Dažādas masas zvaigžņu evolūcija. Kā zvaigznes mirst

Sveiki dārgie lasītāji! Es gribētu runāt par skaistajām nakts debesīm. Kāpēc par nakti? Tu jautā. Tā kā uz tā ir skaidri redzamas zvaigznes, šie skaistie, gaišie punktiņi uz mūsu debesu melni zilā fona. Bet patiesībā tie nav mazi, bet vienkārši milzīgi, un lielā attāluma dēļ tie šķiet tik niecīgi.

Vai kāds no jums ir iedomājies, kā dzimst zvaigznes, kā tās dzīvo savu dzīvi, kā tas viņiem vispār ir? Es iesaku jums izlasīt šo rakstu tagad un iedomāties zvaigžņu attīstību šajā ceļā. Es esmu sagatavojis pāris video vizuālam piemēram 😉

Debesis ir izraibinātas ar daudzām zvaigznēm, starp kurām ir izkaisīti milzīgi putekļu un gāzu, galvenokārt ūdeņraža, mākoņi. Zvaigznes dzimst tieši šādos miglājos jeb starpzvaigžņu reģionos.

Zvaigzne dzīvo tik ilgi (līdz pat desmitiem miljardu gadu), ka astronomi nespēj izsekot pat vienas no tām dzīvībai no sākuma līdz beigām. Bet viņiem ir iespēja novērot dažādus zvaigžņu attīstības posmus.

Zinātnieki apvienoja iegūtos datus un varēja izsekot tipisku zvaigžņu dzīves posmiem: zvaigznes dzimšanas brīdis starpzvaigžņu mākonī, tās jaunību, vidējais vecums, vecums un dažreiz ļoti iespaidīga nāve.

Zvaigznes dzimšana.

Zvaigznes veidošanās sākas ar matērijas sablīvēšanos miglāja iekšpusē. Pakāpeniski iegūtais blīvējums samazinās, gravitācijas ietekmē samazinoties. Šīs saspiešanas laikā vai sabrukt, tiek atbrīvota enerģija, kas uzsilda putekļus un gāzi un liek tiem mirdzēt.

Ir ts protozvaigzne. Vielas temperatūra un blīvums tās centrā jeb kodolā ir maksimālais. Kad temperatūra sasniedz aptuveni 10 000 000°C, gāzē sāk notikt termiskie procesi. kodolreakcijas.

Ūdeņraža atomu kodoli sāk apvienoties un pārvēršas par hēlija atomu kodoliem. Šī saplūšana atbrīvo milzīgu enerģijas daudzumu.Šī enerģija konvekcijas procesā tiek pārnesta uz virsmas slāni un pēc tam gaismas un siltuma veidā tiek izvadīta kosmosā. Tā protozvaigzne pārvēršas par īstu zvaigzni.

Starojums, kas nāk no kodola, silda gāzveida vidi, radot spiedienu, kas ir vērsts uz āru, un tādējādi novērš zvaigznes gravitācijas sabrukumu.

Rezultāts ir tāds, ka tas atrod līdzsvaru, tas ir, tam ir nemainīgi izmēri, nemainīga virsmas temperatūra un nemainīgs atbrīvotās enerģijas daudzums.

Astronomi šajā attīstības stadijā sauc zvaigzni galvenās kārtas zvaigzne, tādējādi norādot vietu, kuru tas ieņem Hercprunga-Rasela diagrammā.Šī diagramma izsaka attiecības starp zvaigznes temperatūru un spilgtumu.

Protosvaigznes, kurām ir maza masa, nekad nesasilst līdz temperatūrai, kas nepieciešama kodoltermiskās reakcijas uzsākšanai. Šīs zvaigznes saspiešanas rezultātā pārvēršas blāvās sarkanie punduri , vai pat blāvāks brūnie punduri . Pirmā brūnā pundurzvaigzne tika atklāta tikai 1987. gadā.

Milži un rūķi.

Saules diametrs ir aptuveni 1 400 000 km, virsmas temperatūra ir aptuveni 6000°C, un tā izstaro dzeltenīgu gaismu. Tā ir bijusi daļa no galvenās zvaigžņu secības 5 miljardus gadu.

Ūdeņraža “degviela” uz šādas zvaigznes tiks izsmelta aptuveni 10 miljardu gadu laikā, un tās kodolā paliks galvenokārt hēlijs. Kad vairs nav ko “sadedzināt”, no kodola virzītā starojuma intensitāte vairs nav pietiekama, lai līdzsvarotu kodola gravitācijas sabrukumu.

Bet enerģija, kas šajā gadījumā izdalās, ir pietiekama, lai uzsildītu apkārtējo vielu. Šajā apvalkā sākas ūdeņraža kodolu sintēze un atbrīvojas vairāk enerģijas.

Zvaigzne sāk spīdēt spožāk, bet tagad ar sarkanīgu gaismu, un tajā pašā laikā tā arī izplešas, palielinot izmēru desmitiem reižu. Tagad tāda zvaigzne sauc par sarkano milzi.

Sarkanā milža kodols saraujas, un temperatūra paaugstinās līdz 100 000 000 °C vai vairāk. Šeit notiek hēlija kodolu saplūšanas reakcija, pārvēršot to oglekli. Pateicoties enerģijai, kas izdalās šī procesa laikā, zvaigzne joprojām spīd aptuveni 100 miljonus gadu.

Pēc hēlija izbeigšanās un reakciju izbeigšanās visa zvaigzne pakāpeniski gravitācijas ietekmē sarūk līdz gandrīz izmēram. Šajā gadījumā atbrīvotās enerģijas zvaigznei pietiek (tagad baltais punduris) kādu laiku turpināja spoži spīdēt.

Vielas saspiešanas pakāpe baltajā pundurī ir ļoti augsta, un tāpēc tam ir ļoti augsts blīvums - vienas ēdamkarotes svars var sasniegt tūkstoš tonnu. Tā notiek mūsu Saules izmēra zvaigžņu evolūcija.

Video, kas parāda mūsu Saules evolūciju par balto punduri

Zvaigznei, kuras masa ir piecas reizes lielāka par Saules masu, ir daudz īsāks dzīves cikls un tā attīstās nedaudz savādāk.Šāda zvaigzne ir daudz spožāka, un tās virsmas temperatūra ir 25 000 ° C vai vairāk, uzturēšanās periods galvenajā zvaigžņu secībā ir tikai aptuveni 100 miljoni gadu.

Kad tāda zvaigzne uzkāpj uz skatuves sarkanais milzis , temperatūra tās kodolā pārsniedz 600 000 000°C. Tajā notiek oglekļa kodolu saplūšanas reakcijas, kas pārvēršas smagākos elementos, ieskaitot dzelzi.

Zvaigzne atbrīvotās enerģijas ietekmē izplešas līdz izmēriem, kas ir simtiem reižu lielāki par tās sākotnējo izmēru. Zvaigzne šajā posmā sauc par supergigantu .

Enerģijas ražošanas process kodolā pēkšņi apstājas, un tas sarūk dažu sekunžu laikā. Ar to visu tiek atbrīvots milzīgs enerģijas daudzums un katastrofāls šoka vilnis.

Šī enerģija iet cauri visai zvaigznei un ar sprādziena spēku iemet tajā ievērojamu tās daļu telpa, izraisot parādību, kas pazīstama kā supernovas sprādziens .

Lai labāk iztēlotu visu uzrakstīto, apskatīsim zvaigžņu evolūcijas cikla diagrammu

1987. gada februārī līdzīgs uzliesmojums tika novērots blakus esošajā galaktikā Lielajā Magelāna mākonī. Šī supernova īslaicīgi spīdēja spožāk nekā triljons Saules.

Supergiganta kodols saspiežas un veido debess ķermeni, kura diametrs ir tikai 10-20 km, un tā blīvums ir tik liels, ka tējkarote tās vielas var svērt 100 miljonus tonnu!!! Šāds debess ķermenis sastāv no neitroniem unsauc par neitronu zvaigzni .

Neitronu zvaigzne, kas tikko izveidojusies, ir atšķirīga liels ātrums rotācija un ļoti spēcīgs magnētisms.

Tas rada spēcīgu elektromagnētisko lauku, kas izstaro radioviļņus un cita veida starojumu. Tie izplatījās no magnētiskie stabi zvaigznes staru formā.

Šķiet, ka šie stari zvaigznes rotācijas dēļ ap savu asi skenē kosmosu. Kad viņi steidzas garām mūsu radioteleskopiem, mēs tos uztveram kā īsus uzplaiksnījumus vai impulsus. Tāpēc tādas zvaigznes sauc pulsāri.

Pulsāri tika atklāti, pateicoties to izstarotajiem radioviļņiem. Tagad kļuvis zināms, ka daudzi no tiem izstaro gaismas un rentgenstaru impulsus.

Krabju miglājā tika atklāts pirmais gaišais pulsārs. Tās impulsi atkārtojas 30 reizes sekundē.

Citu pulsāru impulsi atkārtojas daudz biežāk: PIR (pulsējošs radio avots) 1937+21 mirgo 642 reizes sekundē. To pat grūti iedomāties!

Zvaigznes, kurām ir vislielākā masa, kas desmitiem reižu pārsniedz Saules masu, arī uzliesmo kā supernovas. Bet to milzīgās masas dēļ to sabrukums ir daudz katastrofālāks.

Destruktīvā saspiešana neapstājas pat neitronu zvaigznes veidošanās stadijā, radot reģionu, kurā parastā matērija pārstāj eksistēt.

Ir palikusi tikai viena gravitācija, kas ir tik spēcīga, ka nekas, pat gaisma, nevar izvairīties no tās ietekmes. Šo apgabalu sauc melnais caurums.Jā, evolūcija lielas zvaigznes biedējoši un ļoti bīstami.

Šajā video mēs runāsim par to, kā supernova pārvēršas par pulsāru un melno caurumu.

Nezinu kā jums, dārgie lasītāji, bet man personīgi ļoti patīk un interesē kosmoss un viss, kas ar to saistīts, tas ir tik noslēpumains un skaists, tas ir elpu aizraujošs! Zvaigžņu evolūcija mums ir daudz stāstījusi par mūsu nākotni un viss.

Zvaigžņu evolūcijas izpēte nav iespējama, novērojot tikai vienu zvaigzni - daudzas zvaigznes notiek pārāk lēni, lai tās pamanītu pat pēc daudziem gadsimtiem. Tāpēc zinātnieki pēta daudzas zvaigznes, no kurām katra atrodas noteiktā stadijā dzīves cikls. Pēdējo desmitgažu laikā zvaigžņu struktūras modelēšana, izmantojot datortehnoloģiju, ir kļuvusi plaši izplatīta astrofizikā.

Enciklopēdisks YouTube

1 / 5

✪ Zvaigznes un zvaigžņu evolūcija (stāsta astrofiziķis Sergejs Popovs)

✪ Zvaigznes un zvaigžņu evolūcija (stāsta Sergejs Popovs un Ilgonis Vilks)

✪ Zvaigžņu evolūcija. Zilā milža evolūcija 3 minūtēs

✪ Surdin V.G. Zvaigžņu evolūcija 1. daļa

✪ S. A. Lamzins — “Zvaigžņu evolūcija”

Subtitri

Kodoltermiskā saplūšana zvaigžņu iekšienē

Jaunas zvaigznes

Zvaigžņu veidošanās procesu var raksturot vienoti, taču turpmākie zvaigznes evolūcijas posmi gandrīz pilnībā ir atkarīgi no tās masas, un tikai pašās zvaigznes evolūcijas beigās savu lomu var nospēlēt tās ķīmiskais sastāvs.

Jaunas mazmasas zvaigznes

Jaunas mazmasas zvaigznes (līdz trim Saules masām) [ ], kas tuvojas galvenajai secībai, ir pilnībā konvektīvās – konvekcijas process aptver visu zvaigznes ķermeni. Tās būtībā ir protozvaigznes, kuru centros kodolreakcijas tikai sākas, un viss starojums galvenokārt notiek gravitācijas saspiešanas dēļ. Kamēr nav izveidots hidrostatiskais līdzsvars, zvaigznes spožums samazinās nemainīgā efektīvā temperatūrā. Hertzprung-Russell diagrammā šādas zvaigznes veido gandrīz vertikālu celiņu, ko sauc par Hayashi trasi. Kad kompresija palēninās, jaunā zvaigzne tuvojas galvenajai secībai. Šāda veida objekti ir saistīti ar T Tauri zvaigznēm.

Šobrīd zvaigznēm, kuru masa ir lielāka par 0,8 Saules masām, kodols kļūst caurspīdīgs starojumam, un starojuma enerģijas pārnešana kodolā kļūst par dominējošo, jo konvekciju arvien vairāk kavē pieaugošā zvaigžņu vielas sablīvēšanās. Zvaigznes ķermeņa ārējos slāņos dominē konvektīvā enerģijas pārnešana.

Nav precīzi zināms, kādas īpašības ir mazākas masas zvaigznēm brīdī, kad tās nonāk galvenajā secībā, jo laiks, ko šīs zvaigznes pavadīja jaunajā kategorijā, pārsniedz Visuma vecumu [ ] . Visas idejas par šo zvaigžņu evolūciju ir balstītas tikai uz skaitliskiem aprēķiniem un matemātisko modelēšanu.

Zvaigznei saraujoties, sāk pieaugt deģenerētās elektronu gāzes spiediens un, sasniedzot noteiktu zvaigznes rādiusu, kompresija apstājas, kas noved pie tālākas temperatūras paaugstināšanās zvaigznes kodolā apstāšanās, ko izraisa zvaigznes kodols. saspiešanu un pēc tam tās samazināšanos. Zvaigznēm, kuru Saules masa ir mazāka par 0,0767, tas nenotiek: kodolreakciju laikā izdalītā enerģija nekad nav pietiekama, lai līdzsvarotu iekšējo spiedienu un gravitācijas kompresiju. Šādas "zemzvaigznes" izstaro vairāk enerģijas, nekā tiek saražotas kodoltermisko reakciju laikā, un tiek klasificētas kā tā sauktie brūnie punduri. Viņu liktenis ir pastāvīga saspiešana, līdz deģenerētās gāzes spiediens to aptur, un pēc tam pakāpeniska atdzišana, pārtraucot visas sākušās kodoltermiskās reakcijas.

Jaunās vidējā līmeņa masu zvaigznes

Jaunas zvaigznes ar vidēju masu (no 2 līdz 8 Saules masām) [ ] kvalitatīvi attīstās tieši tāpat kā viņu mazākās māsas un brāļi, izņemot to, ka viņiem nav konvekcijas zonu līdz galvenajai secībai.

Šāda veida objekti ir saistīti ar t.s. Ae\Be Herbig zvaigznes ar neregulāriem mainīgajiem spektrālās klases B-F0. Tajos ir arī diski un bipolārās strūklas. Vielas aizplūšanas ātrums no virsmas, spožums un efektīvā temperatūra ir ievērojami augstāki nekā Vērsim, tāpēc tie efektīvi silda un izkliedē protozvaigžņu mākoņa paliekas.

Jaunas zvaigznes, kuru masa ir lielāka par 8 Saules masām

Zvaigznēm ar šādu masu jau ir parasto zvaigžņu īpašības, jo tās izgāja cauri visiem starpposmiem un spēja sasniegt tādu kodolreakciju ātrumu, kas kompensēja starojumam zaudēto enerģiju, kamēr masa uzkrājās, lai sasniegtu kodola hidrostatisko līdzsvaru. Šīm zvaigznēm masas un spilgtuma aizplūšana ir tik liela, ka tās ne tikai aptur molekulārā mākoņa ārējo apgabalu gravitācijas sabrukumu, kas vēl nav kļuvuši par zvaigznes daļu, bet, gluži pretēji, tos izkliedē. Tādējādi iegūtās zvaigznes masa ir ievērojami mazāka par protozvaigžņu mākoņa masu. Visticamāk, tas izskaidro to, ka mūsu galaktikā nav zvaigžņu, kuru masa ir lielāka par aptuveni 300 Saules masām.

Zvaigznes dzīves vidus cikls

Zvaigznes ir pieejamas dažādās krāsās un izmēros. Pēc spektrālās klases tie svārstās no karsti zilas līdz auksti sarkanai, pēc masas - no 0,0767 līdz aptuveni 300 Saules masas saskaņā ar jaunākajām aplēsēm. Zvaigznes spožums un krāsa ir atkarīga no tās virsmas temperatūras, ko savukārt nosaka tās masa. Visas jaunās zvaigznes “ieņem savu vietu” galvenajā virknējumā atbilstoši savai ķīmiskais sastāvs un masa. Protams, mēs nerunājam par zvaigznes fizisko kustību - tikai par tās atrašanās vietu norādītajā diagrammā atkarībā no zvaigznes parametriem. Faktiski zvaigznes kustība pa diagrammu atbilst tikai zvaigznes parametru izmaiņām.

Vielas kodoltermiskā “dedzināšana”, kas atsākās jaunā līmenī, izraisa zvaigznes milzīgo izplešanos. Zvaigzne "uzbriest", kļūstot ļoti "irdena", un tās izmērs palielinās aptuveni 100 reizes. Tātad zvaigzne kļūst par sarkano gigantu, un hēlija degšanas fāze ilgst apmēram vairākus miljonus gadu. Gandrīz visi sarkanie milži ir mainīgas zvaigznes.

Zvaigžņu evolūcijas pēdējie posmi

Vecas zvaigznes ar mazu masu

Pašlaik nav precīzi zināms, kas notiek ar gaišajām zvaigznēm pēc tam, kad ūdeņraža padeve to kodolos ir izsmelta. Tā kā Visuma vecums ir 13,7 miljardi gadu, kas nav pietiekami, lai ūdeņraža degvielas krājumi šādās zvaigznēs būtu izsmelti, mūsdienu teorijas ir balstīti uz šādās zvaigznēs notiekošo procesu datormodelēšanu.

Dažas zvaigznes var sintezēt hēliju tikai noteiktās aktīvās zonās, izraisot nestabilitāti un spēcīgus zvaigžņu vējus. Šajā gadījumā planētas miglājs neveidojas, un zvaigzne tikai iztvaiko, kļūstot vēl mazāka par brūno punduri [ ] .

Zvaigzne, kuras masa ir mazāka par 0,5 Saules, nespēj pārvērst hēliju pat pēc tam, kad tās kodolā apstājas reakcijas ar ūdeņradi - šādas zvaigznes masa ir pārāk maza, lai to nodrošinātu. jauns posms gravitācijas saspiešana līdz tādai pakāpei, kas ir pietiekama, lai “aizdedzinātu” hēliju. Šādas zvaigznes ir sarkanie punduri, piemēram, Proxima Centauri, kuru uzturēšanās laiks galvenajā secībā svārstās no desmitiem miljardu līdz desmitiem triljoniem gadu. Pēc kodolreakciju pārtraukšanas to kodolos tie, pakāpeniski atdziestot, turpinās vāji izstarot elektromagnētiskā spektra infrasarkanajā un mikroviļņu diapazonā.

Vidēja izmēra zvaigznes

Sasniedzot zvaigzne vidējais izmērs(no 0,4 līdz 3,4 saules masām) [ ] no sarkanās milzu fāzes, tās kodolā beidzas ūdeņradis, un sākas oglekļa sintēzes reakcijas no hēlija. Šis process notiek ar vairāk augsta temperatūra un tāpēc enerģijas plūsma no kodola palielinās, un rezultātā zvaigznes ārējie slāņi sāk paplašināties. Oglekļa sintēzes sākums iezīmē jaunu posmu zvaigznes dzīvē un turpinās kādu laiku. Saulei pēc izmēra līdzīgas zvaigznes gadījumā šis process var ilgt aptuveni miljardu gadu.

Izstarotās enerģijas daudzuma izmaiņas liek zvaigznei iziet nestabilitātes periodus, tostarp izmaiņas izmērā, virsmas temperatūrā un enerģijas izdalīšanā. Enerģijas izvade pāriet zemas frekvences starojuma virzienā. To visu pavada pieaugošs masas zudums spēcīga zvaigžņu vēja un intensīvas pulsācijas dēļ. Zvaigznes šajā fāzē sauc par "vēlā tipa zvaigznēm" (arī "atvaļinātām zvaigznēm"), OH -IR zvaigznes vai Mirai līdzīgas zvaigznes atkarībā no to precīzajām īpašībām. Izmestā gāze ir salīdzinoši bagāta ar smagajiem elementiem, kas rodas zvaigznes iekšpusē, piemēram, skābekli un oglekli. Gāze veido paplašinātu apvalku un atdziest, virzoties prom no zvaigznes, ļaujot veidoties putekļu daļiņām un molekulām. Ar spēcīgu infrasarkanais starojumsšādos apvalkos veidojas avota zvaigznes ideāli apstākļi lai aktivizētu kosmiskos mazerus.

Hēlija kodoltermiskās sadegšanas reakcijas ir ļoti jutīgas pret temperatūru. Dažreiz tas noved pie lielas nestabilitātes. Rodas spēcīgas pulsācijas, kuru rezultātā ārējie slāņi nodrošina pietiekamu paātrinājumu, lai tie tiktu izmesti un pārvērstos par planētu miglāju. Šāda miglāja centrā paliek kails zvaigznes kodols, kurā termokodolreakcijas apstājas un, atdziestot, pārvēršas par hēlija balto punduri, kura masa parasti ir līdz 0,5-0,6 saules masām un diametrs. pēc Zemes diametra kārtas.

Lielākā daļa zvaigžņu, tostarp Saule, pabeidz savu evolūciju, saraujoties, līdz deģenerēto elektronu spiediens līdzsvaro gravitāciju. Šādā stāvoklī, kad zvaigznes izmērs samazinās simts reižu un blīvums kļūst miljons reižu lielāks par ūdens blīvumu, zvaigzni sauc par balto punduri. Tam tiek atņemti enerģijas avoti un, pakāpeniski atdziestot, tas kļūst par neredzamu melno punduri.

Zvaigznēs, kas ir masīvākas par Sauli, deģenerēto elektronu spiediens nevar apturēt tālāku kodola saspiešanu, un elektroni sāk “presēt” atomu kodolos, kas protonus pārvērš neitronos, starp kuriem nepastāv elektrostatiskie atgrūšanas spēki. Šī matērijas neitronizācija noved pie tā, ka zvaigznes izmērs, kas tagad faktiski ir viens milzīgs atoma kodols, tiek mērīts vairākos kilometros, un blīvums ir 100 miljonus reižu lielāks nekā ūdens blīvums. Šādu objektu sauc par neitronu zvaigzni; tā līdzsvaru uztur deģenerētās neitronu vielas spiediens.

Supermasīvas zvaigznes

Pēc tam, kad zvaigzne, kuras masa ir lielāka par piecām Saules masām, nonāk sarkanajā supergiganta stadijā, tās kodols gravitācijas ietekmē sāk sarukt. Saspiešanai turpinoties, temperatūra un blīvums palielinās, un sākas jauna kodoltermisko reakciju secība. Šādās reakcijās tiek sintezēti arvien smagāki elementi: hēlijs, ogleklis, skābeklis, silīcijs un dzelzs, kas īslaicīgi ierobežo kodola sabrukšanu.

Tā rezultātā, veidojoties arvien smagākiem periodiskās tabulas elementiem, dzelzs-56 tiek sintezēts no silīcija. Šajā posmā turpmāka eksotermiskā kodoltermiskā saplūšana kļūst neiespējama, jo dzelzs-56 kodolam ir maksimālais masas defekts un smagāku kodolu veidošanās ar enerģijas izdalīšanos nav iespējama. Tāpēc, kad zvaigznes dzelzs kodols sasniedz noteiktu izmēru, spiediens tajā vairs nespēj izturēt zvaigznes pārklājošo slāņu svaru un notiek tūlītēja kodola sabrukšana ar tās vielas neitronizāciju.

Kas notiks tālāk, vēl nav pilnībā skaidrs, taču jebkurā gadījumā dažu sekunžu laikā notiekošie procesi noved pie neticama spēka supernovas sprādziena.

Spēcīgas neitrīno strūklas un rotējošais magnētiskais lauks izspiež lielu daļu no zvaigznes uzkrātā materiāla. [ ] - tā sauktie sēdekļu elementi, tostarp dzelzs un šķiltavu elementi. Sprāgstošo vielu bombardē neitroni, kas izplūst no zvaigžņu kodola, tos uztverot un tādējādi radot elementu kopumu, kas ir smagāks par dzelzi, ieskaitot radioaktīvos, līdz pat urānam (un, iespējams, pat kalifornijam). Tādējādi supernovas sprādzieni izskaidro par dzelzi smagāku elementu klātbūtni starpzvaigžņu vielā, taču tas nav vienīgais iespējamais to veidošanās veids, ko, piemēram, demonstrē tehnēcija zvaigznes.

sprādziena vilnis Un neitrīno strūklas nes vielu prom no mirstoša zvaigzne [ ] starpzvaigžņu telpā. Pēc tam, atdziestot un pārvietojoties kosmosā, šis supernovas materiāls var sadurties ar citiem kosmiskajiem “glābējiem” un, iespējams, piedalīties jaunu zvaigžņu, planētu vai pavadoņu veidošanā.

Procesi, kas notiek supernovas veidošanās laikā, joprojām tiek pētīti, un līdz šim šajā jautājumā nav skaidrības. Apšaubāms ir arī tas, kas patiesībā ir palicis no sākotnējās zvaigznes. Tomēr tiek apsvērtas divas iespējas: neitronu zvaigznes un melnie caurumi.

Neitronu zvaigznes

Ir zināms, ka dažās supernovās spēcīga gravitācija supergiganta dziļumos liek elektroniem absorbēt atoma kodolu, kur tie saplūst ar protoniem, veidojot neitronus. Šo procesu sauc par neitronizāciju. Elektromagnētiskie spēki, kas atdala tuvumā esošos kodolus, pazūd. Zvaigznes kodols tagad ir blīva atomu kodolu un atsevišķu neitronu bumba.

Šādas zvaigznes, kas pazīstamas kā neitronu zvaigznes, ir ārkārtīgi mazas — ne vairāk kā lielas pilsētas lielumā — un tām ir neiedomājami augsts blīvums. Viņu orbitālais periods kļūst ārkārtīgi īss, samazinoties zvaigznes izmēram (leņķiskā impulsa saglabāšanās dēļ). Dažas neitronu zvaigznes griežas 600 reizes sekundē. Dažiem no tiem leņķis starp starojuma vektoru un rotācijas asi var būt tāds, ka Zeme iekrīt šī starojuma veidotajā konusā; šajā gadījumā ir iespējams noteikt starojuma impulsu, kas atkārtojas intervālos, kas vienādi ar zvaigznes orbitālo periodu. Šādas neitronu zvaigznes tika sauktas par "pulsāriem", un tās kļuva par pirmajām, kas tika atklātas. neitronu zvaigznes.

Melnie caurumi

Ne visas zvaigznes pēc supernovas eksplozijas fāzes kļūst par neitronu zvaigznēm. Ja zvaigznei ir pietiekami liela masa, tad šādas zvaigznes sabrukums turpināsies, un paši neitroni sāks krist uz iekšu, līdz tās rādiuss kļūst mazāks par Švarcšilda rādiusu. Pēc tam zvaigzne kļūst par melno caurumu.

Melno caurumu esamību paredzēja vispārējā relativitātes teorija. Saskaņā ar šo teoriju,

Zvaigžņu evolūcija ir fiziskas izmaiņas. īpašības, iekšējās struktūras un ķīmija zvaigžņu sastāvs laika gaitā. Teorijas svarīgākie uzdevumi E.Z. - zvaigžņu veidošanās, to novērojamo īpašību izmaiņu skaidrojums, dažādu zvaigžņu grupu ģenētiskās saiknes izpēte, to gala stāvokļu analīze.

Tā kā mums zināmajā Visuma daļā apm. 98-99% no novērotās matērijas masas atrodas zvaigznēs vai ir izgājušas zvaigžņu stadiju, skaidro E.Z. yavl. viena no svarīgākajām astrofizikas problēmām.

Zvaigzne stacionārā stāvoklī ir gāzes bumba, kas atrodas hidrostatiskā stāvoklī. un termiskais līdzsvars (t.i., gravitācijas spēku darbību līdzsvaro iekšējais spiediens, un starojuma radītos enerģijas zudumus kompensē zvaigznes zarnās izdalītā enerģija, sk.). Zvaigznes “dzimšana” ir hidrostatiski līdzsvara objekta veidošanās, kura starojumu atbalsta savējais. enerģijas avoti. Zvaigznes “nāve” ir neatgriezeniska nelīdzsvarotība, kas noved pie zvaigznes iznīcināšanas vai tās katastrofas. saspiešana.

Gravitācijas izolācija enerģijai var būt izšķiroša nozīme tikai tad, ja zvaigznes iekšpuses temperatūra nav pietiekama, lai kodolenerģija izdalītos, lai kompensētu enerģijas zudumus, un zvaigznei kopumā vai tās daļai ir jāsaraujas, lai saglabātu līdzsvaru. Siltumenerģijas atbrīvošana kļūst svarīga tikai pēc kodolenerģijas rezervju izsmelšanas. T.o., E.z. var attēlot kā konsekventas izmaiņas zvaigžņu enerģijas avotos.

Raksturīgais laiks E.z. pārāk liels, lai visu evolūciju varētu tieši izsekot. Tāpēc galvenais E.Z yavl. zvaigžņu modeļu secību konstruēšana, kas apraksta iekšējās izmaiņas struktūras un ķīmija zvaigžņu sastāvs laika gaitā. Evolūcija. pēc tam secības tiek salīdzinātas ar novērojumu rezultātiem, piemēram, ar (G.-R.d.), novērojumus summējot liels skaits zvaigznes dažādos evolūcijas posmos. Īpaši svarīga loma ir salīdzinājumā ar G.-R.d. zvaigžņu kopām, jo ​​visām kopas zvaigznēm ir viena un tā pati sākotnējā ķīmiskā viela. sastāvu un veidojās gandrīz vienlaicīgi. Saskaņā ar G.-R.d. dažāda vecuma kopas, bija iespējams noteikt virzienu E.Z. Evolūcija detalizēti. sekvences tiek aprēķinātas, skaitliski atrisinot diferenciālvienādojumu sistēmu, kas apraksta masas, blīvuma, temperatūras un spilgtuma sadalījumu pa zvaigzni, kam pievienoti zvaigžņu vielas enerģijas izdalīšanās un necaurredzamības likumi un vienādojumi, kas apraksta ķīmisko īpašību izmaiņas. zvaigžņu sastāvs laika gaitā.

Zvaigznes evolūcijas gaita galvenokārt ir atkarīga no tās masas un sākotnējās ķīmijas. sastāvu. Zvaigznes rotācijai un tās magnētiskajam laukam var būt noteikta, bet ne būtiska loma. jomā, tomēr šo faktoru loma E.Z. vēl nav pietiekami izpētīts. Chem. Zvaigznes sastāvs ir atkarīgs no tā veidošanās laika un no tās atrašanās vietas Galaktikā veidošanās brīdī. Pirmās paaudzes zvaigznes veidojās no matērijas, kuras sastāvu noteica kosmoloģija. nosacījumiem. Acīmredzot tas saturēja aptuveni 70% ūdeņraža, 30% hēlija un nenozīmīgu deitērija un litija piejaukumu. Pirmās paaudzes zvaigžņu evolūcijas laikā veidojās smagie elementi (seko hēlijam), kas tika izmesti starpzvaigžņu telpā matērijas aizplūšanas rezultātā no zvaigznēm vai zvaigžņu sprādzienu laikā. Nākamo paaudžu zvaigznes veidojās no matērijas, kas satur līdz 3-4% (pēc masas) smago elementu.

Vistiešākā norāde uz to, ka šobrīd Galaktikā notiek zvaigžņu veidošanās, ir šī parādība. masveida esamība spožas zvaigznes diapazons. O un B klases, kuru kalpošanas laiks nevar pārsniegt ~ 10 7 gadus. Zvaigžņu veidošanās ātrums mūsdienās. ēra tiek lēsta 5 gadā.

2. Zvaigžņu veidošanās, gravitācijas saspiešanas stadija

Saskaņā ar visizplatītāko skatījumu zvaigznes veidojas gravitācijas spēku rezultātā. matērijas kondensācija starpzvaigžņu vidē. Nepieciešamā starpzvaigžņu vides sadalīšana divās fāzēs - blīvos aukstos mākoņos un retinātā vidē ar augstāku temperatūru - var notikt Reilijas-Teilora termiskās nestabilitātes ietekmē starpzvaigžņu magnētiskajā laukā. lauks. Gāzes-putekļu kompleksi ar masu , raksturīgais izmērs (10-100) gab un daļiņu koncentrācija n~10 2 cm -3 . faktiski tiek novēroti to radioviļņu emisijas dēļ. Šādu mākoņu saspiešanai (sabrukšanai) nepieciešami noteikti nosacījumi: gravitācija. Mākoņa daļiņām ir jāpārsniedz daļiņu termiskās kustības enerģijas, mākoņa kopumā rotācijas enerģijas un magnētiskā lauka summa. mākoņa enerģija (Džinsu kritērijs). Ja ņem vērā tikai termiskās kustības enerģiju, tad, precīzi ar vienības kārtas koeficientu, džinsu kritēriju raksta šādā formā: align="absmiddle" width="205" height="20">, kur ir mākoņa masa, T- gāzes temperatūra K, n- daļiņu skaits uz 1 cm3. Ar tipisku modernu starpzvaigžņu mākoņi temperatūra K var sabrukt tikai mākoņi, kuru masa nav mazāka par . Džinsu kritērijs norāda, ka faktiski novērotā masas spektra zvaigžņu veidošanai daļiņu koncentrācijai sabrūkošajos mākoņos jāsasniedz (10 3 -10 6) cm -3, t.i. 10-1000 reižu augstāks nekā novērots tipiskajos mākoņos. Taču šādas daļiņu koncentrācijas var sasniegt mākoņu dziļumos, kas jau sākuši sabrukt. No tā izriet, ka tas notiek secīgā procesā, kas tiek veikts vairākos posmos. posmi, masīvu mākoņu sadrumstalotība. Šis attēls dabiski izskaidro zvaigžņu dzimšanu grupās - klasteros. Tajā pašā laikā joprojām neskaidri paliek jautājumi, kas saistīti ar termisko līdzsvaru mākonī, ātruma lauku tajā un mehānismu, kas nosaka fragmentu masas spektru.

Tiek saukti sabrukušie zvaigžņu masas objekti protozvaigznes. Sfēriski simetriskas nerotējošas protozvaigznes sabrukums bez magnētiskā lauka. lauki ietver vairākus. posmos. Sākotnējā laika brīdī mākonis ir viendabīgs un izotermisks. Tas ir caurspīdīgs. starojums, tāpēc sabrukums nāk ar tilpuma enerģijas zudumiem, Ch. arr. putekļu termiskā starojuma dēļ griezums pārraida savu kinētiku. gāzes daļiņas enerģija. Viendabīgā mākonī nav spiediena gradienta un saspiešana sākas brīvā kritienā ar raksturīgu laiku, kur G- , - mākoņu blīvums. Sākoties kompresijai, parādās retināšanas vilnis, kas virzās uz centru ar skaņas ātrumu, un kopš sabrukums notiek ātrāk tur, kur blīvums ir lielāks, protozvaigzne tiek sadalīta kompaktā kodolā un pagarinātā apvalkā, kurā viela tiek sadalīta saskaņā ar likumu. Kad daļiņu koncentrācija kodolā sasniedz ~ 10 11 cm -3, tā kļūst necaurredzama putekļu graudu IR starojumam. Kodolā izdalītā enerģija lēnām sūcas uz virsmu radiācijas siltuma vadīšanas dēļ. Temperatūra sāk pieaugt gandrīz adiabātiski, tas noved pie spiediena palielināšanās, un kodols kļūst hidrostatisks. līdzsvaru. Apvalks turpina krist uz serdes, un tas parādās tā perifērijā. Kodola parametri šobrīd ir vāji atkarīgi no kopējā masa protostars: K. Pieaugot kodola masai akrecijas dēļ, tā temperatūra mainās gandrīz adiabātiski, līdz sasniedz 2000 K, kad sākas H 2 molekulu disociācija. Enerģijas patēriņa rezultātā disociācijai, nevis kinētikas pieaugumam. daļiņu enerģija, adiabātiskā indeksa vērtība kļūst mazāka par 4/3, spiediena izmaiņas nespēj kompensēt gravitācijas spēkus un serde atkal sabrūk (sk.). Tiek veidots jauns kodols ar parametriem, ko ieskauj trieciena priekšpuse, uz kuras sakrājas pirmā serdeņa paliekas. Līdzīga kodola pārkārtošanās notiek ar ūdeņradi.

Kodola tālāka augšana uz čaulas matērijas rēķina turpinās līdz visa matērija nokrīt uz zvaigznes vai tiek izkliedēta tās ietekmē vai, ja kodols ir pietiekami masīvs (sk.). Protosvaigznes ar raksturīgu čaulas vielas laiku t a >t kn, tāpēc to spožumu nosaka sabrūkošo kodolu enerģijas izdalīšanās.

Zvaigzne, kas sastāv no serdes un apvalka, tiek novērota kā IR avots, jo tiek apstrādāts starojums apvalkā (aploksnes putekļi, absorbējot UV starojuma fotonus no kodola, izstaro IR diapazonā). Kad apvalks kļūst optiski plāns, protozvaigzni sāk novērot kā parastu zvaigžņu dabas objektu. Masīvākās zvaigznes saglabā čaulas, līdz zvaigznes centrā sākas ūdeņraža kodoltermiskā degšana. Radiācijas spiediens ierobežo zvaigžņu masu līdz . Pat ja veidojas masīvākas zvaigznes, tās izrādās pulsējoši nestabilas un var zaudēt savu spēku. daļa no masas ūdeņraža sadegšanas stadijā kodolā. Protozvaigžņu čaulas sabrukšanas un izkliedes stadijas ilgums ir tādā pašā kārtībā kā mātes mākoņa brīvā krišanas laiks, t.i. 10 5 -10 6 gadi. Apgaismotas ar kodolu, tumšās vielas gabali no čaulas paliekām, ko paātrina zvaigžņu vējš, tiek identificēti ar Herbig-Haro objektiem (zvaigžņu kopas ar emisijas spektru). Mazmasas zvaigznes, kad tās kļūst redzamas, atrodas G.-R.D reģionā, ko aizņem T Tauri zvaigznes (punduris), masīvākas atrodas reģionā, kur atrodas Herbiga emisijas zvaigznes (neregulāras agrīnās spektrālās klases ar emisijas līnijām spektros). ).

Evolūcija. protozvaigžņu serdeņu pēdas ar nemainīgu masu hidrostatiskajā stadijā. kompresijas ir parādītas attēlā. 1. Mazas masas zvaigznēm brīdī, kad tiek izveidots hidrostatiskais spēks. līdzsvars, apstākļi kodolos ir tādi, ka enerģija tiek nodota tiem. Aprēķini liecina, ka pilnībā konvektīvās zvaigznes virsmas temperatūra ir gandrīz nemainīga. Zvaigznes rādiuss nepārtraukti samazinās, jo viņa turpina sarukt. Ar nemainīgu virsmas temperatūru un rādiusa samazināšanos zvaigznes spilgtumam vajadzētu krist uz G.-R.D. Šis evolūcijas posms atbilst sliežu ceļa vertikālajām daļām.

Saspiešanai turpinoties, temperatūra zvaigznes iekšpusē paaugstinās, matērija kļūst caurspīdīgāka, un zvaigznēm ar align="absmiddle" width="90" height="17"> ir starojoši kodoli, bet čaumalas paliek konvektīvas. Mazāk masīvas zvaigznes paliek pilnīgi konvektīvās. To spožumu regulē plāns starojošs slānis fotosfērā. Jo masīvāka ir zvaigzne un augstāka tās efektīvā temperatūra, jo lielāks ir tās izstarojošais kodols (zvaigznēs ar align="absmiddle" width="74" height="17"> starojuma kodols parādās nekavējoties). Galu galā gandrīz visa zvaigzne (izņemot virsmas konvekcijas zonu zvaigznēm ar masu) nonāk starojuma līdzsvara stāvoklī, kurā visa kodolā izdalītā enerģija tiek pārnesta ar starojumu.

3. Evolūcija, kas balstīta uz kodolreakcijām

Pie temperatūras kodolos ~ 10 6 K sākas pirmās kodolreakcijas - izdeg deitērijs, litijs, bors. Šo elementu primārais daudzums ir tik mazs, ka to izdegšana praktiski neiztur saspiešanu. Saspiešana apstājas, kad temperatūra zvaigznes centrā sasniedz ~ 10 6 K un ūdeņradis aizdegas, jo Enerģija, kas izdalās ūdeņraža kodoltermiskās sadegšanas laikā, ir pietiekama, lai kompensētu radiācijas zudumus (sk.). Viendabīgas zvaigznes, kuru kodolos deg ūdeņradis, veidojas uz G.-R.D. sākotnējā galvenā secība (IMS). Masīvas zvaigznes sasniedz NGP ātrāk nekā mazmasas zvaigznes, jo to enerģijas zuduma ātrums uz masas vienību un līdz ar to arī evolūcijas ātrums ir lielāks nekā mazmasas zvaigznēm. Kopš iestāšanās NGP E.z. notiek, pamatojoties uz kodoldegšanu, kuras galvenie posmi ir apkopoti tabulā. Kodola sadegšana var notikt pirms dzelzs grupas elementu veidošanās, kam ir vislielākā saistīšanās enerģija starp visiem kodoliem. Evolūcija. zvaigžņu pēdas uz G.-R.D. ir parādīti attēlā. 2. Zvaigžņu temperatūras un blīvuma centrālo vērtību attīstība ir parādīta attēlā. 3. Pie K galvenā. enerģijas avots yavl. ūdeņraža cikla reakcija kopumā T- oglekļa-slāpekļa (CNO) cikla reakcijas (sk.). Blakusefekts CNO cikla parādība nosakot nuklīdu līdzsvara koncentrāciju 14 N, 12 C, 13 C - attiecīgi 95%, 4% un 1% no svara. Slāpekļa pārsvaru slāņos, kur notika ūdeņraža sadegšana, apstiprina novērojumu rezultāti, kuros šie slāņi parādās uz virsmas ārējās zuduma rezultātā. slāņi. Zvaigznēs, kuru centrā tiek realizēts CNO cikls ( align="absmiddle" width="74" height="17">), parādās konvektīvs kodols. Iemesls tam ir ļoti spēcīga atkarība enerģijas izdalīšanās atkarībā no temperatūras: . Starojuma enerģijas plūsma ~ T 4(skat.), tāpēc tas nevar nodot visu atbrīvoto enerģiju, un ir jānotiek konvekcijai, kas ir efektīvāka par starojuma pārnesi. Masīvākajās zvaigznēs vairāk nekā 50% zvaigžņu masas klāj konvekcija. Konvektīvās kodola nozīmi evolūcijā nosaka fakts, ka kodoldegviela vienmērīgi iztukšojas reģionā, kas ir daudz lielāks par efektīvas sadegšanas apgabalu, savukārt zvaigznēs bez konvekcijas kodola tā sākotnēji izdeg tikai nelielā centra tuvumā. , kur temperatūra ir diezgan augsta. Ūdeņraža izdegšanas laiks svārstās no ~ 10 10 gadiem līdz gadiem . Visu turpmāko kodoldegšanas posmu laiks nepārsniedz 10% no ūdeņraža sadegšanas laika, tāpēc uz G.-R.D. veidojas zvaigznes ūdeņraža sadegšanas stadijā. blīvi apdzīvots reģions - (GP). Zvaigznēs, kuru temperatūra centrā nekad nesasniedz ūdeņraža sadegšanai nepieciešamās vērtības, tās saraujas uz nenoteiktu laiku, pārvēršoties par “melnajiem” punduriem. Ūdeņraža izdegšana palielina vid. molekulārais svars kodola vielas, un tādējādi uzturēt hidrostatisko. Līdzsvars, spiedienam centrā ir jāpalielinās, kas nozīmē temperatūras paaugstināšanos centrā un temperatūras gradienta paaugstināšanos pāri zvaigznei un līdz ar to arī spilgtumu. Spilgtuma palielināšanos izraisa arī vielas necaurredzamības samazināšanās, palielinoties temperatūrai. Kodols saraujas, lai uzturētu kodolenerģijas izdalīšanās apstākļus ar ūdeņraža satura samazināšanos, un apvalks paplašinās, jo ir jāpārnes palielinātā enerģijas plūsma no serdeņa. Uz G.-R.d. zvaigzne pārvietojas pa labi no NGP. Necaurredzamības samazināšanās izraisa konvektīvo kodolu nāvi visās zvaigznēs, izņemot masīvākās. Masīvu zvaigžņu evolūcijas ātrums ir visaugstākais, un tās ir pirmās, kas atstāj MS. Kalpošanas laiks MS ir paredzēts zvaigznēm ar apm. 10 miljoni gadu, no apm. 70 miljonus gadu, un no apm. 10 miljardi gadu.

Kad ūdeņraža saturs kodolā samazinās līdz 1%, zvaigžņu čaulu izplešanās ar align="absmiddle" width="66" height="17"> tiek aizstāta ar vispārēju zvaigznes kontrakciju, kas nepieciešama, lai uzturētu enerģijas izdalīšanos. . Korpusa saspiešana izraisa ūdeņraža uzkarsēšanu slānī, kas atrodas blakus hēlija kodolam, līdz tā kodoltermiskās sadegšanas temperatūrai, un rodas slāņa enerģijas izdalīšanās avots. Zvaigznēs ar masu, kurās tā ir mazāk atkarīga no temperatūras un enerģijas izdalīšanās apgabals nav tik spēcīgi koncentrēts uz centru, nav vispārējas saspiešanas stadijas.

E.z. pēc ūdeņraža izdegšanas ir atkarīgs no to masas. Vissvarīgākais faktors, kas ietekmē zvaigžņu evolūcijas gaitu ar masu , javl. elektronu gāzes deģenerācija pie augsta blīvuma. Lielā blīvuma dēļ kvantu stāvokļu ar zemu enerģiju skaits Pauli principa dēļ ir ierobežots un elektroni piepilda kvantu līmeņus ar lielu enerģiju, ievērojami pārsniedzot to termiskās kustības enerģiju. Svarīgākā īpašība deģenerēta gāze ir tas, ka tās spiediens lpp atkarīgs tikai no blīvuma: nerelativistiskajai deģenerācijai un relativistiskajai deģenerācijai. Elektronu gāzes spiediens ir daudz lielāks par jonu spiedienu. Tas izriet no tā, kas ir būtiski E.Z. Secinājums: tā kā gravitācijas spēks, kas iedarbojas uz relatīvi deģenerētas gāzes tilpuma vienību, ir atkarīgs no blīvuma tāpat kā spiediena gradients, ir jābūt ierobežojošai masai (sk.), lai pie align="absmiddle" width="66 " augstums ="15"> elektronu spiediens nevar neitralizēt gravitāciju, un sākas saspiešana. Limit weight align="absmiddle" width="139" height="17">. Apgabala robeža, kurā elektronu gāze ir deģenerēta, ir parādīta attēlā. 3. Mazmasas zvaigznēs deģenerācijai ir manāma loma jau hēlija kodolu veidošanās procesā.

Otrs faktors, kas nosaka E.z. vēlākos posmos tie ir neitrīno enerģijas zudumi. Zvaigžņu dziļumos T~10 8 K galvenais. Dzemdībās lomu spēlē: fotoneitronu process, plazmas svārstību kvantu (plazmonu) sadalīšanās neitrīno-antineitrono pāros (), elektronu-pozitronu pāru iznīcināšana () un (sk.). Neitrīno vissvarīgākā iezīme ir tā, ka zvaigznes viela tiem ir gandrīz caurspīdīga un neitrīno brīvi pārnes enerģiju no zvaigznes.

Hēlija kodols, kurā vēl nav radušies apstākļi hēlija sadegšanai, tiek saspiests. Temperatūra slāņainā avotā, kas atrodas blakus kodolam, palielinās, un palielinās ūdeņraža sadegšanas ātrums. Nepieciešamība pārnest palielinātu enerģijas plūsmu noved pie apvalka paplašināšanās, kas patērē daļu enerģijas. Tā kā zvaigznes spožums nemainās, tās virsmas temperatūra pazeminās, un uz G.-R.D. zvaigzne pārvietojas uz reģionu, ko aizņem sarkanie milži. Zvaigznes pārstrukturēšanās laiks ir par divām kārtām mazāks nekā laiks, kas nepieciešams, lai kodolā izdegtu ūdeņradis, tāpēc starp MS joslu un sarkano supergigantu reģionu ir maz zvaigžņu. . Samazinoties čaulas temperatūrai, palielinās tā caurspīdīgums, kā rezultātā parādās ārējais izskats. konvektīvā zona un zvaigznes spožums palielinās.

Enerģijas noņemšana no kodola, izmantojot deģenerētu elektronu siltumvadītspēju un neitrīno zudumus zvaigznēs, aizkavē hēlija sadegšanas brīdi. Temperatūra sāk manāmi paaugstināties tikai tad, kad kodols kļūst gandrīz izotermisks. Degšana 4 Viņš nosaka E.Z. no brīža, kad enerģijas izdalīšanās pārsniedz enerģijas zudumus caur siltumvadītspēju un neitrīno starojumu. Tas pats nosacījums attiecas uz visu turpmāko veidu degšanu kodoldegviela.

Zvaigžņu kodolu, kas izgatavoti no deģenerētas gāzes, ko dzesē neitrīno, ievērojama iezīme ir "konverģence" - sliežu konverģence, kas raksturo blīvuma un temperatūras saistību. Tc zvaigznes centrā (3. att.). Enerģijas izdalīšanās ātrumu serdeņa saspiešanas laikā nosaka vielas pievienošanas ātrums caur slāņa avotu, un tas ir atkarīgs tikai no serdeņa masas konkrētam degvielas veidam. Kodolā ir jāsaglabā enerģijas pieplūdes un aizplūšanas līdzsvars, tāpēc zvaigžņu kodolos tiek izveidots vienāds temperatūras un blīvuma sadalījums. Līdz brīdim, kad 4 He aizdegas, kodola masa ir atkarīga no smago elementu satura. Deģenerētas gāzes kodolos 4 He sadegšanai ir termiska sprādziena raksturs, jo sadegšanas laikā izdalītā enerģija aiziet, lai palielinātu elektronu termiskās kustības enerģiju, bet spiediens paliek gandrīz nemainīgs, pieaugot temperatūrai, līdz elektronu siltumenerģija ir vienāda ar elektronu deģenerētās gāzes enerģiju. Tad deģenerācija tiek noņemta un kodols strauji izplešas - notiek hēlija uzliesmojums. Hēlija uzliesmojumus, iespējams, pavada zvaigžņu vielas zudums. gadā, kur masīvās zvaigznes jau sen ir beigušas evolūciju un sarkanajiem milžiem ir masa, zvaigznes hēlija degšanas stadijā atrodas G.-R.D. horizontālajā atzarā.

Zvaigžņu hēlija serdeņos ar align="absmiddle" width="90" height="17"> gāze nav deģenerējusies, 4 Viņš aizdegas klusi, bet serdeņi arī izplešas, palielinoties Tc. Masīvākajās zvaigznēs 4 He sadegšana notiek pat tad, kad tās ir aktīvas. zilie supergianti. Kodola paplašināšanās noved pie samazināšanās Tūdeņraža slāņa avota reģionā, un zvaigznes spožums pēc hēlija plīšanas samazinās. Par atbalstu termiskais līdzsvars apvalks saraujas, un zvaigzne atstāj sarkano supergiantu reģionu. Kad kodolā esošais 4 He ir izsmelts, kodola saspiešana un apvalka paplašināšanās sākas no jauna, zvaigzne atkal kļūst par sarkano supergigantu. Veidojas slāņains 4 He degšanas avots, kas dominē enerģijas izdalīšanā. Atkal parādās ārējais. konvektīvā zona. Hēlijam un ūdeņradim izdegot, slāņa avotu biezums samazinās. Plāns hēlija degšanas slānis izrādās termiski nestabils, jo ar ļoti spēcīgu enerģijas izdalīšanās jutību pret temperatūru (), vielas siltumvadītspēja ir nepietiekama, lai nodzēstu siltuma traucējumus degšanas slānī. Termisko uzliesmojumu laikā slānī notiek konvekcija. Ja tas iekļūst ar ūdeņradi bagātos slāņos, tad lēna procesa rezultātā ( s-process, skat.) elementi tiek sintezēti ar atomu masas no 22 Ne līdz 209 B.

Radiācijas spiediens uz putekļiem un molekulām, kas veidojas aukstos, sarkano supergigantu paplašinātajos apvalkos, izraisa nepārtrauktu vielas zudumu ar ātrumu līdz pat gadam. Nepārtrauktu masas zudumu var papildināt ar zaudējumiem, ko izraisa slāņa degšanas nestabilitāte vai pulsācijas, kas var izraisīt viena vai vairāku izdalīšanos. čaumalas. Kad vielas daudzums virs oglekļa-skābekļa kodola kļūst mazāks par noteiktu robežu, apvalks, lai uzturētu temperatūru degšanas slāņos, ir spiests saspiesties, līdz kompresija spēj uzturēt degšanu; zvaigzne G.-R.D. pārvietojas gandrīz horizontāli pa kreisi. Šajā posmā degšanas slāņu nestabilitāte var izraisīt arī apvalka paplašināšanos un vielas zudumu. Kamēr zvaigzne ir pietiekami karsta, tā tiek novērota kā kodols ar vienu vai vairākiem. čaumalas. Kad slāņu avoti virzās uz zvaigznes virsmu tik ļoti, ka temperatūra tajos kļūst zemāka par kodoldegšanai nepieciešamo, zvaigzne atdziest, pārvēršoties baltā pundurī ar , izstarojot jonu komponenta siltumenerģijas patēriņa dēļ. tā lieta. Baltajiem punduriem raksturīgais atdzišanas laiks ir ~ 10 9 gadi. Atsevišķo zvaigžņu masas, kas pārvēršas par baltajiem punduriem, apakšējā robeža ir neskaidra, tā tiek lēsta 3-6. C zvaigznēs elektronu gāze deģenerējas oglekļa-skābekļa (C,O-) zvaigžņu kodolu augšanas stadijā. Tāpat kā zvaigžņu hēlija kodolos, neitrīno enerģijas zudumu dēļ centrā un oglekļa sadegšanas brīdī C,O kodolā notiek apstākļu “konverģence”. 12 C sadegšanai šādos apstākļos, visticamāk, ir sprādziena raksturs un tā noved pie pilnīgas zvaigznes iznīcināšanas. Pilnīga iznīcināšana var nenotikt, ja . Šāds blīvums ir sasniedzams, ja kodola augšanas ātrumu nosaka satelītu vielas uzkrāšanās ciešā binārā sistēmā.

IEVADS

1. NODAĻA. Zvaigžņu evolūcija

2. NODAĻA.Kodoltermiskā saplūšana zvaigžņu iekšienē un zvaigžņu dzimšana

3. NODAĻA. Zvaigznes dzīves vidus cikls

4. NODAĻA. Vēlāki gadi un zvaigžņu nāve

SECINĀJUMS

Literatūra

IEVADS

Mūsdienīgs zinātniskie avoti norāda, ka Visums sastāv no 98% zvaigznēm, kuras “savukārt” ir galaktikas galvenais elements. Informācijas avoti sniedz dažādas definīcijas šo koncepciju, šeit ir daži no tiem:

Zvaigzne ir debess ķermenis, kurā ir notikušas, notikušas vai notiks kodoltermiskās reakcijas. Zvaigznes ir masīvas gaismas gāzes (plazmas) bumbiņas. Veidojas no gāzes un putekļu vides (ūdeņraža un hēlija) gravitācijas saspiešanas rezultātā. Vielas temperatūru zvaigžņu iekšpusē mēra miljonos kelvinu, bet uz to virsmas - tūkstošos kelvinu. Lielākās daļas zvaigžņu enerģija tiek atbrīvota termokodolreakciju rezultātā, pārvēršot ūdeņradi hēlijā, kas notiek augstā temperatūrā iekšējās zonas. Zvaigznes bieži sauc par galvenajiem Visuma ķermeņiem, jo ​​​​tās satur lielāko daļu gaismas vielas dabā.

Zvaigznes ir milzīgi, sfēriski objekti, kas izgatavoti no hēlija un ūdeņraža, kā arī no citām gāzēm. Zvaigznes enerģija atrodas tās kodolā, kur hēlijs katru sekundi mijiedarbojas ar ūdeņradi.

Tāpat kā viss organiskais mūsu Visumā, zvaigznes rodas, attīstās, mainās un pazūd - šis process ilgst miljardiem gadu un tiek saukts par “Zvaigžņu evolūcijas” procesu.

1. NODAĻA. Zvaigžņu evolūcija

Zvaigžņu evolūcija- izmaiņu secība, ko zvaigzne piedzīvo savas dzīves laikā, tas ir, simtiem tūkstošu, miljonu vai miljardu gadu laikā, kamēr tā izstaro gaismu un siltumu.

Zvaigzne sāk savu dzīvi kā auksts, retināts starpzvaigžņu gāzes mākonis (retināta gāzveida vide, kas aizpilda visu telpu starp zvaigznēm), kas saspiežas savas gravitācijas ietekmē un pakāpeniski iegūst bumbiņas formu. Saspiežot, gravitācijas enerģija (universālā fundamentālā mijiedarbība starp visiem materiālie ķermeņi) pārvēršas siltumā, un objekta temperatūra paaugstinās. Kad temperatūra centrā sasniedz 15-20 miljonus K, sākas kodoltermiskās reakcijas un kompresija apstājas. Objekts kļūst par pilnvērtīgu zvaigzni. Zvaigznes pirmais dzīves posms ir līdzīgs Saules dzīves posmam – tajā dominē ūdeņraža cikla reakcijas. Tā paliek šādā stāvoklī gandrīz visu mūžu, atrodoties Hertzprung-Russell diagrammas galvenajā secībā (1. att.) (kas parāda saistību starp zvaigznes absolūto lielumu, spožumu, spektrālo klasi un virsmas temperatūru, 1910), līdz brīdim, kad degvielas rezerves tās kodolā. Kad viss zvaigznes centrā esošais ūdeņradis tiek pārvērsts hēlijā, veidojas hēlija kodols, un tā perifērijā turpinās ūdeņraža kodoltermiskā sadedzināšana. Šajā periodā zvaigznes struktūra sāk mainīties. Tās spožums palielinās, ārējie slāņi paplašinās un virsmas temperatūra pazeminās - zvaigzne kļūst par sarkanu milzi, kas veido zaru Hercprunga-Rasela diagrammā. Šajā zarā zvaigzne pavada ievērojami mazāk laika nekā galvenajā secībā. Kad hēlija serdes uzkrātā masa kļūst nozīmīga, tā nevar izturēt paša svars un sāk sarukt; ja zvaigzne ir pietiekami masīva, temperatūras paaugstināšanās var izraisīt turpmāku hēlija kodoltermisko pārvēršanos smagākos elementos (hēlijs par oglekli, ogleklis par skābekli, skābeklis par silīciju un visbeidzot silīcijs par dzelzi).

Rīsi. 1. Hercprunga-Rasela diagramma

G klases zvaigznes evolūcija, izmantojot Saules piemēru

2. NODAĻA. Termiskā kodolsintēze zvaigžņu iekšienē

Līdz 1939. gadam tika noteikts, ka zvaigžņu enerģijas avots ir kodoltermiskā saplūšana, kas notiek zvaigžņu dziļumos. Lielākā daļa zvaigžņu izstaro starojumu, jo to kodolā četri protoni, izmantojot virkni starpposmu, apvienojas vienā alfa daļiņā. Šī transformācija var notikt divos galvenajos veidos, ko sauc par protonu-protonu jeb p-p ciklu un oglekļa-slāpekļa vai CN ciklu. Mazmasas zvaigznēm enerģijas izdalīšanos galvenokārt nodrošina pirmais cikls, smagajās zvaigznēs - otrais. Kodoldegvielas padeve zvaigznei ir ierobežota un pastāvīgi tiek tērēta starojumam. Kodolsintēzes process, kas atbrīvo enerģiju un maina zvaigznes matērijas sastāvu, savienojumā ar gravitāciju, kas mēdz zvaigzni saspiest un arī atbrīvo enerģiju, kā arī starojums no virsmas, kas aiznes atbrīvoto enerģiju. galvenie zvaigžņu evolūcijas virzītājspēki.

Zvaigžņu dzimšana

Zvaigznes evolūcija sākas milzu molekulu mākonī, ko sauc arī par zvaigžņu šūpuli. Lielākā daļa galaktikas "tukšās" telpas faktiski satur no 0,1 līdz 1 molekulai uz cm³. Molekulārā mākoņa blīvums ir aptuveni miljons molekulu uz cm³. Šāda mākoņa masa 100 000–10 000 000 reižu pārsniedz Saules masu tā izmēra dēļ: diametrā no 50 līdz 300 gaismas gadiem.

Kamēr mākonis brīvi griežas ap savas galaktikas centru, nekas nenotiek. Tomēr neviendabīguma dēļ gravitācijas lauks tajā var rasties traucējumi, kas izraisa lokālu masas koncentrāciju. Šādi traucējumi izraisa mākoņa gravitācijas sabrukumu. Viens no scenārijiem, kas noved pie tā, ir divu mākoņu sadursme. Vēl viens notikums, kas izraisa sabrukumu, varētu būt mākoņa pāreja caur blīvu roku spirālveida galaktika. Kritisks faktors varētu būt arī netālu esošās supernovas eksplozija, kuras triecienvilnis milzīgā ātrumā sadursies ar molekulāro mākoni. Ir arī iespējams, ka galaktikas saduras, kas var izraisīt zvaigžņu veidošanās uzliesmojumu, jo sadursmes rezultātā gāzes mākoņi katrā galaktikā tiek saspiesti. Kopumā jebkura neviendabība spēkos, kas iedarbojas uz mākoņa masu, var ierosināt zvaigžņu veidošanās procesu.

Radušos neviendabīgumu dēļ molekulārās gāzes spiediens vairs nevar novērst turpmāku saspiešanu, un gāze gravitācijas pievilkšanas spēku ietekmē sāk pulcēties ap topošās zvaigznes centru. Puse no atbrīvotās gravitācijas enerģijas tiek izmantota mākoņa sildīšanai, bet puse - gaismas starojumam. Mākoņos spiediens un blīvums palielinās virzienā uz centru, un centrālās daļas sabrukums notiek ātrāk nekā perifērijā. Tam saraujoties, fotonu vidējais brīvais ceļš samazinās, un mākonis kļūst arvien mazāk caurspīdīgs savam starojumam. Tas noved pie vairāk strauja izaugsme temperatūra un vēl straujāks spiediena pieaugums. Rezultātā spiediena gradients līdzsvarojas gravitācijas spēks, veidojas hidrostatiskais kodols, kas sver aptuveni 1% no mākoņa masas. Šis brīdis ir neredzams. Protozvaigznes tālākā evolūcija ir matērijas uzkrāšanās, kas turpina krist uz kodola “virsmas”, kuras dēļ tā aug. Mākonī brīvi kustīgās vielas masa ir izsmelta, un zvaigzne kļūst redzama optiskajā diapazonā. Šis brīdis tiek uzskatīts par protozvaigžņu fāzes beigām un jaunās zvaigznes fāzes sākumu.

Zvaigžņu mūžs sastāv no vairākiem posmiem, caur kuriem miljoniem un miljardiem gadu gaismekļi nepārtraukti tiecas pretī neizbēgamajam finālam, pārvēršoties spilgtos uzliesmojumos vai drūmos melnos caurumos.

Jebkura veida zvaigznes mūžs ir neticami ilgs un sarežģīts process, ko pavada kosmiskā mēroga parādības. Tās daudzpusību vienkārši nav iespējams pilnībā izsekot un izpētīt, pat izmantojot visu arsenālu mūsdienu zinātne. Bet, pamatojoties uz unikālajām zināšanām, kas uzkrātas un apstrādātas visā sauszemes astronomijas pastāvēšanas laikā, mums kļūst pieejami veseli vērtīgākās informācijas slāņi. Tas ļauj saistīt epizožu secību no gaismekļu dzīves cikla samērā sakarīgās teorijās un modelēt to attīstību. Kādi ir šie posmi?

Nepalaidiet garām vizuālo, interaktīvo lietotni ""!

Sērija I. Protostars

Zvaigžņu dzīves ceļš, tāpat kā visi makrokosmosa un mikrokosmosa objekti, sākas ar dzimšanu. Šis notikums rodas, veidojoties neticami milzīgam mākonim, kurā parādās pirmās molekulas, tāpēc veidojumu sauc par molekulāru. Dažkārt tiek lietots cits termins, kas tieši atklāj procesa būtību – zvaigžņu šūpulis.

Tikai tad, kad šādā mākonī nepārvaramu apstākļu dēļ notiek ārkārtīgi strauja to veidojošo daļiņu, kurām ir masa, saspiešana, t.i., gravitācijas sabrukums, sāk veidoties nākotnes zvaigzne. Iemesls tam ir gravitācijas enerģijas pieplūdums, kura daļa saspiež gāzes molekulas un uzsilda mātes mākoni. Tad pamazām sāk izzust veidojuma caurspīdīgums, kas veicina vēl lielāku uzkaršanu un spiediena palielināšanos tās centrā. Pēdējā epizode protozvaigžņu fāzē ir matērijas uzkrāšanās, kas nokrīt uz kodolu, kuras laikā topošā zvaigzne aug un kļūst redzama pēc tam, kad izstarotās gaismas spiediens burtiski aizslauka visus putekļus uz nomalēm.

Atrodiet protozvaigznes Oriona miglājā!

Šī milzīgā Oriona miglāja panorāma nāk no attēliem. Šis miglājs ir viens no lielākajiem un mums tuvākajiem zvaigžņu šūpuļiem. Mēģiniet atrast protozvaigznes šajā miglājā, jo šīs panorāmas izšķirtspēja ļauj to izdarīt.

II sērija. Jaunas zvaigznes

Fomalhaut, attēls no DSS kataloga. Ap šo zvaigzni joprojām ir protoplanētu disks.

Nākamais zvaigznes dzīves posms jeb cikls ir tās kosmiskās bērnības periods, kas, savukārt, iedalās trīs posmos: jaunās mazās (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

III sērija. Zvaigznes dzīves ziedu laiki

Saule fotografēta H alfa līnijā. Mūsu zvaigzne ir savos spēka gados.

Dzīves vidū kosmiskajiem gaismekļiem var būt ļoti dažādas krāsas, masas un izmēri. Krāsu palete variē no zilganiem līdz sarkaniem toņiem, un to masa var būt ievērojami mazāka par Saules masu vai vairāk nekā trīssimt reižu lielāka. Galvenā zvaigžņu dzīves cikla secība ilgst apmēram desmit miljardus gadu. Pēc tam kosmiskā ķermeņa kodolā beidzas ūdeņradis. Šis brīdis tiek uzskatīts par objekta dzīves pāreju uz nākamo posmu. Sakarā ar ūdeņraža resursu izsīkumu kodolā, kodoltermiskās reakcijas apstājas. Tomēr zvaigznes atjaunotās saspiešanas periodā sākas sabrukums, kas izraisa kodoltermiskās reakcijas ar hēlija piedalīšanos. Šis process stimulē vienkārši neticamu zvaigznes izplešanos. Un tagad to uzskata par sarkano gigantu.

IV sērija. Zvaigžņu pastāvēšanas beigas un to nāve

Vecās zvaigznes, tāpat kā to jaunās līdzinieces, iedala vairākos veidos: mazmasas, vidēja izmēra, supermasīvas un. Attiecībā uz objektiem ar mazu masu joprojām nav iespējams precīzi pateikt, kādi procesi ar tiem notiek pēdējos eksistences posmos. Visas šādas parādības ir hipotētiski aprakstītas, izmantojot datorsimulācijas, nevis pamatojoties uz rūpīgiem novērojumiem. Pēc galīgās oglekļa un skābekļa izdegšanas zvaigznes atmosfēras apvalks palielinās un tās gāzes komponents strauji zaudē. Evolūcijas ceļa beigās zvaigznes tiek daudzkārt saspiestas, un to blīvums, gluži pretēji, ievērojami palielinās. Šāda zvaigzne tiek uzskatīta par balto punduri. Pēc tam tās dzīves fāzei seko sarkanais supergiganta periods. Pēdējā lieta zvaigznes dzīves ciklā ir tās pārtapšana ļoti spēcīgas saspiešanas rezultātā par neitronu zvaigzni. Tomēr ne visi šādi kosmiskie ķermeņi kļūst par tādiem. Daži, visbiežāk pēc parametriem lielākie (vairāk nekā 20-30 saules masas), sabrukšanas rezultātā kļūst par melnajiem caurumiem.

Interesanti fakti par zvaigžņu dzīves cikliem

Viena no savdabīgākajām un ievērojamākajām kosmosa zvaigžņu dzīves ziņām ir tāda, ka lielākā daļa mūsējo spīdekļu atrodas sarkano punduru stadijā. Šādu objektu masa ir daudz mazāka nekā Saules masa.

Diezgan interesanti ir arī tas, ka neitronu zvaigžņu magnētiskā pievilcība ir miljardiem reižu lielāka nekā līdzīgs Zemes zvaigznes starojums.

Masas ietekme uz zvaigzni

Vēl viens tikpat interesants fakts ir lielāko zināmo zvaigžņu veidu pastāvēšanas ilgums. Sakarā ar to, ka to masa var būt simtiem reižu lielāka nekā saules, arī to enerģijas izdalīšanās ir daudzkārt lielāka, dažreiz pat miljoniem reižu. Līdz ar to viņu dzīves ilgums ir daudz īsāks. Dažos gadījumos to pastāvēšana ilgst tikai dažus miljonus gadu, salīdzinot ar zemas masas zvaigžņu dzīves miljardiem gadu.

Interesants fakts ir arī kontrasts starp melnajiem caurumiem un baltajiem punduriem. Zīmīgi, ka pirmās rodas no masas ziņā gigantiskākajām zvaigznēm, bet otrās, gluži pretēji, no mazākajām.

Visumā ir milzīgs skaits unikālu parādību, par kurām mēs varam runāt bezgalīgi, jo kosmoss ir ārkārtīgi vāji pētīts un izpētīts. Visas mūsdienu zinātnei piederošās cilvēku zināšanas par zvaigznēm un to dzīves cikliem galvenokārt ir iegūtas no novērojumiem un teorētiskiem aprēķiniem. Šādas maz pētītas parādības un objekti ir pamats pastāvīgam darbam tūkstošiem pētnieku un zinātnieku: astronomiem, fiziķiem, matemātiķiem un ķīmiķiem. Pateicoties viņu nepārtrauktajam darbam, šīs zināšanas tiek pastāvīgi uzkrātas, papildinātas un mainītas, tādējādi kļūstot precīzākas, uzticamākas un visaptverošākas.