Każdy z nas przynajmniej raz w życiu patrzył w rozgwieżdżone niebo. Ktoś spojrzał na to piękno, przeżywając romantyczne uczucia, inny próbował zrozumieć, skąd się bierze to piękno. Życie w kosmosie, w przeciwieństwie do życia na naszej planecie, płynie z inną prędkością. Czas w kosmosie żyje według własnych kategorii, odległości i wymiary we Wszechświecie są kolosalne. Rzadko myślimy o tym, że ewolucja galaktyk i gwiazd nieustannie odbywa się na naszych oczach. Każdy obiekt w nieskończonej przestrzeni jest konsekwencją pewnych procesów fizycznych. Galaktyki, gwiazdy, a nawet planety przechodzą główne fazy rozwoju.

Nasza planeta i wszyscy jesteśmy zależni od naszej gwiazdy. Jak długo słońce będzie nas zachwycać swoim ciepłem, tchną życie w Układ Słoneczny? Co nas czeka w przyszłości za miliony i miliardy lat? W związku z tym ciekawie jest dowiedzieć się więcej o etapach ewolucji obiektów astronomicznych, skąd pochodzą gwiazdy i jak kończy się życie tych wspaniałych luminarzy na nocnym niebie.

Pochodzenie, narodziny i ewolucja gwiazd

Ewolucja gwiazd i planet zamieszkujących naszą galaktykę Drogi Mlecznej i cały Wszechświat jest w większości dobrze zbadana. W kosmosie prawa fizyki są niezachwiane, co pomaga zrozumieć pochodzenie obiektów kosmicznych. W tym przypadku zwykle opiera się na teorii Wielkiego Wybuchu, która jest obecnie dominującą doktryną dotyczącą procesu powstania Wszechświata. Wydarzenie, które wstrząsnęło wszechświatem i doprowadziło do powstania wszechświata według kosmicznych standardów, jest szybkie jak błyskawica. W kosmosie chwile mijają od narodzin gwiazdy do jej śmierci. Wielkie odległości stwarzają iluzję stałości wszechświata. Gwiazda, która rozbłysła w oddali, świeci dla nas przez miliardy lat, podczas gdy może już nie istnieć.

Teoria ewolucji galaktyk i gwiazd jest rozwinięciem teorii Wielkiego Wybuchu. Doktryna narodzin gwiazd i pojawienia się układów gwiazdowych różni się skalą tego, co się dzieje i ramami czasowymi, które, w przeciwieństwie do wszechświata jako całości, można zaobserwować za pomocą nowoczesnych środków naukowych.

Badanie cyklu życia gwiazd jest możliwe na przykładzie najbliższej nam gwiazdy. Słońce jest jedną ze stu bilionów gwiazd w naszym polu widzenia. Ponadto odległość od Ziemi do Słońca (150 mln km) daje wyjątkową możliwość zbadania obiektu bez opuszczania Układu Słonecznego. Uzyskane informacje pozwolą nam szczegółowo zrozumieć, jak układają się inne gwiazdy, jak szybko wyczerpują się te gigantyczne źródła ciepła, jakie są etapy rozwoju gwiazdy i jaki będzie finał tego wspaniałego życia - ciche i słabe lub błyszczące, wybuchowe.

Po Wielkim Wybuchu maleńkie cząsteczki utworzyły międzygwiazdowe obłoki, które stały się „szpitalem położniczym” dla bilionów gwiazd. Charakterystyczne jest, że wszystkie gwiazdy narodziły się w tym samym czasie w wyniku kurczenia się i rozszerzania. Kompresja gazu kosmicznego w chmurach powstała pod wpływem jego własnej grawitacji i podobnych procesów w nowych gwiazdach w pobliżu. Ekspansja wynikała z wewnętrznego ciśnienia gazu międzygwiazdowego oraz z pól magnetycznych wewnątrz chmury gazu. Chmura obracała się swobodnie wokół środka masy.

Chmury gazu powstałe po eksplozji składają się w 98% z atomowego i cząsteczkowego wodoru oraz helu. Tylko 2% tego masywu to pył i mikroskopijne cząsteczki stałe. Wcześniej sądzono, że w środku każdej gwiazdy znajduje się żelazne jądro, podgrzane do temperatury miliona stopni. To właśnie ten aspekt wyjaśnił gigantyczną masę gwiazdy.

W opozycji do sił fizycznych dominowały siły ściskające, gdyż światło powstałe w wyniku uwolnienia energii nie przenika do chmury gazu. Światło wraz z częścią uwolnionej energii rozchodzi się na zewnątrz, tworząc strefę temperatury ujemnej i niskiego ciśnienia wewnątrz gęstego nagromadzenia gazu. Podczas gdy w tym stanie gaz kosmiczny jest gwałtownie sprężany, wpływ sił przyciągania grawitacyjnego prowadzi do tego, że cząstki zaczynają tworzyć materię gwiazdową. Kiedy nagromadzenie gazu jest gęste, intensywna kompresja powoduje uformowanie się gromady gwiazd. Gdy obłok gazu jest mały, kompresja powoduje powstanie pojedynczej gwiazdy.

Krótki opis tego, co się dzieje, to fakt, że przyszła gwiazda przechodzi przez dwa etapy - szybką i powolną kompresję do stanu protogwiazdy. Mówiąc prostym i zrozumiałym językiem, szybka kompresja to upadek materii gwiazdowej w kierunku centrum protogwiazdy. Powolna kompresja występuje już na tle uformowanego środka protogwiazdy. W ciągu następnych setek tysięcy lat nowa formacja kurczy się, a jej gęstość wzrasta miliony razy. Stopniowo protogwiazda staje się nieprzezroczysta z powodu dużej gęstości materii gwiazdowej, a trwająca kompresja uruchamia mechanizm reakcji wewnętrznych. Wzrost wewnętrznego ciśnienia i temperatury prowadzi do powstania przyszłej gwiazdy o własnym środku ciężkości.

Protogwiazda pozostaje w tym stanie przez miliony lat, powoli wydzielając ciepło i stopniowo kurczy się, zmniejszając swój rozmiar. W rezultacie zarysowane są kontury nowej gwiazdy, a gęstość jej materii staje się porównywalna z gęstością wody.

Średnia gęstość naszej gwiazdy to 1,4 kg / cm3 - prawie tyle samo, co gęstość wody w słonym Morzu Martwym. W centrum Słońce ma gęstość 100 kg / cm3. Materia gwiazdowa nie jest w stanie ciekłym, ale w postaci plazmy.

Pod wpływem ogromnego ciśnienia i temperatury około 100 mln K rozpoczynają się reakcje termojądrowe cyklu wodorowego. Kompresja ustaje, masa obiektu rośnie, gdy energia grawitacji zamienia się w termojądrowe spalanie wodoru. Od tego momentu nowa gwiazda, emitując energię, zaczyna tracić masę.

Powyższa wersja powstania gwiazdy to tylko prymitywny diagram opisujący początkowy etap ewolucji i narodzin gwiazdy. Dziś takie procesy w naszej galaktyce i we Wszechświecie są praktycznie niewidoczne ze względu na intensywne wyczerpywanie się materii gwiazdowej. W całej świadomej historii obserwacji naszej Galaktyki zaobserwowano tylko kilka nowych gwiazd. W skali Wszechświata liczba ta może wzrosnąć setki i tysiące razy.

Przez większość życia protogwiazdy są ukryte przed ludzkim okiem przez zakurzoną skorupę. Promieniowanie z jądra można zaobserwować tylko w zakresie podczerwieni, co jest jedynym sposobem, aby zobaczyć narodziny gwiazdy. Na przykład w Mgławicy Oriona w 1967 roku astrofizycy odkryli nową gwiazdę w zakresie podczerwieni, której temperatura promieniowania wynosiła 700 stopni Kelvina. Później okazało się, że miejsce narodzin protogwiazd to zwarte źródła, dostępne nie tylko w naszej galaktyce, ale także w innych odległych od nas zakątkach Wszechświata. Oprócz promieniowania podczerwonego miejsca narodzin nowych gwiazd są naznaczone intensywnymi sygnałami radiowymi.

Proces badania i diagram ewolucji gwiazd

Cały proces poznawania gwiazd można z grubsza podzielić na kilka etapów. Na samym początku powinieneś określić odległość do gwiazdy. Informacje o tym, jak daleko od nas jest gwiazda, jak długo od niej odchodzi światło, daje wyobrażenie o tym, co stało się z gwiazdą w tym czasie. Gdy ktoś nauczył się mierzyć odległość do odległych gwiazd, stało się jasne, że gwiazdy to te same słońca, tylko o różnych rozmiarach i przeznaczeniu. Znając odległość do gwiazdy, proces syntezy termojądrowej gwiazdy można prześledzić na podstawie poziomu światła i ilości emitowanej energii.

Po określeniu odległości do gwiazdy możesz skorzystać z analizy spektralnej, aby obliczyć skład chemiczny gwiazdy i poznać jej strukturę i wiek. Dzięki pojawieniu się spektrografu naukowcy byli w stanie zbadać naturę światła gwiazd. To urządzenie może określić i zmierzyć skład gazowy materii gwiazdowej, którą gwiazda posiada na różnych etapach swojego istnienia.

Badając spektralną analizę energii Słońca i innych gwiazd, naukowcy doszli do wniosku, że ewolucja gwiazd i planet ma wspólne korzenie. Wszystkie ciała kosmiczne mają ten sam typ, podobny skład chemiczny i pochodzą z tej samej materii, która powstała w wyniku Wielkiego Wybuchu.

Materia gwiazd składa się z tych samych pierwiastków chemicznych (aż do żelaza) co nasza planeta. Różnica polega tylko na ilości pewnych pierwiastków i procesach zachodzących na Słońcu i wewnątrz firmamentu Ziemi. To właśnie odróżnia gwiazdy od innych obiektów we wszechświecie. Pochodzenie gwiazd należy również rozpatrywać w kontekście innej dyscypliny fizycznej, mechaniki kwantowej. Zgodnie z tą teorią materia determinująca materię gwiazdową składa się z nieustannie rozszczepiających się atomów i cząstek elementarnych, które tworzą własny mikrokosmos. W tym świetle interesująca jest struktura, skład, struktura i ewolucja gwiazd. Jak się okazało, większość naszej gwiazdy i wielu innych gwiazd to tylko dwa pierwiastki - wodór i hel. Model teoretyczny opisujący budowę gwiazdy pozwoli zrozumieć ich budowę i główną różnicę w stosunku do innych obiektów kosmicznych.

Główną cechą jest to, że wiele obiektów we Wszechświecie ma określony rozmiar i kształt, podczas gdy gwiazda może zmieniać rozmiar w miarę rozwoju. Gorący gaz to połączenie atomów, które są ze sobą luźno związane. Miliony lat po powstaniu gwiazdy zaczyna się ochładzanie powierzchniowej warstwy materii gwiazdowej. Gwiazda oddaje większość swojej energii w przestrzeń kosmiczną, zmniejszając się lub zwiększając rozmiar. Transfer ciepła i energii zachodzi z wnętrza gwiazdy na powierzchnię, wpływając na intensywność promieniowania. Innymi słowy, ta sama gwiazda wygląda inaczej w różnych okresach swojego istnienia. Procesy termojądrowe oparte na reakcjach cyklu wodorowego sprzyjają przekształcaniu lekkich atomów wodoru w cięższe pierwiastki - hel i węgiel. Zdaniem astrofizyków i naukowców jądrowych taka reakcja termojądrowa jest najbardziej wydajna pod względem ilości wytwarzanego ciepła.

Dlaczego termojądrowa fuzja jądrowa nie kończy się wraz z wybuchem takiego reaktora? Chodzi o to, że siły pola grawitacyjnego w nim mogą utrzymywać materię gwiazdową w ustabilizowanej objętości. Z tego można wyciągnąć jednoznaczny wniosek: każda gwiazda jest masywnym ciałem, które zachowuje swój rozmiar dzięki równowadze między siłami grawitacji a energią reakcji termojądrowych. Efektem tego idealnego naturalnego projektu jest źródło ciepła, które może pracować przez długi czas. Przyjmuje się, że pierwsze formy życia na Ziemi pojawiły się 3 miliardy lat temu. Słońce w tamtych odległych czasach ogrzewało naszą planetę tak samo, jak teraz. W konsekwencji nasza gwiazda niewiele się zmieniła, mimo że skala wypromieniowywanego ciepła i energii słonecznej jest kolosalna - ponad 3-4 miliony ton na sekundę.

Nietrudno obliczyć, jak bardzo przez lata swojego istnienia nasza gwiazda straciła na wadze. Będzie to ogromna liczba, jednak ze względu na olbrzymią masę i dużą gęstość takie straty w skali Wszechświata wyglądają na znikome.

Gwiezdne etapy ewolucji

Los gwiazdy zależy od początkowej masy gwiazdy i jej składu chemicznego. Podczas gdy główne rezerwy wodoru są skoncentrowane w jądrze, gwiazda pozostaje w tak zwanej sekwencji głównej. Gdy tylko pojawi się tendencja do powiększania się gwiazdy, oznacza to, że wyschło główne źródło syntezy termojądrowej. Rozpoczęła się długa, ostateczna ścieżka transformacji ciała niebieskiego.

Luminarze uformowani we Wszechświecie są początkowo podzieleni na trzy najpopularniejsze typy:

• normalne gwiazdy (żółte karły);
• gwiazdy karłowate;
• gigantyczne gwiazdy.

Gwiazdy o małej masie (karły) powoli spalają rezerwy wodoru i żyją dość spokojnie.

Większość takich gwiazd we Wszechświecie i nasza gwiazda - żółty karzeł - należy do nich. Wraz z nadejściem starości żółty karzeł staje się czerwonym olbrzymem lub nadolbrzymem.

Opierając się na teorii pochodzenia gwiazd, proces powstawania gwiazd we Wszechświecie nie zakończył się. Najjaśniejsze gwiazdy w naszej galaktyce są nie tylko największymi w porównaniu ze Słońcem, ale także najmłodszymi. Astrofizycy i astronomowie nazywają te gwiazdy niebieskimi nadolbrzymami. W końcu stoją przed tym samym losem, przez który przechodzą biliony innych gwiazd. Najpierw szybkie narodziny, wspaniałe i żarliwe życie, po którym następuje okres powolnego rozkładu. Gwiazdy tak duże jak Słońce mają długie cykle życia w ciągu głównym (w środku).

Korzystając z danych dotyczących masy gwiazdy, można przyjąć jej ewolucyjną ścieżkę rozwoju. Wyraźną ilustracją tej teorii jest ewolucja naszej gwiazdy. Nic nie jest wieczne. W wyniku fuzji termojądrowej wodór przekształca się w hel, dlatego jego początkowe rezerwy są zużywane i zmniejszane. Kiedyś, nie bardzo szybko, te zapasy się wyczerpią. Sądząc po tym, że nasze Słońce nadal świeci przez ponad 5 miliardów lat, nie zmieniając swojej wielkości, dojrzały wiek gwiazdy może trwać mniej więcej w tym samym okresie.

Wyczerpanie się zapasów wodoru doprowadzi do tego, że pod wpływem grawitacji jądro Słońca zacznie się gwałtownie kurczyć. Gęstość rdzenia stanie się bardzo wysoka, w wyniku czego procesy termojądrowe przejdą do warstw sąsiadujących z rdzeniem. Ten stan nazywa się zapaścią, która może być spowodowana przejściem reakcji termojądrowych w górnych warstwach gwiazdy. W wyniku działania wysokiego ciśnienia przy udziale helu wyzwalane są reakcje termojądrowe.

Zapasy wodoru i helu w tej części gwiazdy wystarczą na kolejne miliony lat. Już niedługo wyczerpanie się zapasów wodoru doprowadzi do wzrostu intensywności promieniowania, do zwiększenia rozmiaru powłoki i rozmiaru samej gwiazdy. W konsekwencji nasze Słońce stanie się bardzo duże. Jeśli wyobrazimy sobie ten obraz po dziesiątkach miliardów lat, to zamiast olśniewającego, jasnego dysku, na niebie zawiśnie gorący czerwony dysk o gigantycznych wymiarach. Czerwone olbrzymy to naturalna faza ewolucji gwiazdy, jej stan przejściowy do kategorii gwiazd zmiennych.

W wyniku tej przemiany odległość od Ziemi do Słońca ulegnie zmniejszeniu, tak że Ziemia wpadnie w strefę wpływu korony słonecznej i zacznie się w niej „smażyć”. Temperatura na powierzchni planety wzrośnie dziesięciokrotnie, co doprowadzi do zaniku atmosfery i wyparowania wody. W rezultacie planeta zmieni się w pozbawioną życia kamienistą pustynię.

Końcowe etapy ewolucji gwiazd

Po osiągnięciu fazy czerwonego olbrzyma normalna gwiazda pod wpływem procesów grawitacyjnych staje się białym karłem. Jeśli masa gwiazdy jest w przybliżeniu równa masie naszego Słońca, wszystkie główne procesy w niej przebiegają spokojnie, bez impulsów i reakcji wybuchowych. Biały karzeł długo umrze, spalając się na popiół.

W przypadkach, gdy gwiazda pierwotnie miała masę 1,4 razy większą od Słońca, biały karzeł nie będzie ostatnim etapem. Przy dużej masie wewnątrz gwiazdy procesy zagęszczania materii gwiazdowej rozpoczynają się na poziomie atomowym, molekularnym. Protony zamieniają się w neutrony, gęstość gwiazdy rośnie, a jej rozmiar gwałtownie maleje.

Znane nauce gwiazdy neutronowe mają średnicę 10-15 km. Przy tak małych rozmiarach gwiazda neutronowa ma kolosalną masę. Jeden centymetr sześcienny materii gwiazdowej może ważyć miliardy ton.

W przypadku, gdy początkowo mieliśmy do czynienia z gwiazdą o dużej masie, końcowy etap ewolucji przybiera inne formy. Los masywnej gwiazdy to czarna dziura - obiekt o niezbadanej naturze i nieprzewidywalnym zachowaniu. Ogromna masa gwiazdy zwiększa siły grawitacyjne, które napędzają siły ściskające. Nie ma możliwości wstrzymania tego procesu. Gęstość materii rośnie, aż przekształci się w nieskończoność, tworząc pojedynczą przestrzeń (teoria względności Einsteina). Promień takiej gwiazdy ostatecznie wyniesie zero, stając się czarną dziurą w przestrzeni kosmicznej. Byłoby znacznie więcej czarnych dziur, gdyby masywne i supermasywne gwiazdy zajmowały większość przestrzeni w kosmosie.

Należy zauważyć, że gdy czerwony olbrzym przekształca się w gwiazdę neutronową lub czarną dziurę, Wszechświat może doświadczyć wyjątkowego zjawiska - narodzin nowego obiektu kosmicznego.

Narodziny supernowej to najbardziej spektakularny końcowy etap ewolucji gwiazd. Tutaj działa naturalne prawo natury: ustanie istnienia jednego ciała daje początek nowemu życiu. Okres takiego cyklu jak narodziny supernowej dotyczy głównie masywnych gwiazd. Zużyte rezerwy wodoru powodują, że hel i węgiel są włączane w proces syntezy termojądrowej. W wyniku tej reakcji ciśnienie ponownie wzrasta, a żelazny rdzeń tworzy się w centrum gwiazdy. Pod wpływem najsilniejszych sił grawitacyjnych środek masy przesuwa się do centralnej części gwiazdy. Rdzeń staje się tak ciężki, że nie jest w stanie wytrzymać własnej grawitacji. W konsekwencji rozpoczyna się gwałtowna ekspansja jądra prowadząca do natychmiastowej eksplozji. Narodziny supernowej to eksplozja, fala uderzeniowa o potwornej sile, jasny błysk w rozległych przestrzeniach Wszechświata.

Należy zauważyć, że nasze Słońce nie jest masywną gwiazdą, dlatego taki los mu nie zagraża, a nasza planeta nie powinna bać się takiego zakończenia. W większości przypadków wybuchy supernowych występują w odległych galaktykach, co wyjaśnia ich raczej rzadkie wykrywanie.

Wreszcie

Ewolucja gwiazd to proces trwający dziesiątki miliardów lat. Nasza idea zachodzących procesów to tylko model matematyczno-fizyczny, teoria. Czas ziemski to tylko moment w ogromnym cyklu czasowym, w którym żyje nasz Wszechświat. Możemy tylko obserwować, co wydarzyło się miliardy lat temu i zgadywać, z czym mogą się zmierzyć następne pokolenia ziemian.

Jeśli masz jakieś pytania - zostaw je w komentarzach pod artykułem. My lub nasi goście z przyjemnością na nie odpowiemy

Fuzja termojądrowa w trzewiach gwiazd

W tym czasie dla gwiazd o masie większej niż 0,8 masy Słońca rdzeń staje się przezroczysty dla promieniowania i przeważa transfer energii promienistej w jądrze, podczas gdy górna powłoka pozostaje konwekcyjna. Nikt nie wie na pewno, które gwiazdy o mniejszej masie przybywają do głównego ciągu, skoro czas spędzony przez te gwiazdy w kategorii młodych przekracza wiek Wszechświata. Wszystkie nasze pomysły na temat ewolucji tych gwiazd opierają się na obliczeniach numerycznych.

Gdy gwiazda się kurczy, ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego zaczyna rosnąć i na pewnym promieniu gwiazdy ciśnienie to zatrzymuje wzrost temperatury centralnej, a następnie zaczyna ją obniżać. A dla gwiazd mniejszych niż 0,08 okazuje się to śmiertelne: energia uwolniona podczas reakcji jądrowych nigdy nie wystarczy na pokrycie kosztów promieniowania. Takie pod-gwiazdy nazywane są brązowymi karłami, a ich przeznaczeniem jest ciągłe ściskanie, dopóki ciśnienie zdegenerowanego gazu go nie zatrzyma, a następnie stopniowe chłodzenie wraz z ustaniem wszystkich reakcji jądrowych.

Młode gwiazdy o masie pośredniej

Młode gwiazdy o masie pośredniej (od 2 do 8 mas Słońca) ewoluują jakościowo w taki sam sposób, jak ich mniejsze siostry, z wyjątkiem tego, że nie mają stref konwekcyjnych aż do ciągu głównego.

Obiekty tego typu kojarzone są z tzw. Gwiazdy Herbit Ae \\ Be jako zmienne nieregularne typu widmowego B-F5. Mają też bipolarne dyski odrzutowe. Szybkość wypływu, jasność i efektywna temperatura są znacznie wyższe niż w przypadku τ Byk, dzięki czemu skutecznie ogrzewają i rozpraszają pozostałości chmury protogwiazdowej.

Młode gwiazdy o masach większych niż 8 mas Słońca

W rzeczywistości są to już normalne gwiazdy. Podczas akumulacji masy jądra hydrostatycznego gwiazda zdołała pominąć wszystkie etapy pośrednie i podgrzać reakcje jądrowe do tego stopnia, że \u200b\u200bskompensowały one straty promieniowania. Gwiazdy te mają wypływ masy, a jasność jest tak duża, że \u200b\u200bnie tylko zatrzymuje zapadanie się pozostałych obszarów zewnętrznych, ale także je wypycha. Zatem masa uformowanej gwiazdy jest zauważalnie mniejsza niż masa obłoku protogwiazdowego. Najprawdopodobniej wyjaśnia to brak w naszej galaktyce gwiazd o masach powyżej 100-200 mas Słońca.

Średni okres życia gwiazdy

Wśród powstałych gwiazd jest ogromna różnorodność kolorów i rozmiarów. W typie spektralnym wahają się od gorącego niebieskiego do zimnej czerwieni, masowo - od 0,08 do ponad 200 mas Słońca. Jasność i kolor gwiazdy zależy od temperatury jej powierzchni, która z kolei zależy od jej masy. Wszystkie nowe gwiazdy „zajmują swoje miejsce” w ciągu głównym zgodnie z ich składem chemicznym i masą. Nie mówimy o fizycznym ruchu gwiazdy - tylko o jej położeniu na wskazanym diagramie, w zależności od parametrów gwiazdy. Oznacza to, że w rzeczywistości mówimy tylko o zmianie parametrów gwiazdy.

To, co stanie się później, zależy od masy gwiazdy.

Późniejsze lata i śmierć gwiazd

Stare gwiazdy o małej masie

Jak dotąd nie wiadomo na pewno, co dzieje się z gwiazdami świetlnymi po wyczerpaniu się ich rezerw wodoru. Ponieważ wiek Wszechświata wynosi 13,7 miliardów lat, co nie wystarczy do wyczerpania zapasów paliwa wodorowego, współczesne teorie opierają się na komputerowych symulacjach procesów zachodzących w takich gwiazdach.

Niektóre gwiazdy mogą syntetyzować hel tylko w niektórych aktywnych regionach, co powoduje niestabilność i silne wiatry słoneczne. W tym przypadku nie dochodzi do powstania mgławicy planetarnej, a gwiazda tylko wyparowuje, stając się jeszcze mniejsza niż brązowy karzeł.

Ale gwiazda o masie mniejszej niż 0,5 Słońca nigdy nie będzie w stanie syntetyzować helu nawet po ustaniu reakcji z udziałem wodoru w jądrze. Ich gwiezdna powłoka nie jest wystarczająco masywna, aby przezwyciężyć ciśnienie wytwarzane przez jądro. Do gwiazd tych należą czerwone karły (takie jak Proxima Centauri), które żyją w głównym ciągu od setek miliardów lat. Po zakończeniu reakcji termojądrowych w ich rdzeniu, stopniowo ochładzając się, będą nadal słabo emitować w zakresie podczerwieni i mikrofal widma elektromagnetycznego.

Średnie gwiazdy

Kiedy gwiazda osiąga średni rozmiar (od 0,4 do 3,4 masy Słońca) fazy czerwonego olbrzyma, jej zewnętrzne warstwy nadal się rozszerzają, rdzeń kurczy się i rozpoczynają się reakcje syntezy węgla z helu. Fuzja uwalnia dużo energii, dając gwieździe chwilową chwilę wytchnienia. W przypadku gwiazdy podobnej wielkością do Słońca proces ten może zająć około miliarda lat.

Zmiany w ilości emitowanej energii powodują, że gwiazda przechodzi przez okresy niestabilności, które obejmują zmiany wielkości, temperatury powierzchni i uwalniania energii. Uwolniona energia jest przesunięta w kierunku promieniowania o niskiej częstotliwości. Towarzyszy temu narastająca utrata masy spowodowana silnymi wiatrami słonecznymi i intensywnymi pulsacjami. Gwiazdy w tej fazie są nazwane gwiazdy późnego typu, Gwiazdy OH -IR lub gwiazdy podobne do świata, w zależności od ich dokładnych cech. Wyrzucony gaz jest stosunkowo bogaty w ciężkie pierwiastki wytwarzane we wnętrzu gwiazdy, takie jak tlen i węgiel. Gaz tworzy rozszerzającą się powłokę i ochładza się, oddalając się od gwiazdy, umożliwiając tworzenie się cząsteczek i cząsteczek pyłu. Silne promieniowanie podczerwone gwiazdy centralnej w takich otoczkach stwarza idealne warunki do aktywacji maserów.

Reakcje spalania helu są bardzo wrażliwe na temperaturę. Czasami prowadzi to do dużej niestabilności. Występują gwałtowne pulsacje, które ostatecznie przekazują wystarczającą ilość energii kinetycznej do zewnętrznych warstw, aby mogły zostać wyrzucone i zamienić się w mgławicę planetarną. W centrum mgławicy pozostaje jądro gwiazdy, które po ochłodzeniu zamienia się w helowego białego karła, zwykle o masie do 0,5-0,6 Słońca i średnicy rzędu średnicy Ziemi.

Białe karły

Przytłaczająca większość gwiazd, w tym Słońce, kończy swoją ewolucję, kurcząc się, aż ciśnienie zdegenerowanych elektronów zrównoważy grawitację. W tym stanie, kiedy rozmiar gwiazdy zmniejsza się sto razy, a gęstość staje się milion razy większa niż wody, gwiazda nazywana jest białym karłem. Jest pozbawiony źródeł energii i stopniowo stygnąc staje się ciemny i niewidoczny.

W gwiazdach masywniejszych od Słońca ciśnienie zdegenerowanych elektronów nie może powstrzymać skurczu jądra i trwa, dopóki większość cząstek nie zamieni się w neutrony upakowane tak ciasno, że rozmiar gwiazdy mierzy się w kilometrach, a gęstość jest 100 milionów razy większa od gęstości woda. Taki obiekt nazywany jest gwiazdą neutronową; jego równowagę utrzymuje ciśnienie zdegenerowanej materii neutronowej.

Supermasywne gwiazdy

Po rozproszeniu zewnętrznych warstw gwiazdy o masie większej niż pięć mas Słońca, tworząc czerwonego nadolbrzyma, rdzeń zaczyna się kurczyć pod wpływem sił grawitacyjnych. Wraz z postępem kompresji temperatura i gęstość rosną i rozpoczyna się nowa sekwencja reakcji termojądrowych. W takich reakcjach syntetyzowane są ciężkie pierwiastki, co tymczasowo powstrzymuje rozpad jądra.

Ostatecznie, w miarę formowania się coraz cięższych pierwiastków układu okresowego, żelazo -56 jest syntetyzowane z krzemu. Do tego momentu synteza pierwiastków wyzwoliła dużą ilość energii, ale to jądro żelaza -56 ma maksymalny ubytek masy i niekorzystne jest tworzenie się cięższych jąder. Dlatego, gdy żelazne jądro gwiazdy osiąga określoną wartość, ciśnienie w nim nie jest już w stanie wytrzymać kolosalnej siły grawitacji, a wraz z neutronizacją materii następuje natychmiastowe zapadnięcie się jądra.

Nie jest do końca jasne, co będzie dalej. Ale cokolwiek to jest, w ciągu kilku sekund prowadzi to do eksplozji supernowej o niesamowitej mocy.

Towarzyszący wybuch neutrina wywołuje falę uderzeniową. Silne strumienie neutrin i wirujące pole magnetyczne wyrzucają większość materiału nagromadzonego przez gwiazdę - tak zwane elementy siedzące, w tym żelazne i lżejsze. Rozpraszająca materia jest bombardowana neutronami wyrzucanymi z jądra, wychwytując je i tworząc w ten sposób zestaw pierwiastków cięższych od żelaza, w tym radioaktywnych, aż do uranu (a być może nawet do kalifornu). Zatem eksplozje supernowych wyjaśniają obecność pierwiastków cięższych od żelaza w materii międzygwiazdowej.

Fala uderzeniowa i strumienie neutrin przenoszą materiał z umierającej gwiazdy w przestrzeń międzygwiazdową. Następnie, poruszając się w kosmosie, ta supernowa może zderzyć się z innymi kosmicznymi śmieciami i prawdopodobnie uczestniczyć w tworzeniu nowych gwiazd, planet lub satelitów.

Procesy zachodzące podczas formowania się supernowej są nadal badane i jak dotąd nie ma jasności w tej kwestii. Wątpliwe jest również, co właściwie pozostało z oryginalnej gwiazdy. Rozważane są jednak dwie opcje:

Gwiazdy neutronowe

Wiadomo, że w niektórych supernowych silna grawitacja we wnętrzu nadolbrzyma zmusza elektrony do opadania na jądro atomowe, gdzie łączą się z protonami, tworząc neutrony. Znikają siły elektromagnetyczne oddzielające pobliskie jądra. Jądro gwiazdy jest teraz gęstą kulą jąder atomowych i pojedynczych neutronów.

Takie gwiazdy, znane jako gwiazdy neutronowe, są niezwykle małe - nie większe niż duże miasto - i mają niewyobrażalnie dużą gęstość. Ich okres rewolucji staje się niezwykle krótki wraz ze zmniejszaniem się rozmiaru gwiazdy (ze względu na zachowanie momentu pędu). Niektórzy robią 600 obrotów na sekundę. Kiedy oś łącząca północne i południowe bieguny magnetyczne tej szybko obracającej się gwiazdy wskazuje na Ziemię, można zarejestrować impuls promieniowania powtarzający się w odstępach równych okresowi obrotu gwiazdy. Takie gwiazdy neutronowe nazywane były „pulsarami” i były pierwszymi odkrytymi gwiazdami neutronowymi.

Czarne dziury

Nie wszystkie supernowe stają się gwiazdami neutronowymi. Jeśli gwiazda ma wystarczająco dużą masę, to zapadanie się gwiazdy będzie kontynuowane, a same neutrony zaczną opadać do wewnątrz, aż ich promień stanie się mniejszy niż promień Schwarzschilda. Następnie gwiazda staje się czarną dziurą.

Istnienie czarnych dziur zostało przewidziane przez ogólną teorię względności. Zgodnie z ogólną teorią względności materia i informacja nie mogą opuścić czarnej dziury w żadnych warunkach. Jednak mechanika kwantowa umożliwia wyjątki od tej reguły.

Pozostaje kilka pytań otwartych. Główny z nich: "Czy w ogóle są czarne dziury?" Rzeczywiście, aby mieć pewność, że dany obiekt jest czarną dziurą, należy obserwować jego horyzont zdarzeń. Wszystkie próby osiągnięcia tego zakończyły się niepowodzeniem. Ale wciąż jest nadzieja, ponieważ niektórych obiektów nie można wyjaśnić bez przyciągania akrecji i akrecji na obiekt bez stałej powierzchni, ale samo istnienie czarnych dziur tego nie dowodzi.

Pytania są również otwarte: czy jest możliwe, aby gwiazda zapadła się bezpośrednio w czarną dziurę, omijając supernową? Czy istnieją supernowe, które później staną się czarnymi dziurami? Jaki jest dokładny wpływ początkowej masy gwiazdy na powstawanie obiektów pod koniec jej cyklu życia?

Chociaż gwiazdy wydają się być wieczne w ludzkiej skali czasu, rodzą się, żyją i umierają, jak wszystko w przyrodzie. Zgodnie z ogólnie przyjętą hipotezą chmury gazowo-pyłowej, gwiazda rodzi się w wyniku kompresji grawitacyjnej międzygwiazdowego obłoku gazu i pyłu. Gdy taka chmura jest zagęszczana, najpierw się tworzy protogwiazda,temperatura w jej centrum rośnie równomiernie, aż osiągnie granicę niezbędną do przekroczenia progu prędkości ruchu termicznego cząstek, po czym protony są w stanie pokonać makroskopowe siły wzajemnego odpychania elektrostatycznego ( cm. Prawo Coulomba) i wejść w reakcję syntezy termojądrowej ( cm. Rozpad i synteza jądrowa).

W wyniku wielostopniowej reakcji termojądrowej syntezy czterech protonów ostatecznie powstaje jądro helu (2 protony + 2 neutrony) i zostaje uwolniona cała fontanna różnych cząstek elementarnych. W stanie końcowym całkowita masa utworzonych cząstek mniejszy masy czterech początkowych protonów, co oznacza, że \u200b\u200bpodczas reakcji uwalniana jest energia swobodna ( cm. Teoria względności). Z tego powodu wewnętrzne jądro nowonarodzonej gwiazdy szybko nagrzewa się do bardzo wysokich temperatur, a jego nadmiar energii zaczyna wylewać się w kierunku jej mniej gorącej powierzchni - i na zewnątrz. W tym samym czasie ciśnienie w środku gwiazdy zaczyna rosnąć ( cm. Równanie stanu gazu doskonałego). Zatem „spalając” wodór w trakcie reakcji termojądrowej, gwiazda nie pozwala siłom przyciągania grawitacyjnego na kompresję się do stanu supergęstego, przeciwstawiając się nieustannie odnawiającemu się wewnętrznemu ciśnieniu termicznemu zapadaniu grawitacyjnemu, w wyniku którego powstaje stabilna równowaga energetyczna. Mówi się, że gwiazdy na etapie aktywnego spalania wodoru znajdują się w „głównej fazie” swojego cyklu życia lub ewolucji ( cm. Diagram Hertzsprunga-Russella). Nazywa się to przemianą niektórych pierwiastków chemicznych w inne wewnątrz gwiazdy fuzja nuklearna lub nukleosynteza.

W szczególności Słońce znajduje się w aktywnym stadium spalania wodoru w procesie aktywnej nukleosyntezy od około 5 miliardów lat, a rezerwy wodoru w jądrze do jego kontynuacji powinny wystarczyć naszej gwieździe na kolejne 5,5 miliarda lat. Im bardziej masywna gwiazda, tym więcej ma paliwa wodorowego, ale aby przeciwdziałać siłom zapadania się grawitacyjnego, musi spalać wodór z intensywnością przekraczającą tempo wzrostu rezerw wodoru w miarę wzrostu masy gwiazdy. Tak więc, im masywniejsza gwiazda, tym krótszy jej czas życia, determinowany wyczerpywaniem się rezerw wodoru, a największe gwiazdy dosłownie wypalają się w „jakieś” dziesiątki milionów lat. Z drugiej strony najmniejsze gwiazdy żyją „wygodnie” przez setki miliardów lat. Więc w tej skali nasze Słońce należy do „silnych chłopów średnich”.

Jednak wcześniej czy później każda gwiazda zużyje cały wodór dostępny do spalenia w swoim piecu termojądrowym. Co dalej? Zależy to również od masy gwiazdy. Słońce (i wszystkie gwiazdy, których masa nie przekracza go więcej niż osiem razy) kończy moje życie w bardzo banalny sposób. W miarę wyczerpywania się zapasów wodoru we wnętrzu gwiazdy siły kompresji grawitacyjnej, cierpliwie czekające na tę godzinę od momentu narodzin gwiazdy, zaczynają zyskiwać przewagę - i pod ich wpływem gwiazda zaczyna się kurczyć i gęstnieć. Proces ten prowadzi do dwojakiego efektu: temperatura w warstwach bezpośrednio wokół jądra gwiazdy wzrasta do poziomu, przy którym zawarty w nim wodór wchodzi w końcu w reakcję termojądrowej syntezy z utworzeniem helu. W tym samym czasie temperatura w samym rdzeniu, które obecnie składa się z prawie jednego helu, wzrasta tak bardzo, że sam hel - rodzaj „popiołu” umierającej pierwotnej reakcji nukleosyntezy - wchodzi w nową reakcję termojądrową: jedno jądro węgla powstaje z trzech jąder helu. Ta wtórna reakcja syntezy termojądrowej, napędzana produktami pierwotnej reakcji, jest jednym z kluczowych momentów w cyklu życia gwiazd.

Przy wtórnym spalaniu helu w rdzeniu gwiazdy uwalnia się tak dużo energii, że gwiazda dosłownie zaczyna puchnąć. W szczególności powłoka Słońca na tym etapie życia rozszerzy się poza orbitę Wenus. W tym przypadku całkowita energia promieniowania gwiazdy pozostaje na mniej więcej tym samym poziomie, co w głównej fazie jej życia, ale ponieważ energia ta jest teraz wypromieniowywana przez znacznie większą powierzchnię, zewnętrzna warstwa gwiazdy schładza się do czerwonej części widma. Gwiazda zamienia się w czerwony olbrzym.

Dla gwiazd z klasy Słońca, po wyczerpaniu się paliwa zasilającego wtórną reakcję nukleosyntezy, rozpoczyna się ponownie faza zapadania grawitacyjnego - tym razem ostatnia. Temperatura wewnątrz rdzenia nie jest już w stanie wzrosnąć do poziomu wymaganego do rozpoczęcia następnego poziomu reakcji termojądrowej. Dlatego gwiazda kurczy się, dopóki siły przyciągania grawitacyjnego nie zostaną zrównoważone przez następną barierę sił. Jest grany przez zdegenerowane ciśnienie gazu elektronowego(cm. Limit Chandrasekhara). Elektrony, które do tej pory odgrywały rolę bezrobotnych statystów w ewolucji gwiazdy, bez udziału w reakcjach fuzji jądrowej i swobodnego przemieszczania się między jądrami w procesie fuzji, na pewnym etapie kompresji są pozbawione „przestrzeni życiowej” i zaczynają „opierać się” dalszemu grawitacyjnemu ściskaniu gwiazdy. Stan gwiazdy jest ustabilizowany i zmienia się w degenerację biały karzeł,które będą emitować ciepło resztkowe w przestrzeń, aż do całkowitego ostygnięcia.

Gwiazdy masywniejsze niż Słońce będą miały znacznie bardziej spektakularne zakończenie. Po spaleniu helu ich masa podczas sprężania okazuje się wystarczająca do ogrzania rdzenia i powłoki do temperatur wymaganych do wywołania kolejnych reakcji nukleosyntezy - węgla, następnie krzemu, magnezu - i tak dalej, w miarę wzrostu mas jądrowych. Co więcej, na początku każdej nowej reakcji w jądrze gwiazdy poprzednia trwa nadal w swojej otoczce. W rzeczywistości wszystkie pierwiastki chemiczne, aż po żelazo, z którego zbudowany jest Wszechświat, powstały właśnie w wyniku nukleosyntezy w głębinach umierających gwiazd tego typu. Ale żelazo jest granicą; nie może służyć jako paliwo do reakcji syntezy jądrowej lub rozpadu w żadnej temperaturze i ciśnieniu, ponieważ zarówno do jego rozpadu, jak i do dodania do niego dodatkowych nukleonów potrzebny jest dopływ energii zewnętrznej. W rezultacie masywna gwiazda stopniowo gromadzi w sobie żelazny rdzeń, który nie jest w stanie służyć jako paliwo do dalszych reakcji jądrowych.

Gdy tylko temperatura i ciśnienie wewnątrz jądra osiągną określony poziom, elektrony zaczynają oddziaływać z protonami jąder żelaza, w wyniku czego powstają neutrony. I w bardzo krótkim czasie - niektórzy teoretycy uważają, że zajmuje to tylko kilka sekund - elektrony wolne w trakcie poprzedniej ewolucji gwiazdy dosłownie rozpuszczają się w protonach jąder żelaza, cała materia jądra gwiazdy zamienia się w ciągłą wiązkę neutronów i zaczyna gwałtownie kurczyć się podczas kolapsu grawitacyjnego , ponieważ przeciwne ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego spada do zera. Zewnętrzna powłoka gwiazdy, spod której wybija się jakiekolwiek podparcie, zapada się w kierunku środka. Energia zderzenia zapadniętej zewnętrznej powłoki z rdzeniem neutronowym jest tak wysoka, że \u200b\u200bodbija się i rozprasza we wszystkich kierunkach od jądra z dużą prędkością - a gwiazda dosłownie wybucha oślepiającym błyskiem supernowa gwiazdy... W ciągu kilku sekund, podczas eksplozji supernowej, więcej energii może zostać uwolnione w kosmos niż wszystkie gwiazdy galaktyki razem wzięte w tym samym czasie.

Po eksplozji supernowej i rozszerzeniu się powłoki w gwiazdach o masie około 10-30 mas Słońca, trwające zapadanie się grawitacyjne prowadzi do powstania gwiazdy neutronowej, której substancja jest kompresowana, aż zacznie się wyczuwać zdegenerowane ciśnienie neutronów -innymi słowy, teraz neutrony (tak jak wcześniej elektrony) zaczynają opierać się dalszej kompresji, wymagającej siebieprzestrzeń życiowa. Dzieje się tak zwykle, gdy gwiazda osiągnie około 15 km średnicy. Rezultatem jest szybko obracająca się gwiazda neutronowa, która emituje impulsy elektromagnetyczne ze swoją częstotliwością rotacyjną; takie gwiazdy są nazywane pulsary. Wreszcie, jeśli masa jądra gwiazdy przekracza 30 mas Słońca, nic nie jest w stanie powstrzymać jego dalszego grawitacyjnego kolapsu, aw wyniku wybuchu supernowej,

Spalanie wodoru to najdłuższy etap w życiu gwiazdy, co wiąże się z początkową dużą obfitością wodoru (70 mas) oraz wysoką kalorycznością () przemiany wodoru w hel, czyli około 70 energii uzyskanej w łańcuchu kolejnych termojądrowych przemian wodoru w pierwiastek o najwyższej energii wiązania na nukleon (MeV / nukleon). Jasność fotonów gwiazd w ciągu głównym, w którym pali się wodór, jest z reguły mniejsza niż na kolejnych etapach ewolucji, a ich neutrinowa jest znacznie niższa, ponieważ temperatury centralne nie przekraczają K. Dlatego większość gwiazd w Galaktyce i we Wszechświecie to gwiazdy ciągu głównego.

Po zakończeniu spalania wodoru w jądrze gwiazda przesuwa się na prawo od ciągu głównego na wykresie temperatura efektywna - jasność (wykres Hertzsprunga-Russella), jej temperatura efektywna spada, a gwiazda przemieszcza się w rejon czerwonych olbrzymów. Wynika to z konwekcyjnego przenoszenia energii ze źródła wodoru warstwowego znajdującego się bezpośrednio w pobliżu rdzenia helowego. W samym rdzeniu temperatura stopniowo rośnie w wyniku kompresji grawitacyjnej, a hel zaczyna się palić w temperaturze i gęstości g / cm. ( Komentarz: ponieważ w naturze nie ma stabilnych pierwiastków o liczbach atomowych 5 i 8, reakcja jest niemożliwa, a beryl-8 rozpada się na 2 cząstki alfa

Uwolnienie energii na gram podczas spalania helu jest o rząd wielkości mniejsze niż w przypadku spalania wodoru. Dlatego czas życia i liczba gwiazd na tym etapie ewolucji są znacznie krótsze niż gwiazd ciągu głównego. Jednak ze względu na ich wysoką jasność (stadium czerwonego olbrzyma lub nadolbrzyma) gwiazdy te są dobrze zbadane.

Najważniejszą reakcją jest - - proces: Energia sumy trzech cząstek alfa jest o 7,28 MeV wyższa niż energia spoczynkowa jądra węgla-12. Dlatego, aby reakcja przebiegała efektywnie, potrzebny jest „odpowiedni” poziom energii jądra węgla-12. Jądro ma taki poziom (z energią 7,656 MeV), dlatego reakcja 3 w gwiazdach ma charakter rezonansowy i dlatego przebiega z wystarczającą szybkością. Dwie cząstki alfa tworzą jądro kortykosteroidów: Czas życia wynosi około c, ale istnieje możliwość przyłączenia jeszcze jednej cząstki alfa, aby utworzyć wzbudzone jądro węgla-12: Podniecenie jest usuwane przez narodziny pary, a nie przez foton przejście fotonów z tego poziomu jest zabronione przez zasady selekcji: Zauważ, że powstały atom w zasadzie natychmiast "rozpada się" na Be i He i ostatecznie na 3 cząstki alfa i tylko w jednym przypadku na 2500 zachodzi przejście do poziomu gruntu z uwolnieniem 7,65 MeV energii przenoszonej przez parę.

Dalsza szybkość reakcji

silnie zależy od temperatury (określanej przez masę gwiazdy), dlatego końcowym wynikiem spalania helu w masywnych gwiazdach jest utworzenie rdzenia węglowego, węglowo-tlenowego lub czysto tlenowego.

Na kolejnych etapach ewolucji masywnych gwiazd w centralnych regionach gwiazdy w wysokich temperaturach zachodzą reakcje bezpośredniej fuzji ciężkich jąder. Energia uwalniana w reakcjach spalania jest porównywalna z energią uwalnianą w reakcji β, jednak silne promieniowanie neutrin wynikające z wysokiej temperatury (K) sprawia, że \u200b\u200bżywotność gwiazdy na tych etapach jest znacznie krótsza niż czas spalania helu. Prawdopodobieństwo wykrycia takich gwiazd jest niezwykle małe, a obecnie nie ma ani jednej pewnej identyfikacji gwiazdy w stanie spokojnym, uwalniającej energię w wyniku spalania lub cięższych pierwiastków.

Postać: 7.1 Obliczenie ewolucji gwiazdy o masie początkowej 22 jako funkcji czasu od momentu zapłonu wodoru w jądrze do zapadnięcia się. Czas (w skali logarytmicznej) liczony jest od momentu rozpoczęcia załamania. Rzędna to masa w jednostkach słonecznych, mierzona od środka. Odnotowano etapy spalania termojądrowego różnych pierwiastków (w tym źródeł warstwowych). Kolor wskazuje na intensywność ogrzewania (niebieski) i chłodzenia neutrin (fioletowy). Obszary zacieniowane oznaczają regiony gwiazdy niestabilne konwekcyjnie. Obliczenia Heger A., \u200b\u200bWoosley S. (Rysunek z przeglądu Langanke K., Martinez-Pinedo G., 2002, nucl-th / 0203071)

Gwiazdy: ich narodziny, życie i śmierć [Wydanie trzecie, poprawione] Shklovsky Iosif Samuilovich

Rozdział 12 Star Evolution

Rozdział 12 Star Evolution

Jak już podkreślono w Rozdziale 6, przytłaczająca większość gwiazd zmienia swoje główne cechy (jasność, promień) bardzo powoli. W dowolnym momencie można je uznać za będące w stanie równowagi - jest to okoliczność, z której powszechnie korzystaliśmy, aby wyjaśnić naturę wnętrza gwiazdy. Ale powolność zmian nie oznacza ich braku. To wszystko o wyczucie czasu ewolucja, która dla gwiazd musi być absolutnie nieunikniona. W swojej najbardziej ogólnej postaci problem ewolucji gwiazdy można sformułować następująco. Powiedzmy, że istnieje gwiazda o określonej masie i promieniu. Ponadto znany jest jego początkowy skład chemiczny, który będzie uważany za stały w całej objętości gwiazdy. Wtedy jego jasność wynika z obliczeń modelu gwiazdy. W toku ewolucji skład chemiczny gwiazdy musi się nieuchronnie zmieniać, ponieważ ze względu na reakcje termojądrowe wspierające jej jasność zawartość wodoru nieodwracalnie spada z upływem czasu. Ponadto skład chemiczny gwiazdy przestanie być jednolity. Jeśli w jego centralnej części procent wodoru wyraźnie spadnie, to na obrzeżach pozostanie on praktycznie niezmieniony. Ale to oznacza, że \u200b\u200bwraz z ewolucją gwiazdy związaną z „wypaleniem” jej paliwa jądrowego, model samej gwiazdy, a tym samym jej struktura, musi ulec zmianie. Należy spodziewać się zmian jasności, promienia, temperatury powierzchni. W wyniku tak poważnych zmian gwiazda będzie stopniowo zmieniać swoje miejsce na diagramie Hertzsprunga - Russella. Należy sobie wyobrazić, że na tym diagramie będzie opisywać pewną trajektorię lub, jak mówią, „tor”.

Problem ewolucji gwiazd jest niewątpliwie jednym z najbardziej fundamentalnych problemów astronomii. Zasadniczo pytanie brzmi, jak gwiazdy rodzą się, żyją, „starzeją” i umierają. Temu problemowi poświęcona jest ta książka. Ten problem, z natury rzeczy, jest zintegrowany... Rozwiązują go celowe badania przedstawicieli różnych dziedzin astronomii - obserwatorów i teoretyków. W końcu badając gwiazdy, nie można od razu powiedzieć, które z nich są w związku genetycznym. Ogólnie rzecz biorąc, problem ten okazał się bardzo trudny i przez kilka dziesięcioleci w ogóle nie dawał się rozwiązać. Co więcej, do niedawna wysiłki badawcze często zmierzały w zupełnie złym kierunku. Na przykład, sama obecność głównej sekwencji na diagramie Hertzsprunga-Russella „zainspirowała” wielu naiwnych badaczy do wyobrażenia sobie, że gwiazdy ewoluują wzdłuż tego diagramu od gorących niebieskich olbrzymów do czerwonych karłów. Ale ponieważ istnieje stosunek „masa - jasność”, według którego znajduje się masa gwiazd wzdłuż sekwencja główna powinna się stale zmniejszać, wspomniani badacze uparcie wierzyli, że ewolucji gwiazd we wskazanym kierunku powinna towarzyszyć ciągła, a ponadto bardzo znaczna utrata ich masy.

Wszystko to okazało się złe. Stopniowo pytanie o ścieżki ewolucji gwiazd stawało się jasne, chociaż poszczególne szczegóły problemu są nadal dalekie od rozwiązania. Szczególna zasługa w zrozumieniu procesu ewolucji gwiazd należy do astrofizyków teoretycznych, specjalistów od wewnętrznej budowy gwiazd, a przede wszystkim do amerykańskiego naukowca M. Schwarzschilda i jego szkoły.

Wczesny etap ewolucji gwiazd, związany z procesem ich kondensacji z ośrodka międzygwiazdowego, został omówiony pod koniec pierwszej części tej książki. Tam właściwie nie chodziło nawet o gwiazdy, ale o protogwiazdy... Te ostatnie, nieustannie kurczące się pod wpływem grawitacji, stają się coraz bardziej zwartymi obiektami. W tym samym czasie temperatura ich jelit stale rośnie (patrz wzór (6.2)), aż osiągnie około kilku milionów kelwinów. W tej temperaturze, w centralnych obszarach protogwiazd, „włączają się” pierwsze reakcje termojądrowe na lekkich jądrach (deuter, lit, beryl, bor), w których „bariera Coulomba” jest stosunkowo niska. Kiedy zajdą te reakcje, skurcz protogwiazdy ulegnie spowolnieniu. Jednak lekkie jądra „wypalą się” dość szybko, ponieważ ich obfitość jest niewielka, a kompresja protogwiazdy będzie kontynuowana w prawie takim samym tempie (patrz równanie (3.6) w pierwszej części książki), protogwiazda „ustabilizuje się”, to znaczy przestanie się kompresować, tylko po tym, jak temperatura w jej środkowej części wzrośnie tak bardzo, że reakcje proton-proton lub węgiel-azot „włączają się”. Przyjmie konfigurację równowagową pod działaniem sił własnej grawitacji i różnicy ciśnień gazu, które prawie dokładnie się kompensują (patrz § 6). Ściśle mówiąc, od tego momentu protogwiazda staje się gwiazdą. Młoda gwiazda „siada” na swoim miejscu gdzieś w głównej sekwencji. O jego dokładnym miejscu w ciągu głównym decyduje wartość początkowej masy protogwiazdy. Masywne protogwiazdy „lądują” w górnej części tej sekwencji, protogwiazdy o stosunkowo niewielkiej masie (mniejszej od masy Słońca) „lądują” w jej dolnej części. W ten sposób protogwiazdy nieustannie „wchodzą” w ciąg główny na całej jego długości, że tak powiem, z „szerokim frontem”.

„Protogwiazdowy” etap ewolucji gwiazd jest raczej ulotny. Najbardziej masywne gwiazdy przechodzą przez ten etap w ciągu zaledwie kilkuset tysięcy lat. Nic więc dziwnego, że liczba takich gwiazd w Galaktyce jest niewielka. Dlatego nie jest tak łatwo je obserwować, zwłaszcza jeśli weźmie się pod uwagę, że miejsca, w których zachodzi proces formowania się gwiazd, z reguły są zanurzone w obłokach pyłu pochłaniających światło. Ale po tym, jak „zarejestrują się na swoim stałym obszarze” w ciągu głównym diagramu Hertzsprunga-Russella, sytuacja zmieni się dramatycznie. Będą w tej części diagramu bardzo długo, prawie bez zmiany swoich właściwości. Dlatego większość gwiazd jest obserwowana we wskazanej kolejności.

Strukturę modeli gwiazdy, kiedy stosunkowo niedawno „usiadła” na ciągu głównym, określa model obliczony przy założeniu, że jej skład chemiczny jest taki sam w całej jej objętości („model jednorodny”; patrz rys. 11.1, 11.2). Gdy wodór „wypala się”, stan gwiazdy będzie się zmieniał bardzo powoli, ale równomiernie, w wyniku czego punkt reprezentujący gwiazdę będzie opisywał pewien „ślad” na diagramie Hertzsprunga-Russella. Charakter zmiany stanu gwiazdy zależy zasadniczo od tego, czy materia miesza się w jej wnętrzu, czy nie. W drugim przypadku, jak widzieliśmy w przypadku niektórych modeli w poprzedniej sekcji, w centralnym obszarze gwiazdy obfitość wodoru staje się zauważalnie mniejsza z powodu reakcji jądrowych niż na peryferiach. Taką gwiazdę można opisać tylko za pomocą niejednorodnego modelu. Ale możliwa jest również inna ścieżka gwiezdnej ewolucji: mieszanie zachodzi w całej objętości gwiazdy, która z tego powodu zawsze zachowuje „jednorodny” skład chemiczny, chociaż zawartość wodoru będzie z czasem stale się zmniejszać. Nie można było z góry powiedzieć, która z tych możliwości jest realizowana w naturze. Oczywiście w strefach konwekcyjnych gwiazd zawsze zachodzi intensywne mieszanie materii, aw tych strefach skład chemiczny musi być stały. Ale nawet w tych regionach gwiazd, w których dominuje transfer energii przez promieniowanie, mieszanie materii jest również całkiem możliwe. Wszakże nigdy nie można wykluczyć systematycznych, raczej powolnych ruchów dużych mas materii przy niskich prędkościach, co doprowadzi do mieszania. Takie ruchy mogą wynikać z pewnych cech rotacji gwiazdy.

Obliczone modele gwiazdy, w których zarówno skład chemiczny, jak i miara niejednorodności zmieniają się systematycznie przy stałej masie, tworzą tak zwaną „sekwencję ewolucyjną”. Wykreślając punkty odpowiadające różnym modelom sekwencji ewolucyjnej gwiazdy na diagramie Hertzsprunga-Russella, można uzyskać jej teoretyczny ślad na tym diagramie. Okazuje się, że gdyby ewolucji gwiazdy towarzyszyło całkowite wymieszanie jej materii, to utwory kierowane byłyby z sekwencji głównej w lewo... Wręcz przeciwnie, teoretyczne ścieżki ewolucyjne dla modeli niejednorodnych (tj. W przypadku braku całkowitego wymieszania) zawsze prowadzą gwiazdę dobrze z sekwencji głównej. Która z dwóch teoretycznie obliczonych ścieżek ewolucji gwiazd jest poprawna? Jak wiecie, kryterium prawdy jest praktyka. W astronomii praktyka jest wynikiem obserwacji. Spójrzmy na diagram Hertzsprunga-Russella dla gromad gwiazd pokazanych na ryc. 1,6, 1,7 i 1,8. Nie znajdziemy tam gwiazd powyżej i lewo z sekwencji głównej. Ale gwiazd jest dużo po prawej z niego są czerwoni olbrzymy i podolbrzymy. Dlatego możemy uważać takie gwiazdy za opuszczające główny ciąg w procesie ich ewolucji, któremu nie towarzyszy całkowite wymieszanie materii w ich wnętrzu. Wyjaśnienie natury czerwonych olbrzymów jest jednym z największych osiągnięć teorii ewolucji gwiazd [30]. Samo istnienie czerwonych olbrzymów oznacza, że \u200b\u200bewolucji gwiazd z reguły nie towarzyszy mieszanie się materii w całej ich objętości. Obliczenia pokazują, że wraz z ewolucją gwiazdy rozmiar i masa jej jądra konwekcyjnego stale się zmniejszają [31].

Oczywiście sama ewolucyjna sekwencja modeli gwiazd wciąż nic o tym nie mówi tempo gwiezdna ewolucja. Ewolucyjną oś czasu można uzyskać z analizy zmian składu chemicznego różnych członków ewolucyjnej sekwencji modeli gwiazdy. Pewną średnią zawartość wodoru w gwieździe można określić, „ważąc” jej objętością. Tę średnią zawartość oznaczamy za pomocą X... Potem oczywiście zmiana ilości w czasie X określa jasność gwiazdy, ponieważ jest proporcjonalna do ilości energii termojądrowej uwolnionej w gwieździe w ciągu jednej sekundy. Dlatego można napisać:

(12.1)

Ilość energii uwolnionej podczas przemiany jądrowej jednego grama materii, symbol

oznacza zmianę wartości X w jedną sekundę. Wiek gwiazdy można zdefiniować jako czas, jaki upłynął od momentu, gdy „usiadła” na ciągu głównym, czyli w jej wnętrzu rozpoczęły się jądrowe reakcje wodoru. Jeśli dla różnych członków sekwencji ewolucyjnej jasność i średnia zawartość wodoru X, wtedy nietrudno jest znaleźć wiek jakiegoś określonego modelu gwiazdy na podstawie równania (12.1) w jego sekwencji ewolucyjnej. Każdy, kto zna podstawy matematyki wyższej, zrozumie, że z równania (12.1), które jest prostym równaniem różniczkowym, wynika, że \u200b\u200bwiek gwiazdy

definiowane jako całka

Podsumowując przedziały czasowe

12, oczywiście otrzymamy przedział czasu

Przeszedł od początku ewolucji gwiazdy. To właśnie ta okoliczność jest wyrażona wzorem (12.2).

Na rys. 12.1 pokazuje teoretycznie obliczone tory ewolucyjne dla stosunkowo masywnych gwiazd. Rozpoczynają swoją ewolucję na dolnej krawędzi głównej sekwencji. Gdy wodór wypala się, takie gwiazdy poruszają się wzdłuż swoich torów w ogólnym kierunku przez ciąg główny bez wychodzenia poza jego granice (tj. pozostając w jego szerokości). Ten etap ewolucji, związany z obecnością gwiazd w ciągu głównym, jest najdłuższy. Kiedy zawartość wodoru w jądrze takiej gwiazdy zbliży się do 1%, tempo ewolucji przyspieszy. Aby utrzymać uwalnianie energii na wymaganym poziomie przy gwałtownie obniżonej zawartości „paliwa” wodorowego, jako „kompensację” konieczne jest podwyższenie temperatury rdzenia. I tutaj, podobnie jak w wielu innych przypadkach, sama gwiazda reguluje swoją strukturę (patrz § 6). Wzrost temperatury rdzenia uzyskuje się poprzez kompresja gwiazdy jako całość. Z tego powodu tory ewolucyjne skręcają ostro w lewo, to znaczy temperatura powierzchni gwiazdy wzrasta. Jednak bardzo szybko skurcz gwiazdy ustaje, ponieważ cały wodór w jądrze zostaje wypalony. Ale „włącza się” nowy obszar reakcji jądrowych - cienka powłoka wokół już „martwego” (aczkolwiek bardzo gorącego) jądra. W miarę jak gwiazda ewoluuje dalej, ta otoczka przesuwa się coraz dalej od środka gwiazdy, zwiększając w ten sposób masę „wypalonego” jądra helu. Jednocześnie nastąpi proces ściskania tego rdzenia i jego nagrzewania. Jednak w tym przypadku zewnętrzne warstwy takiej gwiazdy zaczynają gwałtownie i bardzo silnie puchnąć. Oznacza to, że temperatura powierzchni znacznie spada przy nieznacznie zmieniającym się przepływie. Jej ewolucyjny tor skręca ostro w prawo, a gwiazda nabiera wszystkich cech czerwonego nadolbrzyma. Ponieważ gwiazda zbliża się do tego stanu dość szybko po ustaniu kompresji, prawie nie ma gwiazd wypełniających lukę między sekwencją główną a gałęzią gigantów i nadolbrzymów na diagramie Hertzsprunga-Russella. Widać to wyraźnie na takich diagramach zbudowanych dla gromad otwartych (patrz ryc. 1.8). Dalszy los czerwonych nadolbrzymów wciąż nie jest dobrze poznany. Wrócimy do tej ważnej kwestii w następnej sekcji. Rdzeń można podgrzać do bardzo wysokich temperatur, rzędu setek milionów kelwinów. W takich temperaturach „włącza się” potrójna reakcja helu (patrz § 8). Energia uwolniona podczas tej reakcji zatrzymuje dalszą kompresję jądra. Następnie rdzeń nieznacznie się rozszerzy, a promień gwiazdy zmniejszy się. Gwiazda stanie się gorętsza i przesunie się w lewo na diagramie Hertzsprunga-Russella.

Ewolucja gwiazd o niższej masie przebiega nieco inaczej, na przykład M

1, 5M

Należy zauważyć, że ewolucja gwiazd, których masa jest mniejsza niż masa Słońca, jest generalnie niewłaściwa do rozważenia, ponieważ ich czas przebywania w ciągu głównym przekracza wiek Galaktyki. Ta okoliczność sprawia, że \u200b\u200bproblem ewolucji gwiazd o małej masie jest „nieinteresujący” lub, lepiej powiedzieć, „nie pilny”. Zauważamy tylko, że gwiazdy o małej masie (mniej niż

0, 3 słoneczna) pozostają całkowicie „konwekcyjne” nawet wtedy, gdy są w sekwencji głównej. Nigdy nie rozwijają „promienistego” jądra. Tendencja ta jest wyraźnie widoczna w przypadku ewolucji protogwiazd (patrz § 5). Jeśli masa tego ostatniego jest stosunkowo duża, promienisty rdzeń jest formowany jeszcze zanim protogwiazda „usiądzie” w ciągu głównym. A obiekty o małej masie, zarówno w fazie protogwiazdowej, jak i gwiazdowej, pozostają całkowicie konwekcyjne. W takich gwiazdach temperatura w centrum nie jest wystarczająco wysoka, aby cykl proton-proton w pełni zadziałał. Jest odcinany przez tworzenie izotopu 3 He, a „normalny” 4 He nie jest już syntetyzowany. W ciągu 10 miliardów lat (co jest zbliżone do wieku najstarszych gwiazd tego typu) około 1% wodoru zamieni się w 3 Nie. W konsekwencji można oczekiwać, że liczebność 3 He w stosunku do 1 H będzie anomalnie wysoka - około 3%. Niestety, nie jest jeszcze możliwe zweryfikowanie tego przewidywania teorii przez obserwację. Gwiazdy o tak małej masie to czerwone karły, których temperatura powierzchni jest całkowicie niewystarczająca do wzbudzenia linii helu w obszarze optycznym. W zasadzie jednak w dalekiej ultrafioletowej części widma linie absorpcji rezonansu można było zaobserwować metodami astronomii rakietowej. Jednak ekstremalna słabość ciągłego widma wyklucza nawet tę problematyczną możliwość. Należy jednak zauważyć, że znaczna, jeśli nie większość czerwonych karłów jest błyskowy gwiazdy typu UV Ceti (patrz § 1). Samo zjawisko szybko powtarzających się rozbłysków w tak chłodnych gwiazdach karłów jest niewątpliwie związane z konwekcją, która obejmuje całą ich objętość. Linie emisji są obserwowane podczas rozbłysków. Może uda się zaobserwować linie 3 Nie przy takich gwiazdach? Jeśli masa protogwiazdy jest mniejsza niż 0 , 08M

Temperatura w jego wnętrzu jest tak niska, że \u200b\u200bżadne reakcje termojądrowe nie mogą zatrzymać kompresji na etapie ciągu głównego. Takie gwiazdy będą się stale kurczyć, aż staną się białymi karłami (a dokładniej zdegenerowanymi czerwonymi karłami). Wróćmy jednak do ewolucji masywniejszych gwiazd.

Na rys. 12.2 przedstawia ewolucyjny ślad gwiazdy o masie równej 5 M

Według najbardziej szczegółowych obliczeń wykonanych za pomocą komputera. Na tym torze liczby wskazują charakterystyczne etapy ewolucji gwiazdy. Objaśnienia do rysunku wskazują czas na każdym etapie ewolucji. Zwrócimy tutaj tylko uwagę, że odcinek toru ewolucyjnego 1-2 odpowiada ciągowi głównemu, odcinki 6-7 odpowiadają etapowi czerwonego olbrzyma. Interesujący spadek jasności w obszarze 5-6, związany z wydatkiem energii na „pęcznienie” gwiazdy. Na rys. 12.3 podobne teoretycznie obliczone ścieżki są podane dla gwiazd o różnej masie. Liczby oznaczające różne fazy ewolucji mają takie samo znaczenie jak na ryc. 12.2.

Postać: 12,2:Ewolucyjny tor gwiazdy o masie 5 M , (1-2) - spalanie wodoru w rdzeniu konwekcyjnym, 6 , 44 10 7 lat; (2-3) - całkowita kompresja gwiazdy, 2 , 2 10 6 lat; (3-4) - zapłon wodoru w źródle warstwowym, 1 , 4 10 5 lat; (4-5) - spalanie wodoru w grubej warstwie, 1 , 2 10 6 lat; (5-6) - rozszerzenie powłoki konwekcyjnej, 8 10 5 lat; (6-7) - faza czerwonego olbrzyma, 5 10 5 lat; (7-8) - zapłon helu w rdzeniu, 6 10 6 lat; (8-9) - zniknięcie powłoki konwekcyjnej, 10 6 lat; (9-10) - spalanie helu w rdzeniu, 9 10 6 lat; (10-11) - wtórna ekspansja powłoki konwekcyjnej, 10 6 lat; (11-12) - kompresja jądra podczas wypalania się helu; (12-13-14) - warstwowe źródło helu; (14-?) - straty neutrin, czerwony nadolbrzym.

Z prostego rozważania ścieżek ewolucyjnych przedstawionych na ryc. 12.3, wynika z tego, że mniej lub bardziej masywne gwiazdy opuszczają główny ciąg w raczej „kręty” sposób, tworząc gałąź gigantów na diagramie Hertzsprunga-Russella. Charakterystyczny jest bardzo szybki wzrost jasności gwiazd o mniejszych masach, ponieważ ewoluują one w kierunku czerwonych olbrzymów. Różnica w ewolucji takich gwiazd w porównaniu z bardziej masywnymi polega na tym, że te pierwsze tworzą bardzo gęste, zdegenerowane jądro. Taki rdzeń, dzięki wysokiemu ciśnieniu zdegenerowanego gazu (patrz rozdz. 10), jest w stanie „utrzymać” ciężar warstw gwiazdy leżącej powyżej. Prawie się nie kurczy, a zatem jest bardzo gorący. Dlatego jeśli włączy się „potrójna” reakcja helu, nastąpi to znacznie później. Poza warunkami fizycznymi, w rejonie blisko centrum, budowa takich gwiazd będzie podobna do budowy bardziej masywnych. W konsekwencji ich ewolucji po wypaleniu wodoru w rejonie centralnym towarzyszyć będzie także „pęcznienie” zewnętrznej powłoki, co doprowadzi ich ślady w rejon czerwonych olbrzymów. Jednak w przeciwieństwie do bardziej masywnych nadolbrzymów, ich rdzenie będą składać się z bardzo gęstego zdegenerowanego gazu (patrz diagram na ryc. 11.4).

Być może najwybitniejszym osiągnięciem teorii ewolucji gwiazd opracowanej w tej sekcji jest wyjaśnienie wszystkich cech diagramu Hertzsprunga-Russella dla gromad gwiazd. Opis tych diagramów został już podany w § 1. Jak już wspomniano w powyższym rozdziale, wiek wszystkich gwiazd w danej gromadzie należy uznać za taki sam. Początkowy skład chemiczny tych gwiazd również powinien być taki sam. W końcu wszystkie powstały z tego samego (choć dość dużego) agregatu ośrodka międzygwiazdowego - kompleksu gaz-pył. Różne gromady gwiazd powinny różnić się od siebie przede wszystkim wiekiem, a ponadto początkowy skład chemiczny gromad kulistych powinien znacznie różnić się od składu gromad otwartych.

Linie, wzdłuż których znajdują się gwiazdy gromady na diagramie Hertzsprunga-Russella, w żaden sposób nie oznaczają ich ewolucyjnych torów. Te linie są umiejscowieniem punktów na wskazanym diagramie, gdzie mają gwiazdy o różnych masach ten sam wiek... Jeśli chcemy porównać teorię ewolucji gwiazd z wynikami obserwacji, to przede wszystkim konieczne jest teoretyczne skonstruowanie „linii z tego samego wieku” dla gwiazd o różnych masach i tym samym składzie chemicznym. Wiek gwiazdy na różnych etapach jej ewolucji można określić za pomocą wzoru (12.3). W tym przypadku konieczne jest zastosowanie teoretycznych ścieżek ewolucji gwiazd typu pokazanego na ryc. 12.3. Na rys. 12.4 przedstawia wyniki obliczeń dla ośmiu gwiazd, których masy wahają się w zakresie od 5,6 do 2,5 mas Słońca. Na ścieżkach ewolucyjnych każdej z tych gwiazd zaznaczone są punkty położenia, które odpowiadające im gwiazdy zajmą w ciągu stu dwustu czterystu ośmiuset milionów lat swojej ewolucji od stanu pierwotnego na dolnej krawędzi ciągu głównego. Krzywe przechodzące przez odpowiednie punkty dla różnych gwiazd są „krzywymi w tym samym wieku”. W naszym przypadku obliczenia zostały przeprowadzone dla dość masywnych gwiazd. Obliczone przedziały czasu ich ewolucji obejmują co najmniej 75% ich „aktywnego życia”, kiedy emitują energię termojądrową wytworzoną w ich głębi. W przypadku najbardziej masywnych gwiazd ewolucja osiąga etap wtórnej kompresji, która następuje po całkowitym wypaleniu wodoru w ich centralnych częściach.

Jeśli porównamy otrzymaną teoretyczną krzywą równego wieku z wykresem Hertzsprunga-Russella dla młodych gromad gwiazd (patrz rys. 12.5 i także 1.6), to uderzające podobieństwo do głównej linii tej gromady jest mimowolnie uderzające. W pełni zgodny z głównym założeniem teorii ewolucji, zgodnie z którym masywniejsze gwiazdy szybciej opuszczają ciąg główny, diagram na ryc. 12,5 wyraźnie wskazuje, że wierzchołek tej sekwencji gwiazd w gromadzie wygina się w prawo... Miejscem ciągu głównego, w którym gwiazdy zaczynają się od niej wyraźnie odchylać, jest gromada „niższa”, czyli starsza. Już sama ta okoliczność umożliwia bezpośrednie porównanie wieku różnych gromad gwiazd. W przypadku starych gromad sekwencja główna kończy się gdzieś powyżej, w pobliżu klasy widmowej A. Dla młodych gromad cała sekwencja główna jest nadal „nienaruszona”, aż do gorących masywnych gwiazd klasy widmowej B. Na przykład taką sytuację widać na diagramie gromady NGC 2264 (ryc. 1.6). Rzeczywiście, linia w tym samym wieku obliczona dla tej gromady daje okres jej ewolucji tylko 10 milionów lat. W ten sposób gromada ta narodziła się „w pamięci” starożytnych przodków człowieka - Ramapiteków ... Dużo starsza gromada gwiazd - Plejady, której schemat przedstawiono na ryc. 1.4, ma całkowicie „średni” wiek około 100 milionów lat. Nadal zachowały się tam gwiazdy klasy widmowej B7. Ale gromada Hiady (patrz ryc. 1.5) jest dość stara - jej wiek wynosi około miliarda lat, a zatem ciąg główny zaczyna się dopiero od gwiazd klasy A.

Teoria ewolucji gwiazd wyjaśnia inną ciekawą cechę diagramu Hertzsprunga-Russella dla „młodych” gromad. Chodzi o to, że czasy ewolucji gwiazd karłowatych o małej masie są bardzo długie. Na przykład, wiele z nich nie przeszło jeszcze etapu grawitacyjnego skurczu w ciągu 10 milionów lat (okres ewolucji gromady NGC 2264) i, ściśle mówiąc, nie są nawet gwiazdami, ale protogwiazdami. Takie obiekty, jak wiemy, znajdują się po prawej z diagramu Hertzsprunga-Russella (patrz ryc. 5.2, gdzie ewolucyjne tory gwiazd rozpoczynają się na wczesnym etapie kurczenia się grawitacyjnego). Jeśli zatem w młodej gromadzie gwiazdy karłowate jeszcze nie „usiadły” w ciągu głównym, dolna część tej ostatniej będzie w takiej gromadzie przesunięty w prawo, co jest obserwowane (patrz rys. 1.6). Nasze Słońce, jak powiedzieliśmy powyżej, pomimo tego, że „wyczerpało” już zauważalną część swoich „zasobów wodoru”, nie opuściło jeszcze głównego pasma ciągu diagramu Hertzsprunga-Russella, chociaż ewoluowało przez około 5 miliardów lat. Z obliczeń wynika, że \u200b\u200b„młody”, niedawno „wylądował” na głównym ciągu, Słońce emitowało o 40% mniej niż obecnie, a jego promień był tylko o 4% mniejszy od współczesnego, a temperatura powierzchni wynosiła 5200 K (obecnie 5700 K).

Teoria ewolucji z łatwością wyjaśnia cechy diagramu Hertzsprunga-Russella dla gromad kulistych. Przede wszystkim są to bardzo stare obiekty. Ich wiek jest tylko nieznacznie krótszy niż wiek Galaktyki. Wynika to wyraźnie z prawie całkowitego braku gwiazd wyższego ciągu głównego na tych diagramach. Dolna część ciągu głównego, jak już wspomniano w § 1, składa się z krasnoludków. Z obserwacji spektroskopowych wiadomo, że subkarły są bardzo ubogie w ciężkie pierwiastki - może być ich dziesięć razy mniej niż u „zwykłych” karłów. Dlatego początkowy skład chemiczny gromad kulistych znacznie różnił się od składu substancji, z której powstały gromady otwarte: było zbyt mało pierwiastków ciężkich. Na rys. 12.6 przedstawia teoretyczne tory ewolucyjne gwiazd o masie 1,2 Słońca (jest to zbliżone do masy gwiazdy, która wyewoluowała przez 6 miliardów lat), ale o różnym początkowym składzie chemicznym. Wyraźnie widać, że po „wyjściu” gwiazdy z ciągu głównego, jasność tych samych faz ewolucji z małą obfitością metalu będzie znacznie wyższa. Jednocześnie efektywne temperatury powierzchniowe takich gwiazd będą wyższe.

Na rys. 12.7 przedstawia ewolucyjne tory gwiazd o małej masie z niewielką ilością ciężkich pierwiastków. Na tych krzywych kropki wskazują pozycje gwiazd po sześciu miliardach lat ewolucji. Grubsza linia łącząca te punkty jest oczywiście linią w tym samym wieku. Jeśli porównamy tę linię z diagramem Hertzsprunga-Russella dla gromady kulistej M 3 (patrz ryc. 1.8), to natychmiastowa zgodność tej linii z linią, wzdłuż której gwiazdy tej gromady „opuszczają” ciąg główny, jest natychmiast uderzająca.

Pokazano na rys. 1.8 diagram pokazuje również poziomą gałąź odchodzącą od sekwencji olbrzymów po lewej stronie. Najwyraźniej odpowiada gwiazdom, na głębokościach których zachodzi „potrójna” reakcja helu (patrz rozdz. 8). Tak więc teoria ewolucji gwiazd wyjaśnia wszystkie cechy diagramu Hertzsprunga-Russella dla gromad kulistych do ich „starożytnych czasów” i niewielkiej liczby ciężkich pierwiastków [32].

Co ciekawe, gromada Hiad ma kilka białych karłów, ale nie Plejady. Obie gromady znajdują się stosunkowo blisko nas, więc tej interesującej różnicy między dwoma klastrami nie można wyjaśnić różnymi „warunkami widoczności”. Ale już wiemy, że białe karły powstają na końcowym etapie z czerwonych olbrzymów, których masy są stosunkowo małe. Dlatego do pełnej ewolucji takiego giganta potrzeba sporo czasu - co najmniej miliard lat. Tym razem „minął” w gromadzie Hiad, ale „jeszcze nie nadszedł” w Plejadach. Dlatego pierwsza gromada zawiera już pewną liczbę białych karłów, a druga nie.

Na rys. 12.8 przedstawia podsumowujący schematyczny diagram Hertzsprunga-Russella dla wielu gromad, otwartych i kulistych. Na tym wykresie efekt różnic wieku dla różnych klastrów jest wyraźnie widoczny. Dlatego też istnieją wszelkie powody, by twierdzić, że współczesna teoria budowy gwiazd i oparta na niej teoria ewolucji gwiazd były w stanie łatwo wyjaśnić główne wyniki obserwacji astronomicznych. Niewątpliwie jest to jedno z najwybitniejszych osiągnięć astronomii XX wieku.

Z książki Gwiazdy: ich narodziny, życie i śmierć [wydanie trzecie poprawione] autor Shklovsky Iosif Samuilovich

Rozdział 3 Kompleksy gazowo-pyłowe ośrodka międzygwiazdowego - kolebka gwiazd Charakterystyczną cechą ośrodka międzygwiazdowego jest szeroki wachlarz dostępnych w nim warunków fizycznych. Po pierwsze, istnieją strefy H I i H II, których temperatura kinetyczna jest różna

Z książki Forbidden Tesla autor Gorkovsky Pavel

Rozdział 5 Ewolucja protogwiazd i otoczek protogwiazd W rozdziale 3 omówiliśmy szczegółowo problem kondensacji gęstych, zimnych obłoków molekularnych w protogwiazdy, do których z powodu niestabilności grawitacyjnej powstał kompleks gazowo-pyłowy międzygwiazdowego

Z książki Theory of the Universe autor Ethernus

Rozdział 8 Jądrowe źródła energii promieniowania gwiazd W § 3 powiedzieliśmy już, że źródła energii Słońca i gwiazd, zapewniające ich jasność w olbrzymich "kosmogonicznych" odstępach czasu, obliczone dla gwiazd o niezbyt dużej masie w miliardach

Z książki Ciekawostki o astronomii autor Tomilin Anatoly Nikolaevich

Rozdział 11 Modele gwiazdowe W rozdziale 6 uzyskaliśmy główne charakterystyki wnętrz gwiazd (temperatura, gęstość, ciśnienie) metodą przybliżonych oszacowań wielkości wchodzących w równania opisujące stany równowagi gwiazd. Chociaż te szacunki dają prawidłowy obraz

Z książki Dziesięć wielkich idei nauki. Jak działa nasz świat. autor Atkins Peter

Rozdział 14 Ewolucja gwiazd w bliskich układach podwójnych W poprzedniej części omówiono bardziej szczegółowo ewolucję gwiazd. Trzeba jednak poczynić ważne zastrzeżenie: mówiliśmy o ewolucji pojedynczych, odizolowanych gwiazd. W jaki sposób powstanie ewolucja gwiazd

Z książki Dominacja życia i wyjątkowość umysłu? autor Mosevitsky Mark Isaakovich

Rozdział 20 Pulsary i mgławice - pozostałości supernowych W rzeczywistości wniosek, że pulsary to szybko rotujące gwiazdy neutronowe, nie był w żadnym wypadku zaskoczeniem. Można powiedzieć, że został przygotowany przez cały rozwój astrofizyki w poprzednim

Z książki The Beginning of Infinity [Explanations That Change the World] przez Deutsch David

Z książki Return of Time [From ancient cosmogony to cosmology of the future] przez Smolin Lee

Z książki Interstellar: Science Behind the Scenes autor Thorne Kip Stephen

1. Słońce jest miarą gwiazd, gwiazdy są słońcem. Słońce jest gwiazdą. Słońce jest ogromne. A gwiazdy? Jak mierzyć gwiazdy? Jakie ciężary wziąć do ważenia, jakie pomiary do pomiaru średnic? Czy nadaje się do tego samo Słońce - gwiazda, o której wiemy więcej niż o wszystkich luminarzach?

Z książki autora

Z książki autora

Z książki autora

15. Ewolucja kultury Pomysły, które przetrwają Kultura to zbiór idei, które determinują w pewnych aspektach podobne zachowania ich nosicieli. Przez pomysły rozumiem wszelkie informacje, które mogą być przechowywane w głowie osoby i wpływać na jej zachowanie. Więc

Z książki autora

Ewolucja memów W klasycznej powieści science fiction Isaaca Asimova Jokester, napisanej w 1956 roku, głównym bohaterem jest naukowiec badający anegdoty. Dowiaduje się, że chociaż wielu ludzi czasem robi dowcipne, oryginalne uwagi, nikt nigdy

Z książki autora

16. Ewolucja twórczego myślenia

Z książki autora

Z książki autora

Odległości do najbliższych gwiazd Najbliższą gwiazdą (nie licząc Słońca) w układzie, w którym może istnieć planeta nadająca się do życia, jest Tau Ceti. Znajduje się 11,9 lat świetlnych od Ziemi; to znaczy podróżując z prędkością światła, będzie można do niego dotrzeć