Stjerners livscyklus. Stjerners levetid

Hvis der ophobes nok stof et sted i universet, komprimeres det til en tæt klump, hvor en termonuklear reaktion begynder. Sådan lyser stjerner op. De første blussede op i mørket i det unge univers for 13,7 milliarder (13,7 * 10 9) år siden, og vores Sol - for kun omkring 4,5 milliarder år siden. En stjernes levetid og de processer, der finder sted i slutningen af ​​denne periode, afhænger af stjernens masse.

Mens den termonukleare reaktion med at omdanne brint til helium fortsætter i en stjerne, er den på hovedsekvensen. Den tid en stjerne bruger på hovedsekvensen afhænger af dens masse: de største og tungeste når hurtigt det røde kæmpestadium og forlader derefter hovedsekvensen som følge af en supernovaeksplosion eller dannelsen af ​​en hvid dværg.

Giganternes skæbne

De største og mest massive stjerner brænder hurtigt ud og eksploderer som supernovaer. Efter en supernovaeksplosion forbliver der en neutronstjerne eller et sort hul, og omkring dem udstødes stof af eksplosionens kolossale energi, som så bliver materiale til nye stjerner. Af vores nærmeste stjernenaboer venter en sådan skæbne for eksempel Betelgeuse, men det er umuligt at beregne, hvornår den eksploderer.

En tåge dannet som et resultat af udstødning af stof under en supernovaeksplosion. I centrum af tågen er en neutronstjerne.

En neutronstjerne er et skræmmende fysisk fænomen. Kernen i en eksploderende stjerne er komprimeret, ligesom gas i en motor. intern forbrænding, kun på en meget stor og effektiv måde: en bold med en diameter på hundredtusindvis af kilometer bliver til en bold fra 10 til 20 kilometer i diameter. Kompressionskraften er så stor, at elektroner falder ned på atomkerner og danner neutroner - deraf navnet.

NASA Neutronstjerne (kunstnerens syn)

Stoffets tæthed under en sådan kompression stiger med omkring 15 størrelsesordener, og temperaturen stiger til utrolige 10 12 K i midten af ​​neutronstjernen og 1.000.000 K i periferien. Noget af denne energi udsendes i form af fotonstråling, mens noget bliver båret væk af neutrinoer produceret i kernen af ​​en neutronstjerne. Men selv på grund af meget effektiv neutrinokøling afkøles en neutronstjerne meget langsomt: Det tager 10 16 eller endda 10 22 år at opbruge sin energi fuldstændigt. Det er svært at sige, hvad der vil forblive i stedet for den afkølede neutronstjerne, og umuligt at observere: verden er for ung til det. Der er en antagelse om, at der igen vil dannes et sort hul i stedet for den afkølede stjerne.

Sorte huller opstår fra gravitationssammenbrud af meget massive objekter, såsom supernovaeksplosioner. Måske vil afkølede neutronstjerner efter billioner af år blive til sorte huller.

Mellemstore stjerners skæbne

Andre, mindre massive stjerner forbliver i hovedsekvensen længere end de største, men når de forlader den, dør de meget hurtigere end deres neutronslægtninge. Mere end 99 % af stjernerne i universet vil aldrig eksplodere og blive til hverken sorte huller eller neutronstjerner – deres kerne er for lille til sådanne kosmiske dramaer. I stedet stjernerne gennemsnitsvægt i slutningen af ​​deres liv bliver de til røde kæmper, som afhængigt af deres masse bliver til hvide dværge, eksploderer, forsvinder fuldstændigt eller bliver til neutronstjerner.

Hvide dværge udgør nu fra 3 til 10 % af universets stjernebefolkning. Deres temperatur er meget høj - mere end 20.000 K, mere end tre gange temperaturen på Solens overflade - men stadig lavere end neutronstjernernes temperatur, både på grund af deres lavere temperatur og større område hvide dværge afkøles hurtigere - om 10 14 - 10 15 år. Det betyder, at der i de næste 10 billioner år – når universet vil være tusind gange ældre end det er nu – vil dukke en ny type objekt op i universet: en sort dværg, et produkt af afkølingen af ​​en hvid dværg.

Der er endnu ingen sorte dværge i rummet. Selv de ældste kølende stjerner til dato har maksimalt mistet 0,2 % af deres energi; for en hvid dværg med en temperatur på 20.000 K betyder det afkøling til 19.960 K.

Til de små

Videnskaben ved endnu mindre om, hvad der sker, når de mindste stjerner, såsom vores nærmeste nabo, den røde dværg Proxima Centauri, køler ned, end om supernovaer og sorte dværge. Termonuklear fusion i deres kerner forløber langsomt, og de forbliver på hovedsekvensen længere end andre - ifølge nogle beregninger op til 10 12 år, og derefter vil de formodentlig fortsætte med at leve som hvide dværge, det vil sige, at de vil skinne i yderligere 10 14 - 10 15 år før transformation til en sort dværg.

Når man betragter den klare nattehimmel væk fra byens lys, er det let at bemærke, at universet er fyldt med stjerner. Hvordan lykkedes det naturen at skabe et utal af disse genstande? Faktisk, ifølge skøn, kun i Mælkevejen omkring 100 milliarder stjerner. Derudover bliver stjerner stadig født i dag, 10-20 milliarder år efter universets dannelse. Hvordan dannes stjerner? Hvilke ændringer gennemgår en stjerne, før den når en stabil tilstand som vores sol?

Fra et fysisk synspunkt er en stjerne en kugle af gas

Fra et fysisk synspunkt er det en gaskugle. Varmen og trykket, der genereres af kernereaktioner - hovedsageligt fusionen af ​​helium fra brint - forhindrer stjernen i at kollapse under sin egen tyngdekraft. Levetiden for dette relativt simple objekt følger et meget specifikt scenarie. Først fødes en stjerne fra en diffus sky af interstellar gas, derefter er der en lang dommedag. Men i sidste ende, når alt nukleart brændsel vil være udmattet, vil det blive til en svagt lysende hvid dværg, neutronstjerne eller sort hul.

Denne beskrivelse kan give indtryk af, at en detaljeret analyse af stjernedannelsen og de tidlige stadier af stjerneudvikling ikke burde give væsentlige vanskeligheder. Men samspillet mellem tyngdekraft og termisk tryk får stjerner til at opføre sig på uforudsigelige måder.
Overvej for eksempel udviklingen af ​​lysstyrke, det vil sige ændringen i mængden af ​​energi, der udsendes af stjerneoverfladen pr. tidsenhed. Den unge stjernes indre temperatur er for lav til, at brintatomer kan smelte sammen, så dens lysstyrke burde være relativt lav. Det kan stige, når de starter nukleare reaktioner, og først derefter kan den gradvist falde. Faktisk er den meget unge stjerne ekstremt lysstærk. Dens lysstyrke falder med alderen og når et midlertidigt minimum under brintforbrænding.

I løbet af de tidlige stadier af evolutionen forekommer en række fysiske processer i stjerner.

I de tidlige stadier af evolutionen gennemgår stjerner en række forskellige fysiske processer, hvoraf nogle stadig er dårligt forstået. Først i de sidste to årtier er astronomer begyndt at opbygge et detaljeret billede af stjernernes udvikling baseret på fremskridt inden for teori og observationer.
Stjerner er født af store uobserverede stjerner. synligt lys skyer placeret i skiverne i spiralgalakser. Astronomer kalder disse objekter kæmpe molekylære komplekser. Udtrykket "molekylær" afspejler det faktum, at gassen i komplekserne primært består af brint i molekylær form. Sådanne skyer er de største formationer i galaksen, nogle gange når de mere end 300 lysår. år i diameter.

Ved nærmere analyse af stjernens udvikling

En mere omhyggelig analyse afslører, at stjerner er dannet ud fra individuelle kondensationer - kompakte zoner - i en gigantisk molekylær sky. Astronomer har studeret egenskaberne ved kompakte zoner ved hjælp af store radioteleskoper, de eneste instrumenter, der er i stand til at detektere svage millimoskyer. Af observationer af denne stråling følger det, at en typisk kompakt zone har en diameter på flere lyse måneder, en tæthed på 30.000 brintmolekyler pr. cm^ og en temperatur på 10 Kelvin.
Baseret på disse værdier blev det konkluderet, at gastrykket i de kompakte zoner er sådan, at det kan modstå kompression under påvirkning af selvgravitationskræfter.

Derfor, for at en stjerne kan dannes, skal den kompakte zone komprimeres fra en ustabil tilstand, og sådan at gravitationskræfterne overstiger det indre gastryk.
Det er endnu ikke klart, hvordan kompakte zoner kondenserer fra den oprindelige molekylære sky og får en så ustabil tilstand. Ikke desto mindre, selv før opdagelsen af ​​kompakte zoner, havde astrofysikere mulighed for at simulere processen med stjernedannelse. Allerede i 1960'erne brugte teoretikere computersimuleringer til at bestemme, hvordan ustabile skyer kollapser.
Selvom en bred vifte blev brugt til teoretiske beregninger begyndelsesbetingelser, de opnåede resultater faldt sammen: i en sky, der er for ustabil, komprimeres den indre del først, det vil sige, at stoffet i midten først gennemgår frit fald, og de perifere regioner forbliver stabile. Gradvist breder kompressionsområdet sig udad og dækker hele skyen.

Dybt i dybet af det kontraherende område begynder udviklingen af ​​stjerner

Dybt inde i det kontraherende område begynder stjernedannelsen. Stjernens diameter er kun et lyssekund, det vil sige en milliontedel af diameteren af ​​den kompakte zone. For så relativt små størrelser er det overordnede billede af skykompression ikke signifikant, og hovedrollen her spilles af stoffets hastighed, der falder ned på stjernen

Den hastighed, hvormed stof falder, kan variere, men det afhænger direkte af skyens temperatur. Jo højere temperatur, jo større hastighed. Beregninger viser, at en masse, der er lig med Solens masse, kan akkumuleres i midten af ​​en sammenfaldende kompakt zone over en periode på 100 tusind til 1 million år. Ved hjælp af computersimuleringer har astronomer udviklet en model, der beskriver protostjernens struktur.
Det viste sig, at den faldende gas rammer overfladen af ​​protostjernen med en meget høj hastighed. Derfor dannes en kraftig stødfront (en skarp overgang til en meget højt blodtryk). Inden for chokfronten opvarmes gassen til næsten 1 million Kelvin, hvorefter den under stråling ved overfladen hurtigt afkøles til omkring 10.000 K og danner en protostjerne lag for lag.

Tilstedeværelsen af ​​en stødfront forklarer den høje lysstyrke af unge stjerner

Tilstedeværelsen af ​​en stødfront forklarer den høje lysstyrke af unge stjerner. Hvis massen af ​​protozoen er lig med en sol, så kan dens lysstyrke overstige solens en ti gange. Men det er ikke forårsaget af termonukleære fusionsreaktioner, som i almindelige stjerner, men kinetisk energi stof erhvervet i gravitationsfeltet.
Protostjerner kan observeres, men ikke med konventionelle optiske teleskoper.
Al interstellar gas, inklusive den, hvorfra stjerner er dannet, indeholder "støv" - en blanding af faste partikler af submikron størrelse. Strålingen fra stødfronten mødes på dens vej stort antal disse partikler falder sammen med gassen på overfladen af ​​protostjernen.
Kolde støvpartikler absorberer fotoner udsendt af stødfronten og genudsender dem ved længere bølgelængder. Denne langbølgede stråling absorberes igen og udsendes derefter af endnu fjernere støv. Derfor, mens en foton baner sig vej gennem skyer af støv og gas, ender dens bølgelængde i det infrarøde område af det elektromagnetiske spektrum. Men blot et par lystimer væk fra protostjernen bliver fotonens bølgelængde for lang til, at støvet kan absorbere den, og den kan endelig uhindret haste mod Jordens infrarød-følsomme teleskoper.
På trods af moderne detektorers omfattende muligheder kan astronomer ikke påstå, at teleskoper faktisk registrerer strålingen fra protostjerner. Tilsyneladende er de dybt skjult i dybet af kompakte zoner registreret i radioområdet. Usikkerhed i detektion stammer fra det faktum, at detektorer ikke kan skelne en protostjerne fra ældre stjerner indlejret i gas og støv.
For pålidelig identifikation skal et infrarødt eller radioteleskop detektere Doppler-forskydningen af ​​protostjernens spektrale emissionslinjer. Doppler-skiftet ville afsløre den sande bevægelse af gassen, der falder ned på dens overflade.
Så snart protostjernens masse som følge af stoffets fald når adskillige tiendedele af Solens masse, bliver temperaturen i midten tilstrækkelig til, at termonukleære fusionsreaktioner begynder. Imidlertid er termonukleære reaktioner i protostjerner fundamentalt forskellige fra reaktioner i midaldrende stjerner. Energikilden til sådanne stjerner er de termonukleære fusionsreaktioner af helium fra brint.

Brint er det mest udbredte kemiske grundstof i universet

Brint er det mest udbredte kemiske grundstof i universet. Ved universets fødsel (Big Bang) blev dette grundstof dannet i sin sædvanlige form med en kerne bestående af en proton. Men to ud af hver 100.000 kerner er deuteriumkerner, der består af en proton og en neutron. Denne isotop af brint er til stede i moderne æra i den interstellare gas, hvorfra den kommer ind i stjernerne.
Det er bemærkelsesværdigt, at denne lille urenhed spiller en dominerende rolle i protostjerners liv. Temperaturen i deres dybder er utilstrækkelig til reaktionerne af almindelig brint, som forekommer ved 10 millioner Kelvin. Men som følge af gravitationskompression kan temperaturen i midten af ​​en protostjerne nemt nå 1 million Kelvin, når fusionen af ​​deuteriumkerner begynder, som også frigiver kolossal energi.

Opaciteten af ​​protostellart stof er for stor

Opaciteten af ​​protostellart stof er for stor til, at denne energi kan overføres ved strålingsoverførsel. Derfor bliver stjernen konvektivt ustabil: gasbobler opvarmet af "atombrand" flyder til overfladen. Disse opadgående strømme balanceres af nedadgående strømme af kold gas mod midten. Lignende konvektive bevægelser, men i meget mindre målestok, finder sted i et rum med dampopvarmning. I en protostjerne transporterer konvektive hvirvler deuterium fra overfladen til dens indre. På denne måde når det brændstof, der er nødvendigt til termonukleare reaktioner, stjernens kerne.
På trods af den meget lave koncentration af deuteriumkerner har den varme, der frigives under deres fusion, en stærk effekt på protostjernen. Hovedkonsekvensen af ​​deuteriumforbrændingsreaktioner er protostjernens "hævelse". På grund af den effektive overførsel af varme ved konvektion som følge af "afbrændingen" af deuterium, øges protostjernen i størrelse, hvilket afhænger af dens masse. En protostjerne med én solmasse har en radius svarende til fem solmasser. Med en masse lig med tre solceller, puster protostjernen op til en radius lig med 10 solar.
Massen af ​​en typisk kompakt zone er større end massen af ​​den stjerne, den producerer. Derfor skal der være en eller anden mekanisme, der fjerner overskydende masse og stopper stoffets fald. De fleste astronomer er overbevist om, at en stærk stjernevind, der undslipper fra overfladen af ​​protostjernen, er ansvarlig. Stjernevinden blæser den faldende gas i den modsatte retning og spreder til sidst den kompakte zone.

Stjernevind idé

"Ideen om stjernevind" følger ikke af teoretiske beregninger. Og de overraskede teoretikere blev forsynet med beviser for dette fænomen: observationer af strømme af molekylær gas, der bevæger sig fra infrarøde strålingskilder. Disse strømme er forbundet med protostellarvinden. Dens oprindelse er et af de dybeste mysterier for unge stjerner.
Når den kompakte zone forsvinder, blotlægges et objekt, der kan observeres i det optiske område - en ung stjerne. Ligesom en protostjerne har den en høj lysstyrke, som er bestemt mere af tyngdekraften end af termonuklear fusion. Tryk i det indre af en stjerne forhindrer katastrofalt gravitationssammenbrud. Men den varme, der er ansvarlig for dette tryk, udstråles fra stjernens overflade, så stjernen skinner meget kraftigt og trækker sig langsomt sammen.
Efterhånden som den trækker sig sammen, stiger dens indre temperatur gradvist og når til sidst 10 millioner Kelvin. Derefter begynder fusionsreaktionerne af brintkerner at danne helium. Den genererede varme skaber tryk, der forhindrer kompression, og stjernen vil lyse i lang tid, indtil atombrændstoffet i dets dybder løber tør.
Vores sol, en typisk stjerne, tog omkring 30 millioner år at trække sig sammen fra protostellar til moderne størrelse. Takket være den varme, der frigives under termonukleare reaktioner, har den bevaret disse dimensioner i omkring 5 milliarder år.
Sådan fødes stjerner. Men på trods af sådanne åbenlyse succeser fra videnskabsmænd, som gjorde det muligt for os at lære en af ​​universets mange hemmeligheder, mange flere kendte egenskaber unge stjerner er endnu ikke fuldt ud forstået. Dette refererer til deres uregelmæssige variabilitet, kolossale stjernevind og uventede lyse udbrud. Der er endnu ingen sikre svar på disse spørgsmål. Men disse uløste problemer bør betragtes som brud i en kæde, hvis hovedled allerede er loddet sammen. Og vi vil være i stand til at lukke denne kæde og færdiggøre biografien om unge stjerner, hvis vi finder nøglen skabt af naturen selv. Og denne nøgle flimrer på den klare himmel over os.

En stjerne er født video:

Stjerneudvikling er forandring over tid. fysiske egenskaber, indre struktur Og kemisk sammensætning stjerner Den moderne teori om stjerneudvikling er i stand til at forklare det generelle forløb af stjerneudvikling i tilfredsstillende overensstemmelse med data fra astronomiske observationer. Forløbet af en stjernes udvikling afhænger af dens masse og oprindelige kemiske sammensætning. Stjerner af den første generation blev dannet af stof, hvis sammensætning blev bestemt af kosmologiske forhold (ca. 70% brint, 30% helium, en ubetydelig blanding af deuterium og lithium). Under udviklingen af ​​førstegenerationsstjerner blev der dannet tunge grundstoffer, som blev slynget ud i det interstellare rum som følge af udstrømning af stof fra stjerner eller under stjerneeksplosioner. Stjerner fra efterfølgende generationer blev dannet af stof indeholdende 3-4% tunge grundstoffer.

En stjernes fødsel er dannelsen af ​​et objekt, hvis stråling understøttes af dets egne energikilder. Processen med stjernedannelse fortsætter kontinuerligt, og den fortsætter den dag i dag.

For at forklare megaverdenens struktur er det vigtigste gravitationsinteraktion. I gas- og støvtåger dannes der under påvirkning af gravitationskræfter ustabile inhomogeniteter, på grund af hvilke diffust stof bryder op i en række kondensationer. Hvis sådanne kondensationer varer ved længe nok, bliver de over tid til stjerner. Det er vigtigt at bemærke, at fødselsprocessen ikke er af en individuel stjerne, men af ​​stjerneassociationer. De resulterende gaslegemer tiltrækkes af hinanden, men kombineres ikke nødvendigvis til én enorm krop. De begynder normalt at rotere i forhold til hinanden, og centrifugalkræfterne i denne bevægelse modvirker de tiltrækningskræfter, der fører til yderligere koncentration.

Unge stjerner er dem, der stadig er i fase med indledende gravitationskompression. Temperaturen i centrum af sådanne stjerner er endnu ikke tilstrækkelig til, at termonukleære reaktioner kan forekomme. Stjernernes skær opstår kun på grund af omdannelsen af ​​gravitationsenergi til varme. Gravitationskompression er det første trin i stjernernes udvikling. Det fører til opvarmning af stjernens centrale zone til den temperatur, hvorved den termonukleare reaktion begynder (10 – 15 millioner K) – omdannelsen af ​​brint til helium.

Den enorme energi, der udsendes af stjerner, genereres som et resultat af nukleare processer, der foregår inde i stjerner. Den energi, der genereres inde i en stjerne, gør det muligt for den at udsende lys og varme i millioner og milliarder af år. For første gang blev antagelsen om, at kilden til stjerneenergi er termonukleære reaktioner af syntesen af ​​helium fra brint, fremsat i 1920 af den engelske astrofysiker A.S. I stjerners indre er to typer termonukleære reaktioner, der involverer brint, mulige, kaldet brint (proton-proton) og kulstof (kulstof-nitrogen) cyklusser. I det første tilfælde kræves der kun brint for at reaktionen kan finde sted. I det andet er tilstedeværelsen af ​​kulstof også nødvendig, der tjener som katalysator. Udgangsmaterialet er protoner, hvoraf heliumkerner dannes som følge af kernefusion.

Da omdannelsen af ​​fire protoner til en heliumkerne producerer to neutrinoer, genereres 1,8∙10 38 neutrinoer hvert sekund i Solens dybder. Neutrinoer interagerer svagt med stof og har stor gennemtrængende kraft. Efter at have passeret gennem en enorm tykkelse af solstof, beholder neutrinoer al den information, de modtog i termonukleare reaktioner i Solens dybder. Fluxtætheden af ​​solneutrinoer, der falder på jordens overflade, er 6,6∙10 10 neutrinoer pr. 1 cm 2 pr. 1 s. Måling af strømmen af ​​neutrinoer, der falder på Jorden, gør det muligt at bedømme de processer, der foregår inde i Solen.

Energikilden for de fleste stjerner er således termonukleære hydrogenreaktioner i stjernens centrale zone. Som et resultat af en termonuklear reaktion sker der en udadgående strøm af energi i form af stråling over et bredt frekvensområde (bølgelængder). Samspillet mellem stråling og stof resulterer i en stabil ligevægtstilstand: trykket fra udadgående stråling balanceres af tyngdekraftens tryk. Yderligere sammentrækning af stjernen stopper, så længe der produceres en tilstrækkelig mængde energi i midten. Denne tilstand er ret stabil, og stjernens størrelse forbliver konstant. Brint er det vigtigste komponent kosmisk stof og den vigtigste type nukleart brændsel. Stjernens brintreserver holder i milliarder af år. Dette forklarer, hvorfor stjerner er så stabile lang tid. Indtil al brint i den centrale zone brænder ud, ændres stjernens egenskaber lidt.

Brintudbrændingsfeltet i stjernens centrale zone danner en heliumkerne. Hydrogenreaktioner fortsætter med at forekomme, men kun i et tyndt lag nær overfladen af ​​kernen. Nukleare reaktioner bevæger sig til stjernens periferi. Stjernens struktur på dette stadium er beskrevet af modeller med en lagdelt energikilde. Den udbrændte kerne begynder at krympe, og den ydre skal begynder at udvide sig. Skallen svulmer til kolossale størrelser, den ydre temperatur bliver lav. Stjernen går ind i den røde kæmpe-fase. Fra dette øjeblik begynder stjernens liv at falde. Røde kæmper er forskellige lave temperaturer og enorme størrelser (fra 10 til 1000 R c). Den gennemsnitlige massefylde af stoffet i dem når ikke 0,001 g/cm 3 . Deres lysstyrke er hundredvis af gange højere end Solens lysstyrke, men temperaturen er meget lavere (ca. 3000 - 4000 K).

Det menes, at vores sol, når den går over til det røde kæmpestadium, kan stige så meget, at den fylder Merkurs bane. Sandt nok vil Solen blive en rød kæmpe om 8 milliarder år.

Den røde kæmpe er kendetegnet ved lave ydre temperaturer, men meget høje indre temperaturer. Efterhånden som den øges, indgår stadig tungere kerner i termonukleære reaktioner. Ved en temperatur på 150 millioner K begynder heliumreaktioner, som ikke kun er en energikilde, men under dem udføres syntesen af ​​tungere kemiske elementer. Efter dannelsen af ​​kulstof i heliumkernen af ​​en stjerne er følgende reaktioner mulige:

Det skal bemærkes, at syntesen af ​​den næste tungere kerne kræver højere og højere energier. Når magnesium er dannet, er alt helium i stjernens kerne opbrugt, og for at yderligere kernereaktioner kan blive mulige, skal stjernen trække sig sammen igen og dens temperatur stige. Dette er dog ikke muligt for alle stjerner, kun for store, hvis masse overstiger Solens masse med mere end 1,4 gange (den såkaldte Chandrasekhar-grænse). I stjerner med lavere masse slutter reaktioner på stadiet af magnesiumdannelse. I stjerner, hvis masse overstiger Chandrasekhar-grænsen, stiger temperaturen på grund af gravitationskompression til 2 milliarder grader, reaktionerne fortsætter og danner tungere grundstoffer - op til jern. Grundstoffer, der er tungere end jern, dannes, når stjerner eksploderer.

Som et resultat af stigende tryk, pulseringer og andre processer mister den røde kæmpe kontinuerligt stof, som skydes ud i det interstellare rum i form af stjernevind. Når de indre termonukleare energikilder er fuldstændig opbrugte, videre skæbne af en stjerne afhænger af dens masse.

Med en masse mindre end 1,4 solmasser går stjernen ind i en stationær tilstand med en meget høj tæthed (hundrede af tons pr. 1 cm 3). Sådanne stjerner kaldes hvide dværge. I færd med at forvandle en rød kæmpe til en hvid dværg, kan en race kaste sine ydre lag som en let skal og blotlægge kernen. Gasskallen lyser klart under påvirkning af kraftig stråling fra stjernen. Sådan dannes planetariske tåger. Ved høj tæthed af stof inde i en hvid dværg elektroniske skaller atomer ødelægges, og stjernens stof er et elektron-kerneplasma, og dets elektronkomponent er en degenereret elektrongas. Hvide dværge er i en ligevægtstilstand på grund af ligheden af ​​kræfter mellem tyngdekraften (kompressionsfaktor) og trykket af degenereret gas i stjernens tarme (ekspansionsfaktor). Hvide dværge kan eksistere i milliarder af år.

Stjernens termiske reserver udtømmes gradvist, stjernen afkøles langsomt, hvilket er ledsaget af udstødninger af stjernehylsteret ind i det interstellare rum. Stjernen skifter gradvist sin farve fra hvid til gul, derefter til rød, og til sidst holder den op med at udsende, og bliver til et lille livløst objekt, en død kold stjerne, hvis størrelse er mindre end Jordens størrelse, og dens masse er sammenlignelig til Solens masse. Tætheden af ​​en sådan stjerne er milliarder af gange større end tætheden af ​​vand. Sådanne stjerner kaldes sorte dværge. Sådan slutter de fleste stjerner deres eksistens.

Når stjernens masse er mere end 1,4 solmasser, er stjernens stationære tilstand uden interne kilder energi bliver umulig, fordi trykket inde i stjernen kan ikke balancere tyngdekraften. Gravitationskollaps begynder - komprimering af stof mod midten af ​​stjernen under påvirkning af gravitationskræfter.

Hvis frastødningen af ​​partikler og andre årsager stopper kollapset, så sker der en kraftig eksplosion ─ en supernovaeksplosion med udslyngning af en betydelig del af stoffet i det omgivende rum og dannelsen af ​​gaståger. Navnet blev foreslået af F. Zwicky i 1934. En supernovaeksplosion er et af de mellemliggende stadier i stjernernes udvikling før deres transformation til hvide dværge, neutronstjerner eller sorte huller. Under en eksplosion frigives energi i mængden af ​​10 43 ─ 10 44 J med en strålingseffekt på 10 34 W. I dette tilfælde øges stjernens lysstyrke med titusinder på få dage. En supernovas lysstyrke kan overstige lysstyrken for hele den galakse, hvor den eksploderede.

Den gaståge, der dannes under en supernovaeksplosion, består dels af elementer, der udstødes af eksplosionen. øverste lag stjerner, og til dels fra interstellart stof, komprimeret og opvarmet af eksplosionens spredningsprodukter. Den mest berømte gaståge er Krabbetågen i stjernebilledet Tyren - en rest af supernovaen fra 1054. Unge supernova-rester udvider sig med hastigheder på 10-20 tusinde km/s. Kollisionen af ​​den ekspanderende skal med stationær interstellar gas genererer en chokbølge, hvor gassen opvarmes til millioner af Kelvin og bliver en kilde til røntgenstråling. Udbredelsen af ​​en chokbølge i en gas fører til fremkomsten af ​​hurtigt ladede partikler (kosmiske stråler), som bevæger sig i et komprimeret interstellar magnetfelt forstærket af den samme bølge, udsender stråling i radioområdet.

Astronomer registrerede supernovaeksplosioner i 1054, 1572, 1604. I 1885 blev en supernova observeret i Andromeda-tågen. Dens glans oversteg hele galaksens glans og viste sig at være 4 milliarder gange mere intens end Solens glans.

I 1980 var mere end 500 supernovaeksplosioner blevet opdaget, men ikke en eneste var blevet observeret i vores galakse. Astrofysikere har beregnet, at i vores galakse eksploderer supernovaer med en periode på 10 millioner år i umiddelbar nærhed af Solen. I gennemsnit sker der en supernovaeksplosion i Metagalaxy hvert 30. år.

Doser kosmisk stråling på Jorden kan overstige normalt niveau 7000 gange. Dette vil føre til alvorlige mutationer i levende organismer på vores planet. Nogle videnskabsmænd forklarer dinosaurernes pludselige død på denne måde.

En del af massen af ​​en eksploderende supernova kan forblive i form af en supertæt krop - en neutronstjerne eller sort hul. Massen af ​​neutronstjerner er (1,4 – 3) M s, diameteren er omkring 10 km. Tætheden af ​​en neutronstjerne er meget høj, højere end tætheden af ​​atomkerner ─ 10 15 g/cm 3 . Med stigende kompression og tryk bliver reaktionen af ​​absorption af elektroner af protoner mulig Som et resultat vil alt stof i stjernen bestå af neutroner. Neutronisering af en stjerne er ledsaget af et kraftigt udbrud af neutrinostråling. Under supernovaeksplosionen SN1987A var neutrinoeksplosionens varighed 10 s, og energien, der blev båret væk af alle neutrinoer nåede 3∙10 46 J. Neutronstjernens temperatur når 1 milliard K. Neutronstjerner afkøles meget hurtigt, deres lysstyrke svækker. Men de udsender intenst radiobølger i en smal kegle i retning af den magnetiske akse. Stjerner, hvis magnetiske akse ikke falder sammen med rotationsaksen, er karakteriseret ved radioemission i form af gentagne impulser. Det er derfor, neutronstjerner kaldes pulsarer. De første pulsarer blev opdaget i 1967. Frekvensen af ​​strålingspulseringer, bestemt af pulsarens rotationshastighed, er fra 2 til 200 Hz, hvilket indikerer deres lille størrelse. For eksempel har pulsaren i Krabbetågen en pulsemissionsperiode på 0,03 s. I øjeblikket kendes hundredvis af neutronstjerner. En neutronstjerne kan opstå som et resultat af det såkaldte "stille kollaps". Hvis en hvid dværg kommer ind i et binært system af tæt beliggende stjerner, så opstår fænomenet tilvækst, når stof fra nabostjernen strømmer ind på den hvide dværg. Massen af ​​den hvide dværg vokser og overskrider på et vist tidspunkt Chandrasekhar-grænsen. En hvid dværg bliver til en neutronstjerne.

Hvis den endelige masse af den hvide dværg overstiger 3 solmasser, så er den degenererede neutrontilstand ustabil, og gravitationssammentrækningen fortsætter indtil dannelsen af ​​et objekt kaldet et sort hul. Udtrykket "sort hul" blev introduceret af J. Wheeler i 1968. Men ideen om sådanne genstande opstod flere århundreder tidligere, efter opdagelsen af ​​loven af ​​I. Newton i 1687 universel tyngdekraft. I 1783 foreslog J. Mitchell, at mørke stjerner skulle eksistere i naturen, hvis tyngdefelt er så stærkt, at lys ikke kan undslippe dem. I 1798 blev samme idé udtrykt af P. Laplace. I 1916 kom fysikeren Schwarzschild, der løste Einsteins ligninger, til konklusionen om muligheden for eksistensen af ​​objekter med usædvanlige egenskaber, senere kaldet sorte huller. Et sort hul er et område af rummet, hvor gravitationsfeltet er så stærkt, at den anden kosmiske hastighed for legemer, der befinder sig i dette område, skal overstige lysets hastighed, dvs. Intet kan flyve ud af et sort hul – hverken partikler eller stråling. I overensstemmelse med den generelle relativitetsteori er den karakteristiske størrelse af et sort hul bestemt af gravitationsradius: R g =2GM/c 2, hvor M er objektets masse, c er lysets hastighed i vakuum, G er gravitationskonstanten. Jordens gravitationsradius er 9 mm, Solen er 3 km. Grænsen for det område, som lyset ikke slipper ud over, kaldes begivenhedshorisonten for et sort hul. Roterende sorte huller har en begivenhedshorisontradius, der er mindre end gravitationsradiusen. Af særlig interesse er muligheden for, at et sort hul fanger kroppe, der ankommer fra det uendelige.

Teorien tillader eksistensen af ​​sorte huller med en masse på 3-50 solmasser, dannet i de sene stadier af udviklingen af ​​massive stjerner med en masse på mere end 3 solmasser, supermassive sorte huller i kernerne af galakser, der vejer millioner og milliarder af solmasser, primære (relikte) sorte huller dannet i de tidlige stadier af universets udvikling. Relikvie sorte huller, der vejer mere end 10 15 g (massen af ​​et gennemsnitligt bjerg på Jorden) burde have overlevet til denne dag på grund af mekanismen for kvantefordampning af sorte huller foreslået af S.W.

Astronomer opdager sorte huller ved deres kraftige røntgenstråling. Et eksempel på denne type stjerne er den kraftige røntgenkilde Cygnus X-1, hvis masse overstiger 10 M s. Sorte huller forekommer ofte i binære røntgenstråler stjernesystemer. Dusinvis af sorte huller med stjernemasse er allerede blevet opdaget i sådanne systemer (m sorte huller = 4-15 M s). Baseret på virkningerne af gravitationslinser er flere enkeltstående sorte huller med stjernemasse blevet opdaget (m sorte huller = 6-8 M s). I tilfælde af en tæt binær stjerne observeres fænomenet tilvækst - strømmen af ​​plasma fra overfladen en almindelig stjerne under påvirkning af gravitationskræfter på et sort hul. Stof, der flyder ind i et sort hul, har vinkelmomentum. Derfor danner plasmaet en roterende skive omkring det sorte hul. Temperaturen af ​​gassen i denne roterende skive kan nå 10 millioner grader. Ved denne temperatur udsender gassen røntgenstråler. Denne stråling kan bruges til at bestemme tilstedeværelsen af ​​et sort hul på et givet sted.

Af særlig interesse er supermassive sorte huller i galaksernes kerner. Baseret på undersøgelsen af ​​røntgenbilledet af midten af ​​vores galakse, opnået ved hjælp af CHANDRA-satellitten, er tilstedeværelsen af ​​et supermassivt sort hul, hvis masse er 4 millioner gange Solens masse, blevet fastslået. Som et resultat af nyere forskning har amerikanske astronomer opdaget et unikt supertungt sort hul placeret i centrum af en meget fjern galakse, hvis masse er 10 milliarder gange Solens masse. For at nå en så ufattelig enorm størrelse og tæthed skal det sorte hul have dannet sig over mange milliarder år, og det konstant tiltrækker og absorberer stof. Forskere vurderer dens alder til 12,7 milliarder år, dvs. den begyndte at dannes cirka en milliard år efter stort brag. Til dato er mere end 250 supermassive sorte huller blevet opdaget i galaksernes kerner (m sorte huller = (10 6 – 10 9) M s).

Nært forbundet med stjernernes udvikling er spørgsmålet om kemiske grundstoffers oprindelse. Hvis brint og helium er grundstoffer, der forblev fra de tidlige stadier af udviklingen af ​​det ekspanderende univers, så kunne tungere kemiske grundstoffer kun dannes i stjernernes dybder under termonukleare reaktioner. Inde i stjerner kan termonukleære reaktioner producere op til 30 kemiske grundstoffer (inklusive jern).

På min egen måde fysisk tilstand stjerner kan opdeles i normale og degenererede. Førstnævnte består hovedsageligt af lavdensitetsstofreaktioner, der finder sted i deres dybder. Degenererede stjerner omfatter hvide dværge og neutronstjerner, de repræsenterer den sidste fase af stjernernes udvikling. Fusionsreaktionerne i dem er afsluttet, og ligevægten opretholdes af de kvantemekaniske virkninger af degenererede fermioner: elektroner i hvide dværge og neutroner i neutronstjerner. Hvide dværge, neutronstjerner og sorte huller kaldes samlet for "kompakte rester".

I slutningen af ​​evolutionen, afhængigt af massen, eksploderer stjernen enten eller mere stille og roligt dumper stof, der allerede er beriget med tungt kemiske elementer. I dette tilfælde dannes de resterende elementer periodiske system. Stjerner fra de næste generationer er dannet af det interstellare medium beriget med tunge elementer. For eksempel er Solen en andengenerationsstjerne, dannet af stof, der allerede har været i stjernernes tarme og var beriget med tunge grundstoffer. Derfor kan stjernernes alder bedømmes ud fra deres kemiske sammensætning, bestemt ved spektralanalyse.

Udvikling af stjerner af forskellige masser

Astronomer kan ikke observere en enkelt stjernes liv fra start til slut, fordi selv de kortest levede stjerner eksisterer i millioner af år - længere levetid af hele menneskeheden. Ændringer i stjerners fysiske egenskaber og kemiske sammensætning over tid, dvs. Astronomer studerer stjernernes udvikling ved at sammenligne karakteristika for mange stjerner på forskellige stadier af udviklingen.

Fysiske mønstre, der forbinder stjerners observerede karakteristika, afspejles i farve-lysstyrkediagrammet - Hertzsprung - Russell-diagrammet, hvorpå stjernerne danner separate grupper - sekvenser: hovedsekvensen af ​​stjerner, sekvenser af supergiganter, lyse og svage kæmper, undergiganter, underdværge og hvide dværge.

I det meste af sit liv er enhver stjerne på den såkaldte hovedsekvens af farve-lysstyrkediagrammet. Alle andre stadier af stjernens udvikling før dannelsen af ​​en kompakt rest tager ikke mere end 10 % af denne tid. Det er grunden til, at de fleste af de stjerner, der observeres i vores galakse, er beskedne røde dværge med Solens masse eller mindre. Hovedsekvensen indeholder omkring 90 % af alle observerede stjerner.

En stjernes levetid, og hvad den bliver til i slutningen af ​​dens levetid, er helt bestemt af dens masse. Stjerner med masse større end Solen lever meget mindre end Solen, og levetiden for de mest massive stjerner er kun millioner af år. For langt de fleste stjerner er levetiden omkring 15 milliarder år. Når en stjerne opbruger sine energikilder, begynder den at afkøle og trække sig sammen. Slutproduktet af stjerneudvikling er kompakte, massive objekter, hvis tæthed er mange gange større end almindelige stjerners.

Stjerner forskellige masser ender i en af ​​tre tilstande: hvide dværge, neutronstjerner eller sorte huller. Hvis stjernens masse er lille, så er gravitationskræfterne relativt svage, og komprimeringen af ​​stjernen (tyngdekraftens kollaps) stopper. Den overgår til en stabil hvid dværgtilstand. Hvis massen overstiger en kritisk værdi, fortsætter kompressionen. Ved meget høje tætheder kombineres elektroner med protoner for at danne neutroner. Snart består næsten hele stjernen kun af neutroner og har en så enorm tæthed, at den enorme stjernemasse er koncentreret i en meget lille kugle med en radius på flere kilometer og kompressionen stopper - en neutronstjerne dannes. Hvis stjernens masse er så stor, at selv dannelsen af ​​en neutronstjerne ikke vil stoppe gravitationskollapset, så vil det sidste trin af stjernens udvikling være et sort hul.

Stjernernes udvikling i astronomi er sekvensen af ​​ændringer, som en stjerne gennemgår i løbet af sin levetid, det vil sige over hundredtusinder, millioner eller milliarder af år, mens den udsender lys og varme. Over så enorme tidsrum er ændringerne ret betydelige.

Udviklingen af ​​en stjerne begynder i en gigantisk molekylær sky, også kaldet en stjernevugge. Det meste af det "tomme" rum i en galakse indeholder faktisk mellem 0,1 og 1 molekyle pr. cm 3 . En molekylær sky har en tæthed på omkring en million molekyler pr. cm 3 . Massen af ​​en sådan sky overstiger Solens masse 100.000-10.000.000 gange på grund af dens størrelse: fra 50 til 300 lysår på tværs.

Udviklingen af ​​en stjerne begynder i en gigantisk molekylær sky, også kaldet en stjernevugge.

Mens skyen roterer frit omkring midten af ​​sin hjemmegalakse, sker der intet. Dog på grund af heterogeniteten gravitationsfelt der kan opstå forstyrrelser i det, hvilket fører til lokale koncentrationer af masse. Sådanne forstyrrelser forårsager gravitationssammenbrud af skyen. Et af scenarierne, der fører til dette, er kollisionen af ​​to skyer. En anden begivenhed, der forårsager kollaps, kunne være passagen af ​​en sky gennem en tæt arm spiralgalakse. Også en kritisk faktor kunne være eksplosionen af ​​en nærliggende supernova, chokbølge som vil kollidere med en molekylær sky med enorm hastighed. Det er også muligt, at galakser kolliderer, hvilket kan forårsage et udbrud af stjernedannelse, da gasskyerne i hver galakse komprimeres ved kollisionen. Generelt kan enhver inhomogenitet i de kræfter, der virker på skyens masse, udløse processen med stjernedannelse.

enhver inhomogenitet i de kræfter, der virker på skyens masse, kan udløse processen med stjernedannelse.

Under denne proces vil molekylskyens inhomogeniteter komprimeres under indflydelse af deres egen tyngdekraft og gradvist tage form af en kugle. Når den komprimeres, bliver gravitationsenergien til varme, og objektets temperatur stiger.

Når temperaturen i midten når 15-20 millioner K, begynder termonukleære reaktioner, og kompressionen stopper. Objektet bliver en fuldgyldig stjerne.

Efterfølgende stadier af en stjernes udvikling afhænger næsten udelukkende af dens masse, og først i slutningen af ​​en stjernes udvikling kan dens kemiske sammensætning spille en rolle.

Den første fase af en stjernes liv ligner solens - den er domineret af hydrogencyklusreaktioner.

Det forbliver i denne tilstand det meste af sit liv, idet det er på hovedsekvensen af ​​Hertzsprung-Russell-diagrammet, indtil brændstofreserverne i dens kerne løber tør. Når al brint i midten af ​​stjernen omdannes til helium, dannes en heliumkerne, og termonuklear brænding af brint fortsætter i periferien af ​​kernen.

Små, kølige røde dværge forbrænder langsomt deres brintreserver og forbliver på hovedsekvensen i titusinder af milliarder af år, mens massive supergiganter forlader hovedsekvensen inden for et par titusinder af millioner (og nogle blot et par millioner) år efter dannelsen.

På nuværende tidspunkt vides det ikke med sikkerhed, hvad der sker med lysstjerner, efter at forsyningen af ​​brint i deres kerner er opbrugt. Da universets alder er 13,8 milliarder år, hvilket ikke er nok til, at brintbrændstofforsyningen i sådanne stjerner opbruges, moderne teorier er baseret på computermodellering af de processer, der foregår i sådanne stjerner.

Ifølge teoretiske begreber vil nogle af de lette stjerner, der mister deres stof (stjernevind), gradvist fordampe og blive mindre og mindre. Andre, røde dværge, vil langsomt afkøles over milliarder af år, mens de fortsætter med at udsende svage emissioner i det infrarøde og mikrobølgeområde af det elektromagnetiske spektrum.

Mellemstore stjerner som Solen forbliver på hovedsekvensen i gennemsnitligt 10 milliarder år.

Solen menes stadig at være på den, da den er midt i sin livscyklus. Når en stjerne løber tør for brint i sin kerne, forlader den hovedsekvensen.

Når en stjerne løber tør for brint i sin kerne, forlader den hovedsekvensen.

Uden det tryk, der opstod under termonukleare reaktioner og afbalancerede den indre tyngdekraft, begynder stjernen at skrumpe igen, som den tidligere havde været i gang med sin dannelse.

Temperatur og tryk stiger igen, men i modsætning til protostjernestadiet til et meget højere niveau.

Sammenbruddet fortsætter, indtil der ved en temperatur på cirka 100 millioner K begynder termonukleære reaktioner, der involverer helium, hvor helium omdannes til tungere grundstoffer (helium til kulstof, kulstof til oxygen, oxygen til silicium og til sidst - silicium til jern).

Sammenbruddet fortsætter, indtil termonukleare reaktioner, der involverer helium, begynder ved en temperatur på cirka 100 millioner K

Den termonukleare "afbrænding" af stof, genoptaget på et nyt niveau, forårsager en monstrøs udvidelse af stjernen. Stjernen "svulmer", bliver meget "løs", og dens størrelse øges cirka 100 gange.

Stjernen bliver til en rød kæmpe, og heliumbrændingsfasen varer omkring flere millioner år.

Hvad der derefter sker, afhænger også af stjernens masse.

Ved stjernerne gennemsnitsstørrelse reaktionen af ​​termonuklear forbrænding af helium kan føre til eksplosiv frigivelse af de ydre lag af stjernen med dannelsen af planetarisk tåge. Stjernens kerne, hvor termonukleare reaktioner stopper, afkøles og bliver til en heliumhvid dværg, der sædvanligvis har en masse på op til 0,5-0,6 solmasser og en diameter i størrelsesordenen Jordens diameter.

For massive og supermassive stjerner (med en masse på fem solmasser eller mere), fører de processer, der finder sted i deres kerne, når gravitationskompressionen øges, til en eksplosion supernova med frigivelse af enorm energi. Eksplosionen er ledsaget af udslyngning af en betydelig masse af stjernestof i det interstellare rum. Dette stof deltager efterfølgende i dannelsen af ​​nye stjerner, planeter eller satellitter. Det er takket være supernovaer, at universet som helhed, og hver galakse i særdeleshed, udvikler sig kemisk. Den stjernekerne, der er tilbage efter eksplosionen, kan ende med at udvikle sig som en neutronstjerne (pulsar), hvis stjernens sene masse overstiger Chandrasekhar-grænsen (1,44 solmasser), eller som et sort hul, hvis stjernens masse overstiger Oppenheimer-Volkoff-grænsen (estimerede værdier på 2,5-3 solmasser).

Processen med stjerneudvikling i universet er kontinuerlig og cyklisk - gamle stjerner forsvinder, og nye lyser op for at erstatte dem.

Ifølge moderne videnskabelige ideer, fra stjernestof blev de elementer, der var nødvendige for fremkomsten af ​​planeter og liv på Jorden, dannet. Selvom der ikke er et enkelt almindeligt accepteret synspunkt på, hvordan livet er opstået.