, за разлика од животот на нашата планета, тече со различна брзина. Времето во вселената живее во сопствените категории, растојанијата и големините во Универзумот се колосални. Ретко размислуваме за фактот дека еволуцијата на галаксиите и starsвездите постојано се одвива пред нашите очи. Секој објект во огромниот простор е последица на одредени физички процеси. Галаксиите, starsвездите, па дури и планетите имаат големи фази на развој.

Нашата планета и сите сме зависни од нашата везда. Колку долго сонцето ќе нè воодушевува со својата топлина, дишејќи живот во Сончевиот систем? Што не чека во иднина во милиони и милијарди години? Во врска со ова, curубопитно е да се знае повеќе за тоа кои се фазите на еволуција на астрономските објекти, од каде потекнуваат theвездите и како завршува животот на овие прекрасни светилници на ноќното небо.

Потекло, раѓање и еволуција на вездите

Еволуцијата на theвездите и планетите што живеат во нашата галаксија Млечен Пат и целиот Универзум, во најголем дел, е добро проучена. Во вселената, законите на физиката се непоколебливи, кои помагаат да се разбере потеклото на вселенските објекти. Во овој случај, прифатено е да се потпреме на теоријата за Големата експлозија, која сега е доминантна доктрина за процесот на потеклото на Универзумот. Настанот што го потресе универзумот и доведе до формирање на универзумот, според космичките стандарди, е молскавично. За вселената минуваат мигови од раѓањето на aвезда до нејзината смрт. Големите растојанија создаваат илузија за постојаноста на универзумот. Aвезда што се разгоре во далечината сјае за нас со милијарди години, во тоа време можеби веќе не постои.

Теоријата за еволуцијата на галаксиите и starsвездите е развој на теоријата за Биг Бенг. Доктрината за раѓањето на starsвездите и потеклото на elвездените системи се разликува во обемот на она што се случува и во временската рамка, што, за разлика од Универзумот како целина, може да се набудува со современи научни средства.

Проучувајќи го животниот циклус на starsвездите, можете да го користите примерот на најблиската starвезда до нас. Сонцето е една од сто трилиони starsвезди во нашето видно поле. Покрај тоа, растојанието од Земјата до Сонцето (150 милиони км) дава единствена можност за проучување на објектот без напуштање на Сончевиот систем. Добиените информации ќе ни овозможат детално да разбереме како се распоредени другите starsвезди, колку брзо се исцрпуваат овие гигантски извори на топлина, кои се фазите на развој на една starвезда и што ќе биде финалето на овој брилијантен живот - тивко и пригушено или пенливо, експлозивно.

По Големата експлозија, најмалите честички формирале меѓуerstвездени облаци, кои станале „мајчинство“ за трилиони starsвезди. Карактеристично е што сите starsвезди се родени во исто време како резултат на контракција и експанзија. Компресијата на космичкиот гас во облаците настанала под влијание на сопствената гравитација и слични процеси во новите starsвезди во близина. Проширувањето произлезе од внатрешниот притисок на меѓуerstвездениот гас и од магнетните полиња во внатрешноста на гасниот облак. Облакот се вртеше слободно околу својот центар на маса.

Гасните облаци формирани по експлозијата се 98% составени од атомски и молекуларен водород и хелиум. Само 2% во овој масив се прашина и цврсти микроскопски честички. Претходно се веруваше дека во центарот на која било starвезда лежи јадрото на железо, загреано на температура од милион степени. Токму овој аспект ја објасни гигантската маса на вездата.

Во спротивност на физичките сили, силите на компресија преовладуваа, бидејќи светлината што произлегува од ослободување на енергија не продира во гасниот облак. Светлината, заедно со дел од ослободената енергија, се шири кон надвор, создавајќи температура под нулата и зона со низок притисок во внатрешноста на густа акумулација на гас. Додека се наоѓа во оваа состојба, космичкиот гас е брзо компресиран, влијанието на силите на гравитационата привлечност доведува до фактот дека честичките почнуваат да формираат elвездена материја. Кога акумулацијата на гас е густа, интензивната компресија предизвикува формирање на starвезден кластер. Кога големината на гасниот облак е мала, компресијата резултира со формирање на единствена starвезда.

Краток опис на она што се случува е дека идната starвезда поминува низ две фази - брза и бавна компресија во состојба на протоarвезда. На едноставен и разбирлив јазик, брзата компресија е пад на elвездената материја кон центарот на протоarвездата. Бавната компресија се јавува веќе во однос на позадината на формираниот центар на протоarвездата. Во текот на следните стотици илјади години, новата формација се намалува во големина, а нејзината густина се зголемува милиони пати. Постепено, протоarвездата станува матна поради големата густина на elвездената материја, а тековната компресија го активира механизмот на внатрешни реакции. Зголемувањето на внатрешниот притисок и температурите доведува до формирање на идна starвезда од сопствен центар на гравитација.

Во оваа состојба, протоarвездата останува со милиони години, полека давајќи топлина и постепено се намалува, намалувајќи се во големина. Како резултат, се оцртуваат контурите на нова starвезда, а густината на нејзината материја станува споредлива со густината на водата.

Просечната густина на нашата starвезда е 1,4 кг / см3 - скоро иста со густината на водата во соленото Мртво Море. Во центарот, Сонцето има густина од 100 кг / см3. Stвездената материја не е во течна состојба, туку во форма на плазма.

Под влијание на огромен притисок и температура од околу 100 милиони К, започнуваат термонуклеарните реакции на водородниот циклус. Компресијата застанува, масата на објектот се зголемува, кога енергијата на гравитацијата се претвора во термонуклеарно согорување на водород. Од овој момент, новата starвезда, емитувајќи енергија, почнува да губи маса.

Горенаведената верзија на формирање на starвезда е само примитивен дијаграм што ја опишува почетната фаза на еволуција и раѓање на aвезда. Денес, ваквите процеси во нашата галаксија и низ целиот Универзум се практично невидливи поради интензивното исцрпување на elвездениот материјал. Во целата свесна историја на набудувања на нашата Галаксија, забележани се само неколку нови starsвезди. На скалата на Универзумот, оваа бројка може да се зголеми стотици и илјадници пати.

Во поголемиот дел од својот живот, протоarsвездите се кријат од човечкото око со правлива школка. Зрачењето од јадрото може да се забележи само во инфрацрвениот опсег, што е единствениот начин да се види раѓањето на aвезда. На пример, во маглината Орион во 1967 година, астрофизичарите откриле нова starвезда во инфрацрвениот опсег, чија температура на зрачење била 700 степени Келвин. Последователно, се покажа дека родното место на првотоarsвездите се компактни извори кои се присутни не само во нашата галаксија, туку и во другите агли на Универзумот далеку од нас. Покрај инфрацрвеното зрачење, родните места на новите starsвезди се обележани со интензивни радио сигнали.

Процес на проучување и дијаграм на еволуцијата на вездите

Целиот процес на познавање на theвездите може грубо да се подели во неколку фази. На самиот почеток, треба да го одредите растојанието до вездата. Информациите за тоа колку farвездата е далеку од нас, колку долго светлината поминува од неа, даваат идеја за тоа што се случило со theвездата во текот на ова време. Откако едно лице научи да ја мери растојанието до далечните starsвезди, стана јасно дека starsвездите се исти сонца, само со различни големини и со различни судбини. Познавајќи го растојанието до theвездата, според нивото на светлината и количината на емитирана енергија, може да се следи процесот на термонуклеарна фузија на вездата.

Следејќи го утврдувањето на растојанието до youвездата, можете да користите спектрална анализа за да го пресметате хемискиот состав на starвездата и да ја дознаете нејзината структура и старост. Благодарение на појавата на спектрографот, научниците успеаја да ја проучат природата на starвездената светлина. Овој уред може да го одреди и измери составот на гас на stвездената материја, што една starвезда ја поседува во различни фази од своето постоење.

Проучувајќи ја спектралната анализа на енергијата на Сонцето и другите starsвезди, научниците дошле до заклучок дека еволуцијата на starsвездите и планетите има заеднички корени. Сите космички тела имаат ист тип, сличен хемиски состав и потекнуваат од истата материја, која настанала како резултат на Големата експлозија.

Elвездената материја се состои од истите хемиски елементи (до железо) како и нашата планета. Разликата е само во количината на одредени елементи и во процесите што се случуваат на Сонцето и во внатрешноста на теренот на Земјата. Ова е она што ги разликува starsвездите од другите објекти во универзумот. Потеклото на starsвездите исто така треба да се гледа во контекст на друга физичка дисциплина, квантната механика. Според оваа теорија, материјата што ја одредува elвездената материја се состои од постојано распаѓање на атоми и елементарни честички кои создаваат свој микрокосмос. Во оваа светлина, структурата, составот, структурата и еволуцијата на starsвездите е од интерес. Како што се испостави, најголемиот дел од нашата starвезда и многу други starsвезди се само два елементи - водород и хелиум. Теоретски модел што ја опишува структурата на aвезда ќе овозможи да се разбере нивната структура и главната разлика од другите вселенски објекти.

Главната карактеристика е што многу објекти во Универзумот имаат одредена големина и форма, додека aвездата може да ја менува големината како што се развива. Топол гас е комбинација на атоми кои се лабаво врзани едни со други. Милиони години по формирањето на starвезда, започнува ладењето на површинскиот слој на elвездената материја. Theвездата дава најголем дел од својата енергија на вселената, намалувајќи се или зголемувајќи се во големина. Преносот на топлина и енергија се случува од внатрешноста на theвездата до површината, што влијае на интензитетот на зрачењето. Со други зборови, една иста starвезда изгледа различно во различни периоди од своето постоење. Термонуклеарните процеси засновани на реакции на водороден циклус промовираат конверзија на лесни атоми на водород во потешки елементи - хелиум и јаглерод. Според астрофизичарите и нуклеарните научници, ваквата термонуклеарна реакција е најефикасна во однос на количината на генерирана топлина.

Зошто термонуклеарната нуклеарна фузија не завршува со експлозија на таков реактор? Работата е дека силите на гравитационото поле во него можат да ја задржат elвездената материја во рамките на стабилизираниот волумен. Од ова, може да се извлече недвосмислен заклучок: секоја starвезда е масивно тело кое ја задржува својата големина поради рамнотежата помеѓу силите на гравитацијата и енергијата на термонуклеарните реакции. Резултатот од овој идеален природен дизајн е извор на топлина што може да работи долго време. Се претпоставува дека првите форми на живот на Земјата се појавиле пред 3 милијарди години. Сонцето во тие далечни времиња ја загреваше нашата планета исто како и сега. Следствено, нашата starвезда малку се промени, и покрај фактот дека скалата на зрачената топлина и сончевата енергија е колосална - повеќе од 3-4 милиони тони секоја секунда.

Не е тешко да се пресмета колку со текот на годините на постоење нашата starвезда изгуби тежина. Ова ќе биде огромна бројка, сепак, поради нејзината огромна маса и голема густина, ваквите загуби на скалата на Универзумот изгледаат занемарливи.

Stagesвездени фази на еволуција

Судбината на theвездата зависи од почетната маса на theвездата и нејзиниот хемиски состав. Додека главните резерви на водород се концентрирани во јадрото, theвездата останува во т.н. главна низа. Штом постои тенденција кон зголемување на големината на aвезда, тоа значи дека главниот извор на термонуклеарна фузија пресуши. Започна долгиот последен пат на трансформација на небесното тело.

Светилниците формирани во Универзумот првично се поделени во три најчести типа:

• нормални starsвезди (жолти џуџиња);
• џуџести starsвезди;
• џиновски starsвезди.

Starsвездите со мала маса (џуџиња) полека ги согоруваат своите резерви на водород и ги живеат своите животи прилично смирено.

Повеќето такви ofвезди во Универзумот и нашата starвезда - жолто џуџе - им припаѓаат нив. Со почетокот на староста, жолтото џуџе станува црвен гигант или супервелика.

Врз основа на теоријата за потеклото на starsвездите, процесот на формирање на starsвезди во Универзумот не е завршен. Најсјајните starsвезди во нашата галаксија не се само најголеми во споредба со Сонцето, туку и најмлади. Астрофизичарите и астрономите ги нарекуваат овие starsвезди сини супервелеси. На крајот, тие ја имаат истата судбина низ која поминуваат трилиони други starsвезди. Прво, брзо раѓање, брилијантен и жарен живот, по што започнува период на бавно распаѓање. Stвездите големи колку сонцето имаат долг животен циклус во главната низа (во средина).

Користејќи податоци за масата на една starвезда, може да се претпостави нејзиниот еволутивен пат на развој. Јасна илустрација на оваа теорија е еволуцијата на нашата везда. Ништо не е вечно. Како резултат на термонуклеарна фузија, водородот се претвора во хелиум, затоа, неговите почетни резерви се трошат и се намалуваат. Некаде, не многу наскоро, овие акции ќе истечат. Судејќи според фактот дека нашето Сонце продолжува да свети повеќе од 5 милијарди години, без да се менува во нејзината големина, зрелата возраст на една starвезда сè уште може да трае приближно истиот период.

Исцрпувањето на резервите на водород ќе доведе до фактот дека под влијание на гравитацијата, јадрото на сонцето ќе започне брзо да се собира. Густината на јадрото ќе стане многу голема, како резултат на што термонуклеарните процеси ќе се преселат во слоевите во непосредна близина на јадрото. Оваа состојба се нарекува колапс, што може да биде предизвикано од премин на термонуклеарни реакции во горните слоеви на вездата. Како резултат на висок притисок, термонуклеарните реакции се активираат со учество на хелиум.

Резервите на водород и хелиум во овој дел од starвездата ќе траат уште милиони години. Нема да биде многу брзо дека исцрпувањето на резервите на водород ќе доведе до зголемување на интензитетот на зрачење, до зголемување на големината на пликот и големината на самата starвезда. Како последица на тоа, нашето Сонце ќе стане многу големо. Ако ја замислиме оваа слика по десетици милијарди години, тогаш наместо неверојатно блескав диск, на небото ќе виси врел црвен диск со гигантски димензии. Црвените гиганти се природна фаза на еволуцијата на starвездата, нејзината преодна состојба во категоријата променливи starsвезди.

Како резултат на оваа трансформација, растојанието од Земјата до Сонцето ќе се намали, така што Земјата ќе падне во зоната на влијание на сончевата корона и ќе започне да „пржи“ во неа. Температурата на површината на планетата ќе се зголеми десеткратно, што ќе доведе до исчезнување на атмосферата и испарување на водата. Како резултат, планетата ќе се претвори во безживотна карпеста пустина.

Последните фази на еволуцијата на starвездите

Откако ја достигна фазата на црвениот гигант, нормалната starвезда станува бело џуџе под влијание на гравитационите процеси. Ако масата на една starвезда е приближно еднаква на масата на нашето Сонце, сите главни процеси во неа ќе се одвиваат мирно, без импулси и експлозивни реакции. Белото џуџе ќе умре долго време, гори до земјата.

Во случаи кога theвездата првично имала 1,4 пати поголема маса од Сонцето, белото џуџе нема да биде последната фаза. Со голема маса во theвездата, процесите на набивање на elвездената материја започнуваат на атомско, молекуларно ниво. Протоните се претвораат во неутрони, густината на theвездата се зголемува, а нејзината големина рапидно се намалува.

Неутронските starsвезди познати на науката имаат дијаметар од 10-15 км. Со толку мала големина, неутронската starвезда има колосална маса. Еден кубен сантиметар larвездена материја може да тежи милијарди тони.

Во случај кога првично се занимававме со starвезда со голема маса, последната фаза на еволуција добива други форми. Судбината на огромна starвезда е црна дупка - објект со неистражена природа и непредвидливо однесување. Огромната маса на вездата ги зголемува гравитационите сили што ги придвижуваат силите на компресија. Не е можно да се суспендира овој процес. Густината на материјата расте се додека не се претвори во бесконечност, формирајќи единствен простор (теорија на релативност на Ајнштајн). Радиусот на таквата starвезда на крајот ќе стане нула, станувајќи црна дупка во вселената. Би имало значително повеќе црни дупки ако масивните и супермасивни starsвезди зафаќаат поголем простор во вселената.

Треба да се напомене дека кога црвениот гигант се трансформира во неутронска starвезда или црна дупка, Универзумот може да доживее уникатен феномен - раѓање на нов вселенски објект.

Раѓањето на Супернова е најспектакуларната последна фаза во elвездената еволуција. Тука функционира природниот закон на природата: престанокот на постоењето на едно тело раѓа нов живот. Периодот на циклус, како што е раѓањето на супернова, главно се однесува на масивни starsвезди. Потрошените резерви на водород доведуваат до фактот дека хелиум и јаглерод се вклучени во процесот на термонуклеарна фузија. Како резултат на оваа реакција, притисокот повторно се зголемува, а во центарот на theвездата се формира железно јадро. Под влијание на најсилните гравитациони сили, центарот на масата се поместува кон централниот дел на вездата. Јадрото станува толку тешко што не е во состојба да ја издржи сопствената гравитација. Како последица на тоа, започнува брза експанзија на јадрото, што доведува до моментална експлозија. Раѓањето на супернова е експлозија, шок-бран на монструозна сила, светло светло на огромните пространства на Универзумот.

Треба да се напомене дека нашето Сонце не е масивна starвезда, затоа, таквата судбина не ја загрозува и нашата планета не треба да се плаши од ваков крај. Во повеќето случаи, експлозии на супернова се случуваат во далечни галаксии, што го објаснува нивното прилично ретко откривање.

Конечно

Еволуцијата на starsвездите е процес што трае десетици милијарди години. Нашата идеја за тековните процеси е само математички и физички модел, теорија. Земјното време е само момент во огромниот временски циклус на кој живее нашиот Универзум. Можеме само да набудуваме што се случуваше пред милијарди години и да претпоставиме со што би можеле да се соочат следните генерации на земја.

Ако имате какви било прашања - оставете ги во коментарите под статијата. Ние или нашите посетители ќе бидеме среќни да одговориме на нив

Термонуклеарна фузија во цревата на starsвездите

Во тоа време, за starsвездите со маса поголема од 0,8 сончеви маси, јадрото станува про transparentирно на зрачењето, а преовладува преносот на зрачна енергија во јадрото, додека горниот плик останува конвективен. Никој не знае со сигурност кои starsвезди со помала маса пристигнуваат во главната низа, бидејќи времето поминато од овие starsвезди во категоријата млади ја надминува возраста на Универзумот. Сите наши идеи за еволуцијата на овие starsвезди се засноваат на нумерички пресметки.

Како што shвездата се намалува, притисокот на дегенерираниот електронски гас почнува да се зголемува, а во одреден радиус на theвездата, овој притисок го запира зголемувањето на централната температура, а потоа почнува да го намалува. И за starsвездите помалку од 0,08, ова се покажува како фатално: енергијата ослободена за време на нуклеарните реакции никогаш нема да биде доволна да ги покрие трошоците за зрачење. Таквите под -везди се нарекуваат кафени џуџиња, а нивната судбина е постојана компресија сè додека притисокот на дегенерираниот гас не ја запре, а потоа постепено ладење со престанок на сите нуклеарни реакции.

Млади starsвезди со средна маса

Младите starsвезди со средна маса (од 2 до 8 соларни маси) еволуираат квалитативно на ист начин како и нивните помали сестри, со исклучок дека тие немаат конвективни зони до главната низа.

Предметите од овој тип се поврзани со т.н. Herвездите на Herbit Ae \\ Be како неправилни променливи од спектралниот тип B-F5. Тие исто така имаат биполарни млазни дискови. Стапката на одлив, сјајноста и ефективната температура се значително повисоки од оние за τ Бик, така што тие ефикасно ги загреваат и распрснуваат остатоците од протостеларниот облак.

Млади starsвезди со маси поголеми од 8 сончеви маси

Всушност, ова се веќе нормални starsвезди. Додека се акумулираше масата на хидростатското јадро, theвездата успеа да ги прескокне сите средни фази и да ги загрее нуклеарните реакции во толкава мера што ги компензираа загубите на зрачење. Овие starsвезди имаат одлив на маса и осветленоста е толку голема што не само што го запира колапсот на преостанатите надворешни региони, туку ги турка назад. Така, масата на формираната starвезда е забележливо помала од масата на протостеларниот облак. Најверојатно, ова го објаснува отсуството во нашата галаксија на starsвезди поголеми од 100-200 сончеви маси.

Среден живот на везда

Меѓу формираните starsвезди, постои огромна разновидност на бои и големини. Во спектрален тип, тие се движат од топло сина до ладно црвена, со маса - од 0,08 до повеќе од 200 сончеви маси. Сјајноста и бојата на една starвезда зависи од температурата на нејзината површина, што, пак, се одредува според нејзината маса. Сите нови starsвезди „го заземаат своето место“ на главната низа според нивниот хемиски состав и маса. Не зборуваме за физичко поместување на вездата - само за нејзината позиција на наведениот дијаграм, во зависност од параметрите на вездата. Тоа е, ние зборуваме, всушност, само за промена на параметрите на вездата.

Што ќе се случи подоцна, зависи од масата на вездата.

Подоцнежните години и смртта на вездите

Стари starsвезди со мала маса

До денес, не е познато со сигурност што се случува со светли starsвезди по исцрпувањето на нивното снабдување со водород. Бидејќи староста на универзумот е 13,7 милијарди години, што не е доволно за да се потроши снабдувањето со водородно гориво, современите теории се темелат на компјутерски симулации на процесите што се случуваат во такви starsвезди.

Некои starsвезди можат да синтетизираат хелиум само во некои активни региони, што предизвикува нестабилност и силни соларни ветрови. Во овој случај, формирање на планетарна маглина не се случува, а starвездата само испарува, станувајќи дури и помала од кафеавото џуџе.

Но, starвезда со маса помала од 0,5 соларни никогаш нема да може да синтетизира хелиум дури и откако ќе престанат реакциите со учество на водород во јадрото. Нивната elвездена обвивка не е доволно масивна за да го надмине притисокот произведен од јадрото. Овие starsвезди вклучуваат црвени џуџиња (како што е Проксима Кентаури), кои живеат на главната низа стотици милијарди години. По завршувањето на термонуклеарните реакции во нивното јадро, тие, постепено се ладат, ќе продолжат да испуштаат слабо во инфрацрвениот и микробрановиот опсег на електромагнетниот спектар.

Средни везди

Кога една starвезда достигне просечна големина (од 0,4 до 3,4 сончеви маси) на фазата на црвениот гигант, нејзините надворешни слоеви продолжуваат да се шират, јадрото се намалува и започнуваат реакциите на синтезата на јаглерод од хелиум. Фузијата ослободува многу енергија, давајќи theвезда привремено одмор. За starвезда слична по големина на Сонцето, овој процес може да трае околу милијарда години.

Промените во количината на емитирана енергија предизвикуваат theвездата да помине низ периоди на нестабилност, кои вклучуваат промени во големината, температурата на површината и ослободувањето на енергијата. Ослободувањето на енергијата е поместено кон нискофреквентно зрачење. Сето ова е придружено со зголемена загуба на маса поради силните соларни ветрови и интензивните пулсирања. Theвездите во оваа фаза се именувани lateвезди од доцен тип, OHвезди ОХ -ИР или Worldвезди слични на светот, во зависност од нивните точни карактеристики. Исфрлениот гас е релативно богат со тешки елементи произведени во внатрешноста на вездата, како кислород и јаглерод. Гасот формира коверт што се шири и се лади додека се оддалечува од theвездата, дозволувајќи им на честичките и молекулите на прашина да се формираат. Силното инфрацрвено зрачење на централната starвезда во такви коверти формира идеални услови за активирање на мастери.

Реакциите на согорување на хелиум се многу чувствителни на температура. Ова понекогаш доведува до голема нестабилност. Се појавуваат насилни пулсирања, кои на крајот им даваат доволно кинетичка енергија на надворешните слоеви за да се исфрлат и да се претворат во планетарна маглина. Во центарот на маглината, останува јадрото на вездата, кое додека се лади, се претвора во хелиумско бело џуџе, обично има маса до 0,5-0,6 соларна и со дијаметар од редоследот на дијаметарот на Земјата.

Бели џуџиња

Огромното мнозинство на starsвезди, вклучувајќи го и Сонцето, ставаат крај на нивната еволуција, смалувајќи се додека притисокот на дегенерираните електрони не ја балансира гравитацијата. Во оваа состојба, кога големината на theвездата се намалува сто пати, а густината станува милион пати поголема од водата, theвездата се нарекува бело џуџе. Тој е лишен од извори на енергија и, постепено се лади, станува мрачен и невидлив.

Во starsвездите помасивни од Сонцето, притисокот на дегенерираните електрони не може да содржи контракција на јадрото и тој продолжува сè додека повеќето честички не се претворат во неутрони спакувани толку цврсто што големината на starвездата се мери во километри, а густината е 100 милиони пати поголема од густината вода Таквиот објект се нарекува неутронска starвезда; неговата рамнотежа се одржува со притисок на дегенерираната материја од неутрон.

Супермасивни везди

По надворешните слоеви на aвезда, со маса поголема од пет сончеви маси, расфрлани за да се формира црвен супервелика, јадрото почнува да се намалува поради силите на гравитацијата. Како што се одвива компресијата, температурата и густината се зголемуваат и започнува нова низа термонуклеарни реакции. При такви реакции се синтетизираат тешки елементи, што привремено го ограничува колапсот на јадрото.

На крајот на краиштата, како што се формираат се повеќе и повеќе тешки елементи на периодичниот систем, железо -56 се синтетизира од силициум. До оваа точка, синтезата на елементи ослободуваше голема количина енергија, но токму железното јадро -56 има максимален дефект на масата и неповолно е формирање на потешки јадра. Затоа, кога железното јадро на aвезда достигне одредена вредност, притисокот во него веќе не е во состојба да ја издржи колосалната сила на гравитацијата, а непосреден колапс на јадрото се случува со неутронизација на нејзината материја.

Што се случува понатаму, не е целосно јасно. Но, што и да е, за неколку секунди доведува до експлозија на супернова со неверојатна моќ.

Придружниот излив на неутрино предизвикува шок бран. Силните авиони на неутрини и ротирачкото магнетно поле исфрлаат поголем дел од материјалот акумулиран од starвездата - т.н. елементи за седење, вклучувајќи железо и полесни елементи. Распрснувачката материја е бомбардирана од неутрони исфрлени од јадрото, фаќајќи ги и со тоа се создава збир на елементи потешки од железо, вклучително и радиоактивни, до ураниум (а можеби и дури до калифорниум). Така, експлозиите на супернова го објаснуваат присуството на елементи потешки од железото во меѓуelвездената материја.

Експлозивниот бран и авиони со неутрини носат материјал од theвездата што умира во меѓуelвездениот простор. Последователно, движејќи се низ вселената, овој материјал на супернова може да се судри со други вселенски остатоци и евентуално да учествува во формирање на нови starsвезди, планети или сателити.

Процесите што се случуваат за време на формирањето на супернова сè уште се изучуваат, и засега нема јасност по ова прашање. Исто така, прашање е што всушност останува од оригиналната starвезда. Сепак, се разгледуваат две опции:

Неутронски starsвезди

Познато е дека кај некои супернови силната гравитација во внатрешноста на супер гигантот ги присилува електроните да паднат на атомското јадро, каде што се спојуваат со протоните и формираат неутрони. Електромагнетните сили што ги одделуваат јадрата во близина исчезнуваат. Јадрото на starвездата сега е густа топка од атомски јадра и одделни неутрони.

Таквите starsвезди, познати како неутронски starsвезди, се исклучително мали - не поголеми од голем Град, и имаат незамисливо голема густина. Нивниот период на револуција станува исклучително краток, бидејќи големината на theвездата се намалува (поради зачувувањето на аголниот моментум). Некои прават 600 вртежи во секунда. Кога оската што ги поврзува северниот и јужниот магнетски пол на оваа брзо ротирачка starвезда се насочува кон Земјата, може да се забележи пулс на зрачење што се повторува во интервали еднакви на периодот на револуцијата на starвездата. Таквите неутронски starsвезди биле наречени „пулсари“ и станале првите откриени неутронски starsвезди.

Црни дупки

Не сите супернови стануваат неутронски starsвезди. Ако starвездата има доволно голема маса, тогаш колапсот на theвездата ќе продолжи и самите неутрони ќе почнат да паѓаат навнатре се додека нејзиниот радиус не стане помал од радиусот на Шварцшилд. После тоа, starвездата станува црна дупка.

Постоењето на црни дупки беше предвидено со општата релативност. Според општата релативност, материјата и информацијата не можат да остават црна дупка под никакви услови. Сепак, квантната механика прави можни исклучоци од ова правило.

Остануваат голем број отворени прашања. Главен меѓу нив: "Дали воопшто има црни дупки?" Навистина, за да се каже со сигурност дека дадениот предмет е црна дупка, потребно е да се набудува неговиот хоризонт на настани. Сите обиди да се направи ова завршија безуспешно. Но, сè уште постои надеж, бидејќи некои предмети не можат да се објаснат без привлекување на акрекција и насобирање на објект без цврста површина, но самото постоење на црни дупки не го докажува тоа.

Прашањата се исто така отворени: дали е можно aвезда да се сруши директно во црна дупка, заобиколувајќи супернова? Дали има супернова кои подоцна ќе станат црни дупки? Кој е точниот ефект на почетната маса на aвезда врз формирањето на предмети на крајот од нејзиниот животен циклус?

Иако appearвездите изгледаат вечни според човечката скала на времето, тие, како и сè во природата, се раѓаат, живеат и умираат. Според општо прифатената хипотеза за облак гас и прашина, aвезда се раѓа како резултат на гравитационата компресија на меѓуerstвезден гас и облак од прашина. Бидејќи таквиот облак е набиен, тој прво се формира протоarвезда,температурата во нејзиниот центар расте стабилно се додека не ја достигне границата неопходна за брзината на термичкото движење на честичките да го надмине прагот, по што протоните се во можност да ги надминат макроскопските сили на меѓусебната електростатска одбивност ( цм. Кулоновиот закон) и да влезе во реакција на термонуклеарна фузија ( цм. Нуклеарно распаѓање и фузија).

Како резултат на повеќестепената реакција на термонуклеарната фузија, хелиумското јадро (2 протони + 2 неутрони) на крајот се формира од четири протони и се ослободува цела фонтана од разни елементарни честички. Во завршна состојба, вкупната маса на формираните честички помалку масите на четирите првични протони, што значи дека за време на реакцијата се ослободува слободна енергија ( цм. Теорија на релативност). Поради ова, внатрешното јадро на новородена starвезда брзо се загрева до ултра-високи температури, а неговата вишок енергија почнува да се распрснува кон нејзината помалку топла површина - и надвор. Во исто време, притисокот во центарот на вездата почнува да расте ( цм. Идеална гасна равенка на состојбата). Така, со „согорување“ на водород во тек на термонуклеарна реакција, theвездата не дозволува силите на гравитационото привлекување да се компресираат во супер густа состојба, спротивставувајќи се на континуирано обновуваниот внатрешен термички притисок до гравитациониот колапс, како резултат на што се појавува стабилна енергетска рамнотежа. За Stвездите во фаза на активно согорување на водород се вели дека се во „главната фаза“ на нивниот животен циклус или еволуција ( цм. Дијаграм Херцспрунг-Расел). Трансформацијата на некои хемиски елементи во други во некоја starвезда се нарекува нуклеарна фузија или нуклеосинтеза.

Особено, Сонцето е во активна фаза на согорување на водород во процес на активна нуклеосинтеза околу 5 милијарди години, а резервите на водород во јадрото за негово продолжување треба да бидат доволни за нашата starвезда уште 5,5 милијарди години. Колку е помасивна theвездата, толку повеќе водородно гориво има, но за да се спротивстави на силите на гравитациониот колапс, мора да согорува водород со интензитет што ја надминува стапката на раст на резервите на водород, како што се зголемува масата на starвездата. Така, колку е помасивна starвезда, толку е пократок нејзиниот животен век, определена со исцрпување на резервите на водород, а најголемите starsвезди буквално изгоруваат за „некои“ десетици милиони години. Најмалите starsвезди, пак, живеат „удобно“ стотици милијарди години. Значи, на оваа скала, нашето Сонце им припаѓа на „силните средни селани“.

Порано или подоцна, секоја starвезда ќе го потроши целиот водород што е достапен за согорување во својата термонуклеарна печка. Што е следно? Тоа зависи и од масата на вездата. Сонцето (и сите starsвезди што не надминуваат осум пати поголема од неговата маса) го завршуваат мојот живот на многу банален начин. Бидејќи резервите на водород во внатрешноста на вездата се исцрпуваат, силите на гравитационата компресија, трпеливо чекајќи го овој час од самиот момент на раѓање на starвездата, почнуваат да ја надвладуваат врската - и под нивно влијание, starвездата почнува да се намалува и згуснува. Овој процес доведува до двоен ефект: Температурата во слоевите веднаш околу јадрото на starвездата се искачува на ниво на кое водородот содржан таму конечно влегува во термонуклеарна реакција на фузија со формирање на хелиум. Во исто време, температурата во самото јадро, која сега се состои од скоро еден хелиум, се зголемува толку многу што самиот хелиум - еден вид „пепел“ на реакцијата на примарна нуклеосинтеза што умира - влегува во нова реакција на термонуклеарна фузија: едно јаглеродно јадро е формирано од три јадра на хелиум. Оваа секундарна реакција на термонуклеарна фузија, поттикната од производите на примарната реакција, е еден од клучните моменти во животниот циклус на starsвездите.

Со секундарното согорување на хелиум во јадрото на starвездата, се ослободува толку многу енергија што starвездата буквално почнува да отекува. Особено, школка на Сонцето во оваа фаза од животот ќе се прошири надвор од орбитата на Венера. Во овој случај, вкупната зрачење енергија на вездата останува приближно на исто ниво како и за време на главната фаза од нејзиниот живот, но бидејќи оваа енергија сега се зрачи низ многу поголема површина, надворешниот слој на theвездата се лади до црвениот дел од спектарот. Theвездата се претвора во црвен гигант.

За starsвездите од класата на Сонцето, по исцрпувањето на горивото што ја храни секундарната реакција на нуклеосинтезата, повторно започнува фазата на гравитациониот колапс - овој пат последната. Температурата во јадрото веќе не е во можност да се искачи на нивото потребно за да започне следното ниво на термонуклеарна реакција. Затоа, starвездата се собира додека силите на гравитационата привлечност не се балансираат со следната бариера на силите. Се игра од дегенериран притисок на електронски гас(цм. Граница на Чандрасехар). Електроните, кои до оваа фаза играа улога на невработени статисти во еволуцијата на вездата, без да учествуваат во реакции на нуклеарна фузија и слободно да се движат помеѓу јадрата во процесот на фузија, во одредена фаза на компресија се лишени од „просторот за живеење“ и почнуваат да „се спротивставуваат“ на понатамошната гравитациона компресија на starвездата. Состојбата на вездата е стабилизирана и таа се претвора во дегенерирана бело џуџе,што ќе зрачи со преостаната топлина во вселената се додека не се излади целосно.

Moreвездите помасивни од Сонцето ќе имаат далеку поспектакуларен крај. По согорувањето на хелиумот, нивната маса за време на компресијата се покажува како доволна за загревање на јадрото и обвивката до температури потребни за активирање на следните реакции на нуклеосинтезата - јаглерод, потоа силициум, магнезиум - и така натаму, како што растат нуклеарните маси. Покрај тоа, на почетокот на секоја нова реакција во јадрото на вездата, претходната продолжува во својот плик. Всушност, сите хемиски елементи до железо кои го сочинуваат универзумот се формирани токму како резултат на нуклеосинтезата во утробата на starsвездите кои умираат од овој тип. Но, железото е граница; не може да служи како гориво за нуклеарна фузија или реакции на распаѓање на која било температура и притисок, бидејќи е потребен прилив на надворешна енергија и за нејзино распаѓање и за додавање на дополнителни нуклеони во него. Како резултат, масивната starвезда постепено акумулира железно јадро во себе, што е неспособно да служи како гориво за какви било понатамошни нуклеарни реакции.

Штом температурата и притисокот во јадрото достигнат одредено ниво, електроните почнуваат да комуницираат со протоните на железните јадра, што резултира со формирање на неутрони. И за многу краток временски период - некои теоретичари веруваат дека се потребни неколку секунди - слободни електрони во текот на претходната еволуција на starвездата буквално се раствораат во протоните на железните јадра, целата материја од јадрото на starвездата се претвора во континуиран куп неутрони и почнува брзо да се собира при гравитациски колапс , бидејќи спротивниот притисок на дегенерираниот електронски гас паѓа на нула. Надворешната обвивка на вездата, од под која е исфрлена секоја поддршка, се распаѓа кон центарот. Енергијата на судир на срушената надворешна обвивка со неутронското јадро е толку голема што отскокнува и се распрснува во сите правци од јадрото со голема брзина - а theвездата буквално експлодира во заслепувачки блиц супернова starsвезди... За неколку секунди, за време на експлозија на супернова, може да се испушти повеќе енергија во вселената отколку сите theвезди на галаксијата комбинирани во исто време.

После експлозија на супернова и проширување на пликот во starsвезди со маса од околу 10-30 сончеви маси, тековниот гравитациски колапс доведува до формирање на неутронска starвезда, чија супстанција е компресирана сè додека не почне да се чувствува дегенериран неутронски притисок -со други зборови, сега неутроните (исто како и електроните порано) почнуваат да се спротивставуваат на понатамошната компресија, барајќи јас самиотпростор за живеење. Ова обично се случува кога theвездата достигнува околу 15 км во дијаметар. Резултатот е брзо ротирачка неутронска starвезда што испушта електромагнетни импулси на својата ротациона фреквенција; такви starsвезди се нарекуваат пулсари. Конечно, ако масата на јадрото на starвездата надмине 30 сончеви маси, ништо не може да го запре нејзиниот понатамошен гравитациски колапс, и како резултат на експлозија на супернова,

Горењето на водород е најдолгата фаза во животот на една starвезда, која е поврзана со првичното големо изобилство на водород (70 по маса) и високата калориска вредност () при претворање на водородот во хелиум, што е околу 70 енергија добиена во ланец последователни термонуклеарни трансформации на водород во елемент со најголема енергија врски по нуклеон (MeV / нуклеон). Фотонската сјајност на starsвездите од главната низа, каде што согорува водород, е, по правило, помала отколку во следните фази на еволуција, а нивната неутринска сјајност е многу помала, бидејќи централните температури не надминуваат K. Затоа, повеќето ofвезди во Галаксијата и Универзумот се главни sequвезди на низа.

По завршувањето на согорувањето на водородот во јадрото, starвездата се движи надесно од главната низа на ефективната температура - дијаграм на сјајност (дијаграм на Херцспрунг-Расел), неговата ефективна температура се намалува, а theвездата се сели во регионот на црвените гиганти. Ова се должи на конвективниот трансфер на енергија од слоевит извор на водород лоциран директно во близина на јадрото на хелиум. Во самото јадро, температурата постепено се зголемува поради гравитационата компресија, а хелиумот почнува да гори на температура и густина g / cm. ( Коментар: бидејќи во природата нема стабилни елементи со атомски броеви 5 и 8, реакцијата е невозможна и берилиум-8 се распаѓа на 2 алфа честички

Ослободувањето на енергија по грам во согорувањето на хелиумот е за редослед помал отколку во согорувањето на водородот. Затоа, животниот век и бројот на starsвезди во оваа фаза на еволуција се многу пократки од оние на theвездите од главната низа. Но, поради нивната висока сјајност (фаза на црвен гигант или супервелец), овие starsвезди се добро проучени.

Најважната реакција е - - процес: Енергијата на збирот на трите алфа честички е 7,28 MeV поголема од енергијата на остатокот на јаглерод-12 јадрото. Затоа, за реакцијата да продолжи ефективно, потребно е „соодветно“ ниво на енергија на јадрото јаглерод-12. Јадрото има такво ниво (со енергија од 7,656 MeV), затоа 3-реакцијата во starsвездите има резонантна природа и затоа се одвива со доволна брзина. Две алфа честички го формираат кортикостероидното јадро:. Theивотниот век е околу c, но постои можност за прицврстување на уште една алфа честичка за да се формира возбудено јадро од јаглерод-12:. Возбудата се отстранува со раѓање на пар, а не со фотон, оттогаш преминот на фотони од ова ниво е забранет со правилата за избор:. Имајте на ум дека добиениот атом во основа веднаш "се распаѓа" во Би и Тој и на крајот во 3 алфа честички, и само во еден случај од 2500 има премин кон нивото на земјата со ослободување на 7,65 MeV енергија што ја носи двојката.

Понатамошна брзина на реакција

силно зависи од температурата (определена од масата на вездата), така што крајниот резултат на горење на хелиум во масивни starsвезди е формирање на јаглерод, јаглерод-кислород или чисто кислородно јадро.

Во следните фази на еволуција на масивните starsвезди во централните региони на вездата на високи температури, се јавуваат реакции на директна фузија на тешки јадра. Енергетското ослободување во реакциите на согорување е споредливо со ослободувањето на енергијата во β-реакцијата; сепак, моќното неутринско зрачење како резултат на високата температура (К) го прави животниот век на theвездата во овие фази многу пократок од времето на горење на хелиумот. Веројатноста за откривање на такви starsвезди е исклучително мала и во моментов нема единствена сигурна идентификација на starвезда во мирна состојба што ослободува енергија како резултат на согорување или потешки елементи.

Сл. 7.1 Пресметка на еволуцијата на starвезда со почетна маса од 22 како функција на времето од моментот на палење на водород во јадрото до почетокот на колапсот. Времето (од логаритамска скала) се смета од моментот кога започна колапсот. Ордината е маса во сончеви единици, измерена од центарот. Забележани се фазите на термонуклеарно согорување на разни елементи (вклучувајќи слоевити извори). Бојата го означува интензитетот на загревање (сино) и ладење на неутрино (виолетова). Засенчените области укажуваат на конвективно нестабилни региони на вездата. Пресметки Heger A., \u200b\u200bWoosley S. (Слика од прегледот на Langanke K., Martinez-Pinedo G., 2002, nucl-th / 0203071)

Stвезди: нивното раѓање, живот и смрт [трето издание, ревидирано] Шкловски Јосиф Самуилович

Поглавје 12 Starвездена еволуција

Поглавје 12 Starвездена еволуција

Како што веќе беше нагласено во Дел 6, огромното мнозинство starsвезди многу бавно ги менуваат своите главни карактеристики (сјај, радиус). Во секој даден момент, може да се смета дека тие се во состојба на рамнотежа - околност што широко ја искористивме за да ја разјасниме природата на elвездените ентериери. Но, бавноста на промените не значи нивно отсуство. Се работи за тајмингот еволуција, која мора да биде апсолутно неизбежна за вездите. Во својата најопшта форма, проблемот со еволуцијата на една aвезда може да се формулира на следниов начин. Да речеме дека има aвезда со дадена маса и радиус. Покрај тоа, познат е неговиот почетен хемиски состав, кој ќе се смета за постојан во текот на целиот волумен на вездата. Тогаш нејзината сјајност следи од пресметката на моделот на вездата. Во текот на еволуцијата, хемискиот состав на aвезда мора неизбежно да се промени, бидејќи поради термонуклеарните реакции кои ја поддржуваат нејзината сјајност, содржината на водород неповратно се намалува со текот на времето. Покрај тоа, хемискиот состав на вездата ќе престане да биде униформен. Ако во неговиот централен дел значително се намали процентот на водород, тогаш на периферијата тој ќе остане практично непроменет. Но, ова значи дека како што еволуира theвездата, поврзана со „согорувањето“ на нејзиното нуклеарно гориво, моделот на самата starвезда, а со тоа и нејзината структура, мора да се промени. Треба да се очекуваат промени во сјајот, радиусот, температурата на површината. Како последица на ваквите сериозни промени, graduallyвездата постепено ќе го смени своето место во дијаграмот Херцспрунг - Расел. Треба да се замисли дека на овој дијаграм ќе опише одредена траекторија или, како што велат, „патека“.

Проблемот на evolutionвездената еволуција е несомнено еден од најосновните проблеми на астрономијата. Во суштина, прашањето е како starsвездите се раѓаат, живеат, „стареат“ и умираат. Токму на овој проблем е посветена оваа книга. Овој проблем, по својата природа, е интегриран... Се решава со наменски истражувања на претставници на различни гранки на астрономијата - набудувачи и теоретичари. На крајот на краиштата, проучувајќи ги theвездите, невозможно е веднаш да се каже кои од нив се во генетска врска. Општо, овој проблем се покажа како многу тежок и веќе неколку децении воопшто не се залагаше за решение. Покрај тоа, до релативно неодамна, истражувачките напори честопати одеа во сосема погрешен правец. На пример, самото присуство на главната низа во дијаграмот Херцспрунг-Расел „инспирираше“ многу наивни истражувачи да замислат дека starsвездите еволуираат по овој дијаграм од жешки сини гиганти до црвени џуџиња. Но, бидејќи постои сооднос „маса - осветленост“, според кој се наоѓа масата на starsвезди заедно главната низа треба постојано да се намалува, гореспоменатите истражувачи тврдоглаво веруваа дека еволуцијата на starsвездите во посочената насока треба да биде придружена со континуирана и, згора на тоа, многу значителна загуба на нивната маса.

Сето ова се покажа како погрешно. Постепено, прашањето за патеките на еволуција на starsвездите стана јасно, иако индивидуалните детали за проблемот се уште се далеку од решавање. Посебна заслуга во разбирањето на процесот на evolutionвездената еволуција им припаѓа на теоретските астрофизичари, специјалисти во внатрешната структура на starsвездите, а пред се на американскиот научник М. Шварцшилд и неговата школа.

Раната фаза во еволуцијата на starsвездите, поврзана со процесот на нивна кондензација од меѓуerstвездениот медиум, беше разгледана на крајот од првиот дел од оваа книга. Таму, всушност, не стануваше збор дури ни за theвездите, туку за протоarsвезди... Вториот, континуирано склучувајќи дејство под дејство на гравитацијата, станува сè покомпактен објект. Во исто време, температурата на нивните црева постојано се зголемува (види формула (6.2)) се додека не стане околу неколку милиони келвини. На таква температура, првите термонуклеарни реакции на светлосните јадра (деутериум, литиум, берилиум, бор), во кои „Кулонската бариера“ е релативно ниска, се „вклучуваат“ во централните региони на протоarsвездите. Кога ќе се појават овие реакции, контракцијата на протоarвездата ќе се забави. Сепак, светлосните јадра ќе "изгорат" прилично брзо, бидејќи нивното изобилство е мало, а компресијата на прото protвездата ќе продолжи со скоро иста брзина (види равенка (3.6) во првиот дел од книгата), протоarвездата ќе се "стабилизира", односно ќе престане да се компресира, само откако температурата во нејзиниот централен дел ќе се зголеми толку многу што реакциите на протон-протон или јаглерод-азот ќе се „вклучат“. Willе претпостави конфигурација на рамнотежа под дејство на силите на сопствената гравитација и разликата во притисокот на гасот, што скоро точно се компензираат едни со други (види § 6). Строго кажано, од овој момент протоarвездата станува starвезда. Младата starвезда „седнува“ на своето место некаде од главната низа. Неговото точно место на главната низа се одредува според вредноста на почетната маса на прото protвездата. Масивните протоarsвезди „паѓаат“ на горниот дел од оваа низа, протоarsвездите со релативно мала маса (помала од сончевата) „слетуваат“ на нејзиниот долен дел. Така, протоarsвездите континуирано „влегуваат“ во главната низа по целата нејзина должина, така да се каже, „со широк фронт“.

„Протостеларната“ фаза на elвездената еволуција е прилично минлива. Најмасивните starsвезди ја минуваат оваа фаза за само неколку стотици илјади години. Затоа не е изненадувачки што бројот на такви starsвезди во Галаксијата е мал. Затоа, не е толку лесно да ги набудувате, особено кога сметате дека местата каде што се јавува процесот на формирање starвезди, по правило, се потопени во облаци од прашина што апсорбираат светлина. Но, откако тие ќе се „регистрираат на нивната постојана област“ на главната низа од дијаграмот Херцспрунг-Расел, ситуацијата драматично ќе се промени. Долго време тие ќе бидат на овој дел од дијаграмот, речиси без да ги менуваат нивните својства. Затоа, повеќето од theвездите се забележани во посочената низа.

Структурата на моделите на везда, кога таа релативно неодамна „седна“ на главната низа, се определува со модел пресметан под претпоставка дека нејзиниот хемиски состав е ист во текот на целиот волумен („хомоген модел“; види слика 11.1, 11.2). Како што „согорува водородот“, состојбата на вездата ќе се промени многу бавно, но стабилно, како резултат на што точката што ја претставува starвездата ќе опише одредена „трага“ на дијаграмот Херцспрунг-Расел. Природата на промената на состојбата на aвезда во суштина зависи од тоа дали материјата се меша во нејзината внатрешност или не. Во вториот случај, како што видовме за некои модели во претходниот дел, во централниот регион на theвездата, изобилството на водород станува значително помало поради нуклеарните реакции отколку на периферијата. Таквата aвезда може да се опише само со нехомоген модел. Но, можен е и друг пат на evolutionвездена еволуција: мешање се јавува низ целиот волумен на theвездата, кој поради оваа причина секогаш задржува „хомоген“ хемиски состав, иако содржината на водород континуирано ќе се намалува со текот на времето. Невозможно беше однапред да се каже која од овие можности се реализира во природата. Се разбира, во конвективните зони на starsвездите секогаш постои интензивно мешање на материјата, а во рамките на овие зони хемискиот состав мора да биде постојан. Но, дури и за оние региони на starsвезди каде доминира преносот на енергија со зрачење, мешањето на материјата е исто така сосема можно. На крајот на краиштата, никогаш не е можно да се исклучат систематските прилично бавни движења на големи маси на материја со мала брзина, што ќе доведе до мешање. Таквите движења може да се појават поради некои карактеристики на ротација на вездата.

Пресметаните модели на везда, во кои и хемискиот состав и мерката на нехомогеност се менуваат систематски со постојана маса, формираат таканаречена „еволутивна низа“. Нацртувајќи точки што одговараат на различни модели на еволутивната низа на starвезда на дијаграмот Херцспрунг - Расел, може да се добие нејзината теоретска трага на овој дијаграм. Излегува дека ако еволуцијата на aвезда биде придружена со целосно мешање на нејзината материја, патеките ќе бидат насочени од главната низа на лево... Напротив, теоретските еволутивни патеки за нехомогени модели (т.е. во отсуство на целосно мешање) секогаш ја водат starвездата нели од главната низа. Кој од двата теоретски пресметани патеки на elвездената еволуција е точен? Како што знаете, критериум на вистината е пракса. Во астрономијата, практиката е резултат на набудувања. Да го погледнеме дијаграмот Херцпрунг - Расел за starвездени јата прикажан на сл. 1,6, 1,7 и 1,8. Нема да ги најдеме theвездите горе и лево од главната низа. Но, има многу везди десно од него се црвените гиганти и подјуганите. Следствено, можеме да сметаме дека таквите starsвезди ја напуштаат главната низа во текот на нивната еволуција, а не придружени со целосно мешање на материјата во нивниот ентериер. Објаснувањето на природата на црвените гиганти е едно од најголемите достигнувања на теоријата за elвездената еволуција [30]. Самото постоење на црвени гиганти значи дека еволуцијата на starsвездите, по правило, не е придружена со мешање на материјата во целиот нивен волумен. Пресметките покажуваат дека како што еволуира theвездата, големината и масата на неговото конвективно јадро континуирано се намалуваат [31].

Очигледно, еволутивната низа на elвездени модели само по себе сè уште не кажува ништо за тоа темпо stвездена еволуција. Еволутивниот временски ред може да се добие од анализата на промените во хемискиот состав на различните членови на еволутивната низа на модели на вездата. Може да се одреди одредена просечна содржина на водород во starвезда, „пондерирана“ според нејзиниот волумен. Оваа просечна содржина ја означуваме преку X... Потоа, очигледно, промената со времето во количината X ја одредува сјајноста на aвезда, бидејќи е пропорционална на количината на термонуклеарна енергија ослободена во starвездата за една секунда. Затоа, може да се напише:

(12.1)

Количината на енергија ослободена при нуклеарната трансформација на еден грам материја, симбол

значи промена на вредноста X за една секунда. Староста на една starвезда можеме да ја дефинираме како изминат период од моментот кога таа „седна“ на главната низа, т.е. започнаа реакциите на нуклеарниот водород во нејзината внатрешност. Ако светлината и просечната содржина на водород се познати за различни членови на еволутивната низа X, тогаш не е тешко од равенката (12.1) да се најде возраста на одреден модел на везда во нејзината еволутивна низа. Секој што ги знае основите на високата математика, ќе разбере дека од равенката (12,1), што е едноставна диференцијална равенка, староста на aвезда

дефиниран како интеграл

Сумирање на временски интервали

12, очигледно ќе го добиеме временскиот интервал

Помина од почетокот на еволуцијата на вездата. Токму оваа околност е изразена со формулата (12.2).

На сл. 12.1 ги прикажува теоретски пресметаните еволутивни патеки за релативно масивни starsвезди. Тие ја започнуваат својата еволуција на долниот раб на главната низа. Како што согорува водород, таквите starsвезди се движат по нивните траги во општа насока преку главната низа, без да ги надмине своите граници (т.е. да остане во нејзината ширина). Оваа фаза на еволуција, поврзана со присуството на starsвезди на главната низа, е најдолга. Кога содржината на водород во јадрото на таквата starвезда стане близу 1%, стапката на еволуција ќе се забрза. За да се одржи ослободувањето на енергијата на потребното ниво со нагло намалена содржина на водород "гориво", потребно е да се зголеми температурата на јадрото како "компензација". И тука, како и во многу други случаи, самата starвезда ја регулира својата структура (види § 6). Зголемување на температурата на јадрото се постигнува со компресија starsвезди како целина. Поради оваа причина, еволутивните патеки се свртуваат нагло налево, односно температурата на површината на theвездата се зголемува. Сепак, наскоро, контракцијата на theвездата престанува, бидејќи целиот водород во јадрото е согорен. Но, „се вклучува“ нова област на нуклеарни реакции - тенка обвивка околу веќе „мртвото“ (иако многу жешко) јадро. Како што theвездата еволуира понатаму, овој плик се оддалечува сè повеќе од центарот на вездата, а со тоа се зголемува масата на „изгореното“ јадро на хелиум. Во исто време, ќе се одвива процесот на компресија на ова јадро и неговото загревање. Меѓутоа, во овој случај, надворешните слоеви на таквата starвезда почнуваат да отекуваат брзо и многу силно. Ова значи дека температурата на површината значително се намалува со малку променлив проток. Неговата еволутивна патека се врти нагло надесно и theвездата ги стекнува сите карактеристики на црвениот супервелика. Бидејќи theвездата пристапи кон оваа состојба прилично брзо по престанокот на компресијата, скоро и да нема starsвезди што го пополнуваат јазот помеѓу главната низа и гранката на гиганти и супервелеси на дијаграмот Херцспрунг-Расел. Ова јасно се гледа во вакви дијаграми изградени за отворени групи (види слика 1.8). Понатамошната судбина на црвените супервелеси се уште не е добро разбрана. Thisе се вратиме на ова важно прашање во следниот дел. Јадрото може да се загрева до многу високи температури, од редот на стотици милиони келвини. На такви температури, реакцијата на троен хелиум "се вклучува" (види § 8). Енергијата ослободена за време на оваа реакција ја запира понатамошната компресија на јадрото. После тоа, јадрото ќе се прошири малку, а радиусот на starвездата ќе се намали. Вездата ќе стане потопла и ќе се движи лево во дијаграмот Херцспрунг-Расел.

Еволуцијата на starsвездите со помала маса се одвива нешто поинаку, на пример, М.

1, 5М.

Имајте на ум дека еволуцијата на starsвездите, чија маса е помала од масата на Сонцето, генерално е несоодветна за разгледување, бидејќи нивното време на престој во главната низа ја надминува возраста на Галаксијата. Оваа околност го прави проблемот со еволуцијата на starsвездите со мала маса „неинтересен“ или, подобро да се каже, „не итен“. Забележуваме само дека starsвездите со мала маса (помалку од

0, 3 соларни) остануваат целосно „конвективни“ дури и кога се на главната низа. Никогаш не развиваат „сјајно“ јадро. Оваа тенденција е јасно видлива во случај на еволуција на протоarsвездите (види § 5). Ако масата на последното е релативно голема, се формира зрачно јадро дури и пред прото protвездата да „седне“ на главната низа. И предметите со мала маса и во протостеларна и во elвездена фаза остануваат целосно конвективни. Кај таквите starsвезди, температурата во центарот не е доволно висока за да може протон-протонскиот циклус целосно да работи. Тој е отсечен со формирање на изотоп 3 Тој, и „нормалниот“ 4 Тој веќе не се синтетизира. Над 10 милијарди години (што е близу до возраста на најстарите starsвезди од овој тип), околу 1% од водородот ќе се претвори во 3 Не. Затоа, може да се очекува дека изобилството на 3 He во однос на 1 H ќе биде аномално високо - околу 3%. За жал, сè уште не е можно да се провери ова предвидување на теоријата со набудување. Stвездите со толку мала маса се црвени џуџиња, чијашто температура на површината е целосно недоволна за да ги возбуди линиите на хелиум во оптичкиот регион. Во принцип, сепак, во далечниот ултравиолетов дел од спектарот, линиите за апсорпција на резонанца може да се набудуваат со методи на ракетна астрономија. Сепак, крајната слабост на континуираниот спектар ја исклучува дури и оваа проблематична можност. Сепак, треба да се забележи дека значајни, ако не и повеќето од црвените џуџиња, се трепка starsвезди од типот УВ Цети (види § 1). Самиот феномен на брзо повторување на одблесоците во такви кул џуџести starsвезди несомнено е поврзан со конвекцијата, која го зафаќа целиот нивен волумен. Емисиони линии се забележуваат за време на одблесокот. Можеби ќе биде можно да се набудуваат линиите 3 Не во такви starsвезди? Ако масата на протоarвездата е помала од 0 , 08М.

Температурата во нејзината внатрешност е толку ниска што никакви термонуклеарни реакции не можат да ја запрат компресијата во фазата на главната низа. Таквите starsвезди континуирано ќе се стегаат сè додека не станат бели џуџиња (поточно, дегенерирани црвени џуџиња). Ајде да се вратиме на еволуцијата на помасивните starsвезди.

На сл. 12.2 ја покажува еволутивната патека на aвезда со маса еднаква на 5 М.

Според повеќето детални пресметки извршени со помош на компјутер. На оваа патека, бројките ги означуваат карактеристичните фази на еволуцијата на theвездата. Објаснувањата за сликата укажуваат на времето на секоја фаза на еволуција. Ние само ќе посочиме тука дека делот од еволутивната патека 1-2 одговара на главната низа, делот 6-7 одговара на сцената на црвениот гигант. Интересно намалување на осветленоста во регионот 5-6, поврзано со трошењето енергија за „отекување“ на вездата. На сл. Дадени се 12,3 слични теоретски пресметани патеки за starsвезди со различна маса. Броевите што ги означуваат различните фази на еволуцијата го имаат истото значење како на Сл. 12.2.

Сл. 12,2:Еволутивна патека на starвезда со маса од 5 М. , (1-2) - согорување на водород во конвективното јадро, 6 , 44 10 7 години; (2-3) - целосна компресија на вездата, 2 , 2 10 6 години; (3-4) - палење на водород во слоевит извор, 1 , 4 10 5 години; (4-5) - согорување на водород во дебел слој, 1 , 2 10 6 години; (5-6) - проширување на конвективната обвивка, 8 10 5 години; (6-7) - фаза на црвен гигант, 5 10 5 години; (7-8) - палење на хелиум во јадрото, 6 10 6 години; (8-9) - исчезнување на конвективната обвивка, 10 6 години; (9-10) - согорување на хелиум во јадрото, 9 10 6 години; (10-11) - секундарно проширување на конвективната обвивка, 10 6 години; (11-12) - компресија на јадрото додека согорува хелиум; (12-13-14) - слоевит извор на хелиум; (14-?) - загуби на неутрино, црвен супервелец.

Од едноставно разгледување на еволутивните патеки прикажани на Сл. 12.3, следува дека повеќе или помалку масивни starsвезди ја напуштаат главната низа на прилично „намотка“ начин, формирајќи гранка на гиганти на дијаграмот Херцспрунг-Расел. Карактеристично е многу брзо зголемување на сјајноста на starsвездите со помала маса, бидејќи тие се развиваат кон црвените гиганти. Разликата во еволуцијата на ваквите starsвезди во споредба со помасивните е што првите формираат многу густо, дегенерирано јадро. Таквото јадро, поради високиот притисок на дегенерираниот гас (види Сек. 10), е способно да ја „држи“ тежината на слоевите на starвездата што лежат горе. Скоро нема да се намали, и затоа, многу жешко. Затоа, ако се вклучи „тројната“ реакција на хелиум, тоа ќе биде многу подоцна. Освен физичките услови, во регионот близу центарот, структурата на таквите starsвезди ќе биде слична на структурата на помасивните. Следствено, нивната еволуција по согорувањето на водородот во централниот регион исто така ќе биде придружена со „отекување“ на надворешната обвивка, што ќе ги доведе нивните траги кон регионот на црвените гиганти. Меѓутоа, за разлика од помасивните суперверови, нивните јадра ќе се состојат од многу густ дегенериран гас (видете го дијаграмот на слика 11.4).

Можеби најистакнатото достигнување на теоријата на elвездената еволуција развиено во овој дел е неговото објаснување на сите карактеристики на дијаграмот Херцспрунг - Расел за starвездени јата. Опис на овие дијаграми е веќе даден во § 1. Како што веќе беше споменато во горниот дел, староста на сите starsвезди во даден кластер треба да се смета за иста. Почетниот хемиски состав на овие starsвезди исто така треба да биде ист. На крајот на краиштата, сите тие се формирале од истиот (иако прилично голем) агрегат на меѓуerstвездениот медиум - комплекс гас-прашина. Различните starвездени јата треба да се разликуваат едни од други првенствено според возраста и, покрај тоа, почетниот хемиски состав на топчестите јата треба остро да се разликува од составот на отворените јата.

Линиите по кои се наоѓаат starsвездите на гроздовите во дијаграмот Херцспрунг - Расел на кој било начин не ги означуваат нивните еволутивни траги. Овие линии се локус на точките на посочениот дијаграм, каде што имаат starsвезди со различна маса иста возраст... Ако сакаме да ја споредиме теоријата на elвездената еволуција со резултатите од набудувањата, пред сè, потребно е да се конструираат теоретски „линии на иста возраст“ за starsвезди со различни маси и ист хемиски состав. Возраста на една starвезда во различни фази од нејзината еволуција може да се одреди со употреба на формулата (12.3). Во овој случај, потребно е да се користат теоретски траги на elвездената еволуција од типот прикажан на сл. 12,3. На сл. 12.4 ги покажува резултатите од пресметките за осум starsвезди чии маси варираат од 5,6 до 2,5 сончеви маси. На еволутивните патеки на секоја од овие starsвезди се обележани точки на позиција, што соодветните starsвезди ќе ги преземат за сто, двесте, четиристотини и осумстотини милиони години од нивната еволуција од почетната состојба на долниот раб на главната низа. Кривите што минуваат низ соодветните точки за различни starsвезди се „криви на иста возраст“. Во нашиот случај, пресметките беа извршени за прилично масивни starsвезди. Пресметаните временски интервали на нивната еволуција покриваат најмалку 75% од нивниот „активен живот“ кога испуштаат термонуклеарна енергија генерирана во нивните длабочини. За најмасовните starsвезди, еволуцијата достигнува фаза на секундарна компресија, што се случува по целосно согорување на водородот во нивните централни делови.

Ако ја споредиме добиената теоретска крива на еднаква возраст со дијаграмот Херцспрунг - Расел за млади starвездени јата (види Слика 12.5, а исто така и 1.6), тогаш нејзината неверојатна сличност со главната линија на овој кластер е неволно впечатлива. Во целосна согласност со главниот принцип на теоријата на еволуција, според кој помасивните starsвезди ја напуштаат главната низа побрзо, дијаграмот на Сл. 12.5 јасно укажува на тоа дека врвот на оваа низа starsвезди во гроздот се наведнува надесно... Местото на главната низа, каде што theвездите почнуваат забележително да отстапуваат од неа, е „пониско“, колку е постаро кластерот. Само оваа околност овозможува директно да се споредат возрастите на различните starвездени јата. За старите јата, главната низа завршува некаде близу спектралната класа А. За младите кластери, целата главна низа е сè уште „недопрена“, до жешките масивни starsвезди од спектралната класа Б. На пример, оваа ситуација се гледа на дијаграмот за кластерот NGC 2264 (Сл. 1.6) Навистина, линијата со иста возраст пресметана за овој кластер дава период од нејзината еволуција само 10 милиони години. Така, овој кластер се роди „во сеќавањето“ на античките човечки предци - Рамапитеците ... Многу постар кластер на везди - Плејадите, чиј дијаграм е прикажан на Сл. 1.4, има целосно „просечна“ возраст од околу 100 милиони години. Stillвездите од спектралната класа Б7 сè уште се зачувани таму. Но, кластерот Хајадс (види слика 1.5) е прилично стар - неговата возраст е околу една милијарда години, и затоа главната низа започнува само со classвезди од класа А.

Теоријата на evolutionвездената еволуција објаснува уште една iousубопитна карактеристика на дијаграмот Херцспрунг-Расел за „млади“ кластери. Поентата е дека еволутивните времиња за џуџести starsвезди со мала маса се многу долги. На пример, многу од нив сè уште не ја поминале фазата на гравитациона контракција за 10 милиони години (еволутивниот период на кластерот NGC 2264) и, строго кажано, не се ни starsвезди, туку протоarsвезди. Таквите објекти, како што знаеме, се наоѓаат десно од дијаграмот Херцспрунг - Расел (види слика 5.2, каде што еволутивните патеки на starsвездите започнуваат во рана фаза на гравитационата контракција). Ако, според тоа, во млад кластер, џуџестите starsвезди сè уште не „седнале“ на главната низа, долниот дел од последниот ќе биде во таков кластер се префрли надесно, што е забележано (види слика 1.6). Нашето Сонце, како што рековме погоре, и покрај фактот што веќе „исцрпи“ забележлив дел од своите „ресурси на водород“, сè уште не ја напушти главната низа на низи од дијаграмот Херцспрунг-Расел, иако се развиваше околу 5 милијарди години. Пресметките покажуваат дека „младиот“, неодамна „слетал“ на главната низа, Сонцето емитирало 40% помалку од сега, а неговиот радиус е само 4% помалку од современиот, а температурата на површината е 5200 K (сега 5700 K).

Теоријата на еволуција лесно ги објаснува карактеристиките на дијаграмот Херцспрунг - Расел за топчести јата. Како прво, ова се многу стари предмети. Нивната возраст е само нешто помала од возраста на Галаксијата. Ова јасно следи од скоро целосно отсуство на upperвезди од горната главна низа во овие дијаграми. Долниот дел од главната низа, како што веќе беше споменато во § 1, се состои од под џуџиња. Познато е од спектроскопските опсервации дека под џуџињата се многу сиромашни во тешки елементи - може да има десет пати помалку отколку во „обичните“ џуџиња. Затоа, почетниот хемиски состав на топчести јата беше значително различен од составот на супстанцијата од која се формираа отворените јата: имаше премалку тешки елементи. На сл. 12.6 ги претставува теоретските еволутивни патеки на starsвезди со маса од 1,2 соларни (ова е близу до масата на aвезда што успеа да еволуира над 6 милијарди години), но со различни почетни хемиски состави. Јасно се гледа дека откако leftвездата „замина“ од главната низа, сјајот за истите еволутивни фази со мало металско изобилство ќе биде многу поголем. Во исто време, ефективните температури на површината на таквите starsвезди ќе бидат повисоки.

На сл. 12.7 ги покажува еволутивните патеки на lowвезди со мала маса со мало изобилство на тешки елементи. На овие кривини, точките ги означуваат позициите на starsвездите по шест милијарди години еволуција. Подебелата линија што ги поврзува овие точки е очигледна линија на иста возраст. Ако ја споредиме оваа линија со дијаграмот Херцппрунг - Расел за топчестиот кластер М 3 (види слика 1.8), тогаш целосната совпаѓање на оваа линија со линијата по која theвездите на овој кластер ја „напуштаат“ главната низа, веднаш се удира.

Прикажано на сл. 1.8 на дијаграмот е прикажана и хоризонтална гранка која отстапува од низата гиганти налево. Очигледно, тоа одговара на starsвезди во чии длабочини се одвива „тројна“ реакција на хелиум (види Сек. 8). Така, теоријата на elвездената еволуција ги објаснува сите карактеристики на Херцспрунг - Раселовиот дијаграм за топчести јата до нивните „антички векови“ и ниското изобилство на тешки елементи [32].

Многу е iousубопитно што кластерот во Хајадите има неколку бели џуџиња, но не и во Плејадите. И двата кластера се релативно блиски до нас, така што оваа интересна разлика помеѓу двете јата не може да се објасни со различни „услови на видливост“. Но, веќе знаеме дека белите џуџиња се формираат во последната фаза на црвените гиганти, чии маси се релативно мали. Затоа, за целосна еволуција на ваков гигант, потребно е значително време - најмалку милијарда години. Овој пат „помина“ кај кластерот Хајадс, но „сè уште не е дојден“ во Плејадите. Затоа, првиот кластер веќе содржи одреден број бели џуџиња, додека вториот не.

На сл. 12.8 покажува збирен шематски дијаграм на Херцспрунг - Расел за голем број кластери, отворени и топчести. На овој дијаграм, ефектот на разликите во возраста во различни кластери е јасно видлив. Така, постојат сите причини да се тврди дека современата теорија за структурата на starsвездите и теоријата за elвездената еволуција заснована врз неа биле во можност лесно да ги објаснат главните резултати од астрономските набудувања. Несомнено, ова е едно од најистакнатите достигнувања на астрономијата на 20 век.

Од книгата Stвездите: Нивно раѓање, живот и смрт [трето издание, ревидирано] автор Шкловски Јосиф Самуилович

Поглавје 3 Комплекси од гасна прашина на меѓуerstвездениот медиум - лулка на starsвездите Карактеристична особина на меѓуelвездениот медиум е широк спектар на физички услови достапни во него. Прво, постојат зони H I и зони H II, чија кинетичка температура се разликува

Од книгата Забранета Тесла автор Горковски Павел

Поглавје 5 Еволуција на протоarsвезди и протвостелални пликови Во Дел 3, детално го разгледавме проблемот со кондензација во протоarsвезди на густи ладни молекуларни облаци, во кои, поради гравитационата нестабилност, комплексот гас-прашина на меѓуelвездената

Од книгата Теорија за универзумот автор Етернус

Поглавје 8 Нуклеарни извори на енергија на зрачење на starsвездите Во § 3 веќе рековме дека изворите на енергија на Сонцето и starsвездите, обезбедувајќи ја нивната сјајност за време на гигантски „космогониски“ временски интервали, пресметани за starsвезди со не премногу голема маса во милијарди

Од книгата Интересно за астрономијата автор Томилин Анатолиј Николаевич

Поглавје 11 Stвездени модели Во Дел 6, ги добивме главните карактеристики на elвездените ентериери (температура, густина, притисок) користејќи го методот на груба проценка на количините вклучени во равенките што ги опишуваат состојбите на рамнотежа на starsвездите. Иако овие проценки даваат точна идеја за

Од книгата Десет одлични идеи на науката. Како работи нашиот свет. авторот Аткинс Питер

Поглавје 14 Stвездената еволуција во тесните бинарни системи Во претходниот дел, еволуцијата на starsвездите беше разгледана во некои детали. Сепак, потребно е да се направи важна резервација: зборувавме за еволуцијата на единствените изолирани starsвезди. Како ќе се развие еволуцијата на starsвездите што се формираат

Од книгата Преваленцата на животот и уникатноста на умот? автор Мосевитски Марк Исакович

Поглавје 20 Пулсари и маглини - остатоци од супернова Всушност, заклучокот дека пулсарите брзо ротираат неутронски starsвезди во никој случај не беше изненадување. Можеме да кажеме дека го подготви целиот развој на астрофизиката во претходниот

Од книгата Почетокот на бесконечноста [Објаснувања што го менуваат светот] од Дојч Давид

Од книгата Враќање на времето [Од античка космогонија до идна космологија] од Смолин Ли

Од книгата Интерстелар: Наука зад сцената автор Торн Кип Стивен

1. Сонцето е мерка за theвездите Theвездите се сонце. Сонцето е везда. Сонцето е огромно. А theвездите? Како да се измерат starsвездите? Кои тегови треба да се земат за мерење, какви мерења за мерење на дијаметар? Дали самото Сонце е погодно за оваа намена - starвезда за која знаеме повеќе отколку за сите светла?

Од книгата на авторот

Од книгата на авторот

Од книгата на авторот

15. Еволуција на културата Идеи што преживуваат Културата е збир на идеи кои одредуваат, во некои аспекти, слично однесување на нивните носители. Под идеи, мислам на какви било информации што можат да се складираат во главата на една личност и да влијаат на неговото однесување. Значи

Од книгата на авторот

Еволуцијата на мемите Во класичната научна фантастична приказна на Исак Асимов, Јокестер, напишана во 1956 година, главниот лик е научник кој истражува анегдоти. Открива дека иако многу луѓе понекогаш прават духовити, оригинални забелешки, никој никогаш

Од книгата на авторот

16. Еволуција на креативно размислување

Од книгата на авторот

Од книгата на авторот

Растојанија до најблиските starsвезди Најблиската (не сметајќи го Сонцето) starвезда во чиј систем може да има планета погодна за живот е Тау Цети. Од Земјата е оддалечено 11,9 светлосни години; тоа е, патувајќи со брзина на светлината, ќе биде можно да се достигне