Zvaigžņu dzīves cikls. Zvaigžņu mūžs

Ja kaut kur Visumā uzkrājas pietiekami daudz vielas, tā tiek saspiesta blīvā gabalā, kurā sākas kodoltermiskā reakcija. Tā iedegas zvaigznes. Pirmie uzliesmoja jaunā Visuma tumsā pirms 13,7 miljardiem (13,7 * 10 9) gadu, bet mūsu Saule - tikai pirms 4,5 miljardiem gadu. Zvaigznes dzīves ilgums un procesi, kas notiek šī perioda beigās, ir atkarīgi no zvaigznes masas.

Kamēr zvaigznē turpinās kodoltermiskā reakcija, pārvēršot ūdeņradi hēlijā, tā atrodas galvenajā secībā. Laiks, ko zvaigzne pavada galvenajai virknei, ir atkarīgs no tās masas: lielākās un smagākās ātri sasniedz sarkanā milža stadiju un pēc tam pamet galveno secību supernovas sprādziena vai baltā pundura veidošanās rezultātā.

Milžu liktenis

Lielākās un masīvākās zvaigznes ātri izdeg un eksplodē kā supernovas. Pēc supernovas sprādziena paliek neitronu zvaigzne vai melnais caurums, un ap tiem ir sprādziena kolosālās enerģijas izmesta matērija, kas pēc tam kļūst par materiālu jaunām zvaigznēm. No mūsu tuvākajiem zvaigžņu kaimiņiem tāds liktenis sagaida, piemēram, Betelgeuse, taču nav iespējams aprēķināt, kad tā uzsprāgs.

Miglājs, kas izveidojās vielas izmešanas rezultātā supernovas sprādziena laikā. Miglāja centrā atrodas neitronu zvaigzne.

Neitronu zvaigzne ir biedējoša fiziska parādība. Eksplodējošas zvaigznes kodols ir saspiests, līdzīgi kā gāze dzinējā. iekšējā degšana, tikai ļoti lielā un efektīvā veidā: bumbiņa ar diametru simtiem tūkstošu kilometru pārvēršas par bumbu ar diametru no 10 līdz 20 kilometriem. Saspiešanas spēks ir tik spēcīgs, ka elektroni nokrīt uz atomu kodoliem, veidojot neitronus - no tā arī nosaukums.

NASA Neitronu zvaigzne (mākslinieka redzējums)

Vielas blīvums šādas saspiešanas laikā palielinās par aptuveni 15 kārtībām, un temperatūra paaugstinās līdz neticami 10 12 K neitronu zvaigznes centrā un 1 000 000 K perifērijā. Daļa šīs enerģijas tiek izstarota fotonu starojuma veidā, bet daļu aiznes neitrīno, kas rodas neitronu zvaigznes kodolā. Bet pat ļoti efektīvas neitrīno dzesēšanas dēļ neitronu zvaigzne atdziest ļoti lēni: ir nepieciešami 10 16 vai pat 10 22 gadi, lai pilnībā iztērētu savu enerģiju. Grūti pateikt, kas paliks atdzisušās neitronu zvaigznes vietā, un neiespējami novērot: pasaule tam ir pārāk jauna. Pastāv pieņēmums, ka atdzisušās zvaigznes vietā atkal veidosies melnais caurums.

Melnie caurumi rodas no ļoti masīvu objektu gravitācijas sabrukšanas, piemēram, supernovas sprādzieniem. Iespējams, pēc triljoniem gadu atdzesētas neitronu zvaigznes pārvērtīsies melnos caurumos.

Vidēja izmēra zvaigžņu liktenis

Citas, mazāk masīvas zvaigznes paliek galvenajā virknē ilgāk nekā lielākās, bet, tiklīdz tās atstāj, tās mirst daudz ātrāk nekā to neitronu radinieki. Vairāk nekā 99% Visuma zvaigžņu nekad neuzsprāgs un nepārvērsīsies par melnajiem caurumiem vai neitronu zvaigznēm – to kodoli ir pārāk mazi šādām kosmiskām drāmām. Tā vietā zvaigznes Vidējais svars dzīves beigās tie pārvēršas par sarkanajiem milžiem, kas atkarībā no masas pārvēršas par baltajiem punduriem, uzsprāgst, pilnībā izkliedējoties, vai kļūst par neitronu zvaigznēm.

Baltie punduri tagad veido no 3 līdz 10% no Visuma zvaigžņu populācijas. To temperatūra ir ļoti augsta - vairāk nekā 20 000 K, vairāk nekā trīs reizes augstāka par Saules virsmas temperatūru, bet tomēr zemāka nekā neitronu zvaigznēm, gan to zemākās temperatūras, gan lielāka platība baltie punduri atdziest ātrāk - 10 14 - 10 15 gados. Tas nozīmē, ka nākamajos 10 triljonos gadu — kad Visums būs tūkstoš reižu vecāks par pašreizējo — Visumā parādīsies jauna veida objekti: melnais punduris, baltā pundura atdzišanas produkts.

Kosmosā vēl nav melno punduru. Pat līdz šim vecākās dzesēšanas zvaigznes ir zaudējušas maksimāli 0,2% savas enerģijas; baltajam pundurim ar 20 000 K temperatūru tas nozīmē atdzišanu līdz 19 960 K.

Mazajiem

Zinātne zina vēl mazāk par to, kas notiek, kad atdziest mazākās zvaigznes, piemēram, mūsu tuvākais kaimiņš, sarkanais punduris Proksima Kentauri, nekā par supernovām un melnajiem punduriem. Termiskā kodolsintēze to kodolos notiek lēni, un tie paliek galvenajā secībā ilgāk nekā citi - pēc dažiem aprēķiniem līdz 10 12 gadiem, un pēc tam, domājams, viņi turpinās dzīvot kā baltie punduri, tas ir, viņi spīdēt vēl 10 14 - 10 15 gadus pirms pārtapšanas par melno punduri.

Apcerot skaidrās nakts debesis prom no pilsētas gaismām, ir viegli pamanīt, ka Visums ir pilns ar zvaigznēm. Kā dabai izdevās izveidot neskaitāmus šo objektu? Patiešām, saskaņā ar aplēsēm, tikai in piena ceļš apmēram 100 miljardi zvaigžņu. Turklāt zvaigznes dzimst vēl šodien, 10-20 miljardus gadu pēc Visuma veidošanās. Kā veidojas zvaigznes? Kādas izmaiņas iziet zvaigzne, pirms tā sasniedz līdzsvara stāvokli, piemēram, mūsu Saule?

No fizikas viedokļa zvaigzne ir gāzes bumba

No fizikas viedokļa tā ir gāzes bumba. Kodolreakciju radītais siltums un spiediens — galvenokārt hēlija saplūšana no ūdeņraža — neļauj zvaigznei sabrukt tās gravitācijas ietekmē. Šī salīdzinoši vienkāršā objekta dzīve notiek pēc ļoti specifiska scenārija. Vispirms no izkliedēta starpzvaigžņu gāzes mākoņa piedzimst zvaigzne, tad seko gara pastardiena. Bet galu galā, kad viss kodoldegviela būs izsmelts, tas pārvērtīsies par vāji mirdzošu baltu punduri, neitronu zvaigzni vai melno caurumu.

Šis apraksts var radīt iespaidu, ka detalizētai zvaigžņu evolūcijas veidošanās un agrīno posmu analīzei nevajadzētu radīt ievērojamas grūtības. Taču gravitācijas un termiskā spiediena mijiedarbība liek zvaigznēm uzvesties neparedzamā veidā.
Apsveriet, piemēram, spilgtuma attīstību, tas ir, zvaigžņu virsmas izstarotās enerģijas daudzuma izmaiņas laika vienībā. Jaunās zvaigznes iekšējā temperatūra ir pārāk zema, lai ūdeņraža atomi varētu saplūst kopā, tāpēc tās spožumam jābūt salīdzinoši zemam. Tas var palielināties, kad tie sākas kodolreakcijas, un tikai tad tas var pamazām kristies. Patiesībā ļoti jaunā zvaigzne ir ārkārtīgi spilgta. Tā spožums samazinās līdz ar vecumu, sasniedzot īslaicīgu minimumu ūdeņraža sadegšanas laikā.

Agrīnās evolūcijas stadijās zvaigznēs notiek dažādi fiziski procesi.

Agrīnās evolūcijas stadijās zvaigznes piedzīvo dažādas fiziski procesi, no kuriem daži joprojām ir slikti saprotami. Tikai pēdējo divu desmitgažu laikā astronomi ir sākuši veidot detalizētu priekšstatu par zvaigžņu evolūciju, pamatojoties uz teorijas un novērojumu sasniegumiem.
Zvaigznes dzimst no lielām nenovērotām zvaigznēm. redzamā gaisma mākoņi, kas atrodas spirālveida galaktiku diskos. Astronomi šos objektus sauc par milzīgiem molekulāriem kompleksiem. Termins "molekulārais" atspoguļo faktu, ka gāze kompleksos galvenokārt sastāv no ūdeņraža molekulārā formā. Šādi mākoņi ir lielākie veidojumi Galaktikā, dažkārt sasniedzot vairāk nekā 300 gaismas gadu. gadu diametrā.

Rūpīgāk analizējot zvaigznes evolūciju

Rūpīgāka analīze atklāj, ka zvaigznes veidojas no atsevišķiem kondensātiem - kompaktām zonām - milzīgā molekulārā mākonī. Astronomi ir pētījuši kompakto zonu īpašības, izmantojot lielus radioteleskopus, vienīgos instrumentus, kas spēj noteikt vājus milimo mākoņus. No šī starojuma novērojumiem izriet, ka tipiskas kompaktas zonas diametrs ir vairāki gaismas mēneši, blīvums ir 30 000 ūdeņraža molekulu uz cm^ un temperatūra 10 Kelvini.
Pamatojoties uz šīm vērtībām, tika secināts, ka gāzes spiediens kompaktajās zonās ir tāds, ka tas spēj izturēt kompresiju pašgravitācijas spēku ietekmē.

Tāpēc, lai izveidotu zvaigzni, kompaktajai zonai jābūt saspiestai no nestabila stāvokļa un tā, lai gravitācijas spēki pārsniegtu iekšējo gāzes spiedienu.
Pagaidām nav skaidrs, kā kompaktās zonas kondensējas no sākotnējā molekulārā mākoņa un iegūst tik nestabilu stāvokli. Neskatoties uz to, jau pirms kompakto zonu atklāšanas astrofiziķiem bija iespēja simulēt zvaigžņu veidošanās procesu. Jau 60. gados teorētiķi izmantoja datorsimulācijas, lai noteiktu, cik nestabili mākoņi sabrūk.
Lai gan teorētiskajiem aprēķiniem tika izmantots plašs diapazons sākotnējie nosacījumi, iegūtie rezultāti sakrita: pārāk nestabilā mākonī vispirms tiek saspiesta iekšējā daļa, tas ir, centrā esošā viela vispirms iziet brīvu kritienu, un perifērie apgabali paliek stabili. Pakāpeniski saspiešanas zona izplatās uz āru, aptverot visu mākoni.

Dziļi saraušanās reģiona dzīlēs sākas zvaigžņu evolūcija

Dziļi saraušanās reģiona dzīlēs sākas zvaigžņu veidošanās. Zvaigznes diametrs ir tikai viena gaismas sekunde, tas ir, viena miljonā daļa no kompaktās zonas diametra. Šādiem salīdzinoši maziem izmēriem kopējais mākoņu saspiešanas attēls nav būtisks, un galvenā loma šeit ir matērijas ātrumam, kas nokrīt uz zvaigzni

Vielas krišanas ātrums var atšķirties, taču tas ir tieši atkarīgs no mākoņa temperatūras. Jo augstāka temperatūra, jo lielāks ātrums. Aprēķini liecina, ka sabrūkošas kompaktās zonas centrā var uzkrāties masa, kas vienāda ar Saules masu 100 tūkstošu līdz 1 miljona gadu laikā.Ķermeni, kas izveidojies sabrūkoša mākoņa centrā, sauc par protozvaigzni. Izmantojot datorsimulācijas, astronomi ir izstrādājuši modeli, kas apraksta protozvaigznes uzbūvi.
Izrādījās, ka krītošā gāze ar ļoti trāpa protozvaigznes virsmā liels ātrums. Tāpēc veidojas spēcīga trieciena priekšpuse (asa pāreja uz ļoti augsts asinsspiediens). Trieciena priekšpusē gāze uzsilst līdz gandrīz 1 miljonam kelvinu, pēc tam starojuma laikā uz virsmas tā ātri atdziest līdz aptuveni 10 000 K, slāni pa slānim veidojot protozvaigznes.

Šoka frontes klātbūtne izskaidro jauno zvaigžņu lielo spilgtumu

Šoka frontes klātbūtne izskaidro jauno zvaigžņu lielo spilgtumu. Ja vienšūņa masa ir vienāda ar vienu Sauli, tad tā spožums var desmit reizes pārsniegt Sauli. Bet to neizraisa kodolsintēzes reakcijas, kā parastās zvaigznēs, bet gan kinētiskā enerģija viela, kas iegūta gravitācijas laukā.
Protoszvaigznes var novērot, bet ne ar parastajiem optiskajiem teleskopiem.
Visa starpzvaigžņu gāze, ieskaitot to, no kuras veidojas zvaigznes, satur “putekļus” - submikronu lieluma cieto daļiņu maisījumu. Trieciena frontes starojums sastopas savā ceļā liels skaitlisšīs daļiņas kopā ar gāzi nokrīt uz protozvaigznes virsmas.
Aukstās putekļu daļiņas absorbē fotonus, ko izstaro trieciena priekšpuse, un atkārtoti izstaro tos garākos viļņu garumos. Šo garo viļņu starojumu savukārt absorbē un pēc tam atkārtoti izstaro vēl tālāki putekļi. Tāpēc, kamēr fotons iziet cauri putekļu un gāzes mākoņiem, tā viļņa garums nonāk elektromagnētiskā spektra infrasarkanajā reģionā. Taču tikai dažu gaismas stundu attālumā no protozvaigznes fotona viļņa garums kļūst pārāk garš, lai putekļi to absorbētu, un beidzot tas var netraucēti steigties uz Zemes infrasarkano staru jutīgajiem teleskopiem.
Neskatoties uz mūsdienu detektoru plašajām iespējām, astronomi nevar apgalvot, ka teleskopi patiešām reģistrē protozvaigžņu starojumu. Acīmredzot tie ir dziļi paslēpti radio diapazonā reģistrēto kompakto zonu dziļumos. Noteikšanas nenoteiktība izriet no fakta, ka detektori nevar atšķirt protozvaigzni no vecākām zvaigznēm, kas iestrādātas gāzē un putekļos.
Lai nodrošinātu uzticamu identifikāciju, infrasarkanajam vai radioteleskopam ir jānosaka protozvaigznes spektrālās emisijas līniju Doplera nobīde. Doplera nobīde atklātu patieso gāzes kustību, kas nokrīt uz tās virsmas.
Tiklīdz matērijas krišanas rezultātā protozvaigznes masa sasniedz vairākas desmitdaļas no Saules masas, temperatūra centrā kļūst pietiekama, lai sāktos kodolsintēzes reakcijas. Tomēr kodoltermiskās reakcijas protozvaigznēs būtiski atšķiras no reakcijām vidēja vecuma zvaigznēs. Enerģijas avots šādām zvaigznēm ir hēlija termokodolsintēzes reakcijas no ūdeņraža.

Ūdeņradis ir visbagātīgākais ķīmiskais elements Visumā

Ūdeņradis ir visbagātīgākais ķīmiskais elements Visumā. Visuma (Lielā sprādziena) dzimšanas brīdī šis elements izveidojās parastajā formā ar kodolu, kas sastāv no viena protona. Bet divi no katriem 100 000 kodoliem ir deitērija kodoli, kas sastāv no protona un neitrona. Šis ūdeņraža izotops atrodas mūsdienu laikmets starpzvaigžņu gāzē, no kuras tas nonāk zvaigznēs.
Jāatzīmē, ka šim sīkajam piemaisījumam ir dominējoša loma protozvaigžņu dzīvē. Temperatūra to dziļumos nav pietiekama parastā ūdeņraža reakcijām, kas notiek pie 10 miljoniem kelvinu. Bet gravitācijas saspiešanas rezultātā temperatūra protozvaigznes centrā var viegli sasniegt 1 miljonu Kelvinu, kad sākas deitērija kodolu saplūšana, kas arī atbrīvo kolosālu enerģiju.

Protozvaigžņu matērijas necaurredzamība ir pārāk liela

Protozvaigžņu matērijas necaurredzamība ir pārāk liela, lai šo enerģiju varētu pārnest ar starojuma pārnesi. Tāpēc zvaigzne kļūst konvektīvi nestabila: uz virsmas uzpeld gāzes burbuļi, ko sakarsusi “kodoluguns”. Šīs augšupejošās plūsmas līdzsvaro ar aukstās gāzes lejupejošām plūsmām virzienā uz centru. Līdzīgas konvekcijas kustības, bet daudz mazākā mērogā, notiek telpā ar tvaika apkuri. Protozvaigznē konvektīvie virpuļi transportē deitēriju no virsmas uz tās iekšpusi. Tādā veidā kodoltermiskām reakcijām nepieciešamā degviela sasniedz zvaigznes kodolu.
Neskatoties uz ļoti zemo deitērija kodolu koncentrāciju, siltums, kas izdalās to saplūšanas laikā, spēcīgi ietekmē protozvaigzni. Deitērija sadegšanas reakciju galvenās sekas ir protozvaigznes “pietūkums”. Pateicoties efektīvai siltuma pārnesei konvekcijas ceļā deitērija “sadedzināšanas” rezultātā, protozvaigznes izmērs palielinās, kas ir atkarīgs no tā masas. Vienas Saules masas protozvaigznes rādiuss ir vienāds ar piecām Saules masām. Ar masu, kas vienāda ar trim saules baterijām, protozvaigzne piepūšas līdz rādiusam, kas vienāds ar 10 saules baterijām.
Tipiskas kompaktas zonas masa ir lielāka par tās radītās zvaigznes masu. Tāpēc ir jābūt kādam mehānismam, kas noņem lieko masu un aptur matērijas krišanu. Lielākā daļa astronomu ir pārliecināti, ka vainojams spēcīgs zvaigžņu vējš, kas izplūst no protozvaigznes virsmas. Zvaigžņu vējš pūš krītošo gāzi pretējā virzienā un galu galā izkliedē kompakto zonu.

Zvaigžņu vēja ideja

“Zvaigžņu vēja ideja” neizriet no teorētiskajiem aprēķiniem. Un pārsteigtajiem teorētiķiem tika sniegti pierādījumi par šo parādību: novērojumi par molekulārās gāzes plūsmām, kas pārvietojas no infrasarkanā starojuma avotiem. Šīs plūsmas ir saistītas ar protozvaigžņu vēju. Tās izcelsme ir viens no dziļākajiem jauno zvaigžņu noslēpumiem.
Kompaktajai zonai izkliedējot, tiek eksponēts objekts, ko var novērot optiskajā diapazonā – jauna zvaigzne. Tāpat kā protozvaigznei, tai ir augsts spožums, ko vairāk nosaka gravitācija, nevis kodolsintēze. Spiediens zvaigznes iekšpusē novērš katastrofālu gravitācijas sabrukumu. Taču siltums, kas ir atbildīgs par šo spiedienu, tiek izstarots no zvaigznes virsmas, tāpēc zvaigzne spīd ļoti spilgti un lēnām saraujas.
Saraujoties, tā iekšējā temperatūra pakāpeniski paaugstinās un galu galā sasniedz 10 miljonus Kelvinu. Tad ūdeņraža kodolu saplūšanas reakcijas sāk veidoties hēlijs. Radītais siltums rada spiedienu, kas neļauj saspiesties, un zvaigzne spīdēs ilgi, līdz beigsies tās dziļumā esošā kodoldegviela.
Mūsu Saulei, tipiskai zvaigznei, vajadzēja aptuveni 30 miljonus gadu, lai no protozvaigžņu līdz mūsdienu izmēram sarautos. Pateicoties siltumam, kas izdalās kodoltermisko reakciju laikā, tas ir saglabājis šos izmērus aptuveni 5 miljardus gadu.
Tā dzimst zvaigznes. Bet, neskatoties uz tik acīmredzamiem zinātnieku panākumiem, kas ļāva mums uzzināt vienu no daudzajiem Visuma noslēpumiem, daudz vairāk zināmās īpašības jaunās zvaigznes vēl nav pilnībā izprastas. Tas attiecas uz to neregulāro mainīgumu, milzīgo zvaigžņu vēju un negaidītiem spilgtiem uzliesmojumiem. Uz šiem jautājumiem vēl nav skaidru atbilžu. Bet šie neatrisinātas problēmas jāuzskata par pārrāvumiem ķēdē, kuras galvenie posmi jau ir pielodēti kopā. Un mēs varēsim slēgt šo ķēdi un pabeigt jauno zvaigžņu biogrāfiju, ja atradīsim pašas dabas radīto atslēgu. Un šī atslēga mirgo skaidrajās debesīs virs mums.

Video par zvaigzni dzimst:

Zvaigžņu evolūcija laika gaitā mainās. fiziskās īpašības, iekšējā struktūra Un ķīmiskais sastāvs zvaigznes Mūsdienu zvaigžņu evolūcijas teorija spēj izskaidrot vispārējo zvaigžņu attīstības gaitu, apmierinoši sakrītot ar astronomisko novērojumu datiem. Zvaigznes evolūcijas gaita ir atkarīga no tās masas un sākotnējā ķīmiskā sastāva. Pirmās paaudzes zvaigznes veidojās no matērijas, kuras sastāvu noteica kosmoloģiskie apstākļi (ap 70% ūdeņraža, 30% hēlija, nenozīmīgs deitērija un litija piejaukums). Pirmās paaudzes zvaigžņu evolūcijas laikā veidojās smagi elementi, kas tika izmesti starpzvaigžņu telpā matērijas aizplūšanas rezultātā no zvaigznēm vai zvaigžņu sprādzienu laikā. Nākamo paaudžu zvaigznes veidojās no matērijas, kas satur 3–4% smago elementu.

Zvaigznes dzimšana ir tāda objekta veidošanās, kura starojumu atbalsta tā paša enerģijas avoti. Zvaigžņu veidošanās process turpinās nepārtraukti, un tas turpinās līdz pat šai dienai.

Lai izskaidrotu megapasaules uzbūvi, vissvarīgākā ir gravitācijas mijiedarbība. Gāzu un putekļu miglājos gravitācijas spēku ietekmē veidojas nestabilas neviendabības, kuru dēļ difūzā viela sadalās kondensācijas virknē. Ja šādi kondensāti saglabājas pietiekami ilgi, tad laika gaitā tie pārvēršas par zvaigznēm. Ir svarīgi atzīmēt, ka dzimšanas process nav atsevišķa zvaigzne, bet gan zvaigžņu asociācijas. Iegūtie gāzes ķermeņi tiek piesaistīti viens otram, bet ne vienmēr apvienojas vienā milzīgā ķermenī. Tie parasti sāk griezties viens pret otru, un šīs kustības centrbēdzes spēki neitralizē pievilcības spēkus, kas noved pie turpmākas koncentrēšanās.

Jaunas zvaigznes ir tās, kas joprojām atrodas sākotnējās gravitācijas saspiešanas stadijā. Temperatūra šādu zvaigžņu centrā vēl nav pietiekama, lai notiktu kodoltermiskās reakcijas. Zvaigžņu mirdzums rodas tikai gravitācijas enerģijas pārvēršanas dēļ siltumā. Gravitācijas saspiešana ir pirmais zvaigžņu evolūcijas posms. Tas noved pie zvaigznes centrālās zonas uzkarsēšanas līdz temperatūrai, kurā sākas kodoltermiskā reakcija (10–15 miljoni K) – ūdeņraža pārvēršanās hēlijā.

Zvaigžņu izstarotā milzīgā enerģija rodas zvaigžņu iekšienē notiekošo kodolprocesu rezultātā. Zvaigznes iekšienē radītā enerģija ļauj tai izstarot gaismu un siltumu miljoniem un miljardu gadu. Pirmo reizi pieņēmumu, ka zvaigžņu enerģijas avots ir hēlija sintēzes no ūdeņraža kodolreakcijas, 1920. gadā izvirzīja angļu astrofiziķis A. S. Edingtons. Zvaigžņu iekšienē ir iespējamas divu veidu kodoltermiskās reakcijas ar ūdeņradi, ko sauc par ūdeņraža (protonu-protonu) un oglekļa (oglekļa-slāpekļa) ciklu. Pirmajā gadījumā reakcijas norisei ir nepieciešams tikai ūdeņradis, otrajā ir nepieciešama arī oglekļa klātbūtne, kas kalpo kā katalizators. Izejmateriāls ir protoni, no kuriem kodolsintēzes rezultātā veidojas hēlija kodoli.

Tā kā četru protonu pārveidošanās hēlija kodolā rada divus neitrīno, Saules dziļumos ik sekundi tiek ģenerēti 1,8∙1038 neitrīno. Neitrīni vāji mijiedarbojas ar matēriju un tiem ir liela iespiešanās spēja. Izgājuši cauri milzīgam saules vielas biezumam, neitrīno saglabā visu informāciju, ko viņi saņēma kodoltermiskās reakcijas laikā Saules dziļumos. Saules neitrīno, kas krīt uz Zemes virsmas, plūsmas blīvums ir 6,6∙10 10 neitrīno uz 1 cm 2 uz 1 s. Uz Zemes krītošo neitrīno plūsmas mērīšana ļauj spriest par procesiem, kas notiek Saules iekšienē.

Tādējādi lielākajai daļai zvaigžņu enerģijas avots ir ūdeņraža kodoltermiskās reakcijas zvaigznes centrālajā zonā. Kodoltermiskās reakcijas rezultātā notiek enerģijas plūsma uz āru starojuma veidā plašā frekvenču (viļņu garuma) diapazonā. Mijiedarbība starp starojumu un vielu rada vienmērīgu līdzsvara stāvokli: ārējā starojuma spiedienu līdzsvaro gravitācijas spiediens. Tālāka zvaigznes kontrakcija apstājas, kamēr centrā tiek ražots pietiekams enerģijas daudzums. Šis stāvoklis ir diezgan stabils, un zvaigznes izmērs paliek nemainīgs. Ūdeņradis ir galvenais komponents kosmiskā viela un vissvarīgākais kodoldegvielas veids. Zvaigznes ūdeņraža rezerves ilgst miljardiem gadu. Tas izskaidro, kāpēc zvaigznes ir tik stabilas ilgu laiku. Kamēr centrālajā zonā neizdeg viss ūdeņradis, zvaigznes īpašības mainās maz.

Ūdeņraža izdegšanas lauks zvaigznes centrālajā zonā veido hēlija kodolu. Ūdeņraža reakcijas turpinās, bet tikai plānā slānī netālu no kodola virsmas. Kodolreakcijas virzās uz zvaigznes perifēriju. Zvaigznes struktūru šajā posmā apraksta modeļi ar slāņveida enerģijas avotu. Izdegušais kodols sāk sarukt, un ārējais apvalks sāk paplašināties. Apvalks uzbriest līdz kolosāliem izmēriem, ārējā temperatūra kļūst zema. Zvaigzne nokļūst uz sarkanā milža skatuves. No šī brīža zvaigznes dzīve sāk panīkt. Sarkanie milži ir dažādi zemas temperatūras un milzīgi izmēri (no 10 līdz 1000 R c). Vielas vidējais blīvums tajās nesasniedz 0,001 g/cm 3 . To spožums ir simtiem reižu lielāks nekā Saules spožums, bet temperatūra ir daudz zemāka (apmēram 3000 - 4000 K).

Tiek uzskatīts, ka mūsu Saule, pārejot uz sarkano milzu stadiju, var pieaugt tik daudz, ka piepilda Merkura orbītu. Tiesa, Saule kļūs par sarkano milzi pēc 8 miljardiem gadu.

Sarkanajam milzim raksturīga zema ārējā temperatūra, bet ļoti augsta iekšējā temperatūra. Palielinoties, termokodolreakcijās tiek iekļauti arvien smagāki kodoli. 150 miljonu K temperatūrā sākas hēlija reakcijas, kas ir ne tikai enerģijas avots, bet to laikā tiek veikta smagāku ķīmisko elementu sintēze. Pēc oglekļa veidošanās zvaigznes hēlija kodolā ir iespējamas šādas reakcijas:

Jāpiebilst, ka nākamā smagākā kodola sintēzei nepieciešamas arvien lielākas enerģijas. Līdz magnija veidošanās brīdim viss zvaigznes kodolā esošais hēlijs ir izsmelts, un, lai būtu iespējamas turpmākas kodolreakcijas, zvaigznei atkal jāsaraujas un tās temperatūrai jāpaaugstinās. Tomēr tas nav iespējams visām zvaigznēm, tikai lielajām, kuru masa pārsniedz Saules masu vairāk nekā 1,4 reizes (tā sauktā Čandrasekhara robeža). Mazākas masas zvaigznēs reakcijas beidzas magnija veidošanās stadijā. Zvaigznēs, kuru masa pārsniedz Čandrasekhara robežu, gravitācijas saspiešanas dēļ temperatūra paaugstinās līdz 2 miljardiem grādu, reakcijas turpinās, veidojot smagākus elementus – līdz pat dzelzs. Par dzelzi smagāki elementi veidojas zvaigznēm eksplodējot.

Pieaugošā spiediena, pulsāciju un citu procesu rezultātā sarkanais milzis nepārtraukti zaudē matēriju, kas zvaigžņu vēja veidā tiek izmesta starpzvaigžņu telpā. Kad iekšējie kodoltermiskās enerģijas avoti ir pilnībā izsmelti, tālākais liktenis zvaigzne ir atkarīga no tās masas.

Ar masu, kas mazāka par 1,4 Saules masām, zvaigzne nonāk stacionārā stāvoklī ar ļoti augstu blīvumu (simtiem tonnu uz 1 cm 3). Šādas zvaigznes sauc par baltajiem punduriem. Sarkanā milža pārtapšanas procesā par balto punduri rase var nomest savus ārējos slāņus kā vieglu apvalku, atklājot kodolu. Gāzes apvalks spilgti spīd spēcīga starojuma ietekmē no zvaigznes. Tādā veidā veidojas planētu miglāji. Pie liela matērijas blīvuma baltā pundura iekšpusē elektroniskie apvalki atomi tiek iznīcināti, un zvaigznes matērija ir elektronu kodola plazma, un tās elektronu sastāvdaļa ir deģenerēta elektronu gāze. Baltie punduri atrodas līdzsvara stāvoklī, pateicoties spēku vienlīdzībai starp gravitāciju (saspiešanas koeficientu) un deģenerētas gāzes spiedienu zvaigznes zarnās (izplešanās koeficients). Baltie punduri var pastāvēt miljardiem gadu.

Zvaigznes siltuma rezerves pakāpeniski izsīkst, zvaigzne lēnām atdziest, ko pavada zvaigžņu apvalka izmešana starpzvaigžņu telpā. Zvaigzne pakāpeniski maina savu krāsu no baltas uz dzeltenu, tad uz sarkanu, un beidzot tā pārstāj izstarot, kļūstot par mazu nedzīvu objektu, mirušu aukstu zvaigzni, kuras izmērs ir mazāks par Zemes izmēru un tās masa ir salīdzināma līdz Saules masai. Šādas zvaigznes blīvums ir miljardiem reižu lielāks nekā ūdens blīvums. Šādas zvaigznes sauc par melnajiem punduriem. Tā savu eksistenci beidz lielākā daļa zvaigžņu.

Ja zvaigznes masa ir lielāka par 1,4 Saules masām, zvaigznes stacionārais stāvoklis ir bez iekšējie avoti enerģija kļūst neiespējama, jo spiediens zvaigznes iekšpusē nevar līdzsvarot gravitācijas spēku. Sākas gravitācijas sabrukums - vielas saspiešana pret zvaigznes centru gravitācijas spēku ietekmē.

Ja daļiņu atgrūšana un citi iemesli aptur sabrukumu, tad notiek spēcīgs sprādziens - supernovas sprādziens ar ievērojamas vielas daļas izmešanu apkārtējā telpā un gāzu miglāju veidošanos. Nosaukumu ierosināja F. Cvikijs 1934. gadā. Supernovas sprādziens ir viens no zvaigžņu evolūcijas starpposmiem pirms to pārvēršanās par baltajiem punduriem, neitronu zvaigznēm vai melnajiem caurumiem. Sprādziena laikā izdalās enerģija 10 43 ─ 10 44 J ar starojuma jaudu 10 34 W. Šajā gadījumā zvaigznes spilgtums dažu dienu laikā palielinās par desmitiem magnitūdu. Supernovas spožums var pārsniegt visas galaktikas, kurā tā eksplodēja, spilgtumu.

Gāzes miglājs, kas veidojas supernovas sprādziena laikā, daļēji sastāv no sprādziena izmestajiem elementiem. augšējie slāņi zvaigznes un daļēji no starpzvaigžņu matērijas, ko sablīvē un sakarsē sprādziena izkliedes produkti. Slavenākais gāzes miglājs ir Krabja miglājs Vērša zvaigznājā - 1054. gada supernovas palieka. Jaunās supernovas paliekas izplešas ar ātrumu 10-20 tūkstoši km/s. Izplešanās apvalka sadursme ar stacionāru starpzvaigžņu gāzi rada triecienvilni, kurā gāze tiek uzkarsēta līdz miljoniem kelvinu un kļūst par rentgena starojuma avotu. Trieciena viļņa izplatīšanās gāzē noved pie ātri uzlādētu daļiņu (kosmisko staru) parādīšanās, kas, pārvietojoties saspiestā starpzvaigžņu magnētiskajā laukā, ko pastiprina tas pats vilnis, izstaro starojumu radio diapazonā.

Astronomi fiksēja supernovas sprādzienus 1054., 1572., 1604. gadā. 1885. gadā Andromedas miglājā tika novērota supernova. Tā spožums pārsniedza visas Galaktikas spožumu un izrādījās 4 miljardus reižu intensīvāks nekā Saules spožums.

Līdz 1980. gadam tika atklāti vairāk nekā 500 supernovas sprādzieni, taču mūsu Galaktikā nebija novērots neviens no tiem. Astrofiziķi ir aprēķinājuši, ka mūsu Galaktikā Saules tiešā tuvumā supernovas eksplodē ar 10 miljonu gadu periodu. Vidēji ik pēc 30 gadiem metagalaktikā notiek supernovas sprādziens.

Devas kosmiskais starojums uz Zemes var pārsniegt normāls līmenis 7000 reizes. Tas novedīs pie nopietnām mutācijām dzīvajos organismos uz mūsu planētas. Daži zinātnieki dinozauru pēkšņo nāvi skaidro šādi.

Daļa eksplodējošas supernovas masas var palikt superblīva ķermeņa – neitronu zvaigznes vai melnā cauruma – formā. Neitronu zvaigžņu masa ir (1,4 – 3) M s, diametrs ir aptuveni 10 km. Neitronu zvaigznes blīvums ir ļoti augsts, lielāks par atomu kodolu blīvumu ─ 10 15 g/cm 3 . Palielinoties kompresijai un spiedienam, kļūst iespējama elektronu absorbcijas reakcija ar protoniem Rezultātā visa zvaigznes matērija sastāvēs no neitroniem. Zvaigznes neitronizāciju pavada spēcīgs neitrīno starojuma uzliesmojums. Supernovas sprādziena SN1987A laikā neitrīno sprādziena ilgums bija 10 s, un visu neitrīno aiznestā enerģija sasniedza 3∙10 46 J. Neitronu zvaigznes temperatūra sasniedz 1 miljardu K. Neitronu zvaigznes ļoti ātri atdziest, to spožums vājina. Bet tie intensīvi izstaro radioviļņus šaurā konusā magnētiskās ass virzienā. Zvaigznēm, kuru magnētiskā ass nesakrīt ar rotācijas asi, ir raksturīga radio emisija atkārtotu impulsu veidā. Tāpēc neitronu zvaigznes sauc par pulsāriem. Pirmie pulsāri tika atklāti 1967. gadā. Radiācijas pulsāciju biežums, ko nosaka pulsāra griešanās ātrums, ir no 2 līdz 200 Hz, kas liecina par to nelielo izmēru. Piemēram, pulsāram Krabja miglājā impulsa emisijas periods ir 0,03 s. Pašlaik ir zināmi simtiem neitronu zvaigžņu. Tā sauktā “klusā sabrukuma” rezultātā var parādīties neitronu zvaigzne. Ja baltais punduris nonāk cieši izvietotu zvaigžņu binārā sistēmā, tad akrecijas fenomens notiek, kad matērija no blakus esošās zvaigznes plūst uz balto punduri. Baltā pundura masa aug un noteiktā brīdī pārsniedz Chandrasekhar robežu. Baltais punduris pārvēršas par neitronu zvaigzni.

Ja baltā pundura galīgā masa pārsniedz 3 Saules masas, tad deģenerētais neitronu stāvoklis ir nestabils un gravitācijas kontrakcija turpinās, līdz veidojas objekts, ko sauc par melno caurumu. Terminu “melnais caurums” 1968. gadā ieviesa Dž. Vīlers. Taču ideja par šādiem objektiem radās vairākus gadsimtus agrāk, pēc I. Ņūtona likuma atklāšanas 1687. gadā. universālā gravitācija. 1783. gadā Dž.Mičels ierosināja, ka dabā vajadzētu pastāvēt tumšām zvaigznēm, kuru gravitācijas lauks ir tik spēcīgs, ka gaisma nevar no tām izkļūt. 1798. gadā tādu pašu domu izteica P. Laplass. 1916. gadā fiziķis Švarcšilds, risinot Einšteina vienādojumus, nonāca pie secinājuma par objektu ar neparastām īpašībām pastāvēšanas iespējamību, ko vēlāk dēvēja par melnajiem caurumiem. Melnais caurums ir telpas apgabals, kurā gravitācijas lauks ir tik spēcīgs, ka otrajam kosmiskajam ātrumam ķermeņiem, kas atrodas šajā reģionā, ir jāpārsniedz gaismas ātrums, t.i. No melnā cauruma nevar izlidot nekas – ne daļiņas, ne starojums. Saskaņā ar vispārējo relativitātes teoriju melnā cauruma raksturīgo lielumu nosaka gravitācijas rādiuss: R g =2GM/c 2, kur M ir objekta masa, c ir gaismas ātrums vakuumā, G ir gravitācijas konstante. Zemes gravitācijas rādiuss ir 9 mm, Saules ir 3 km. Apgabala robežu, aiz kuras gaisma neizplūst, sauc par melnā cauruma notikumu horizontu. Rotējošiem melnajiem caurumiem notikumu horizonta rādiuss ir mazāks par gravitācijas rādiusu. Īpaši interesanti ir iespēja, ka melnais caurums notvert ķermeņus, kas ierodas no bezgalības.

Teorija pieļauj melno caurumu eksistenci ar masu 3–50 Saules masu, kas izveidojušies masīvu zvaigžņu evolūcijas beigu stadijā, kuru masa pārsniedz 3 Saules masas, supermasīvus melnos caurumus galaktiku kodolos, kas sver miljonus un miljardiem saules masu, primārie (reliktie) melnie caurumi, kas veidojās Visuma evolūcijas sākumposmā. Melnajiem caurumiem, kas sver vairāk nekā 10 15 g (vidēja Zemes kalna masa), vajadzēja izdzīvot līdz mūsdienām S. W. Hokinga ierosinātā melno caurumu kvantu iztvaikošanas mehānisma dēļ.

Astronomi atklāj melnos caurumus ar spēcīgo rentgena starojumu. Šāda veida zvaigznes piemērs ir spēcīgais rentgenstaru avots Cygnus X-1, kura masa pārsniedz 10 M s. Melnie caurumi bieži rodas rentgenstaru bināros failos zvaigžņu sistēmas. Šādās sistēmās jau ir atklāti desmitiem zvaigžņu masas melno caurumu (m melno caurumu = 4-15 M s). Pamatojoties uz gravitācijas lēcu ietekmi, ir atklāti vairāki atsevišķi melnie caurumi ar zvaigžņu masu (m melno caurumu = 6-8 M s). Tuvas binārās zvaigznes gadījumā tiek novērots akrecijas fenomens - plazmas plūsma no virsmas parasta zvaigzne gravitācijas spēku ietekmē uz melno caurumu. Matērijai, kas ieplūst melnajā caurumā, ir leņķiskais impulss. Tāpēc plazma ap melno caurumu veido rotējošu disku. Gāzes temperatūra šajā rotējošā diskā var sasniegt 10 miljonus grādu. Šajā temperatūrā gāze izstaro rentgena starus. Šo starojumu var izmantot, lai noteiktu melnā cauruma klātbūtni noteiktā vietā.

Īpaši interesanti ir supermasīvie melnie caurumi galaktiku kodolos. Pamatojoties uz mūsu Galaktikas centra rentgena attēla izpēti, kas iegūts, izmantojot satelītu CHANDRA, ir konstatēta supermasīva melnā cauruma klātbūtne, kura masa ir 4 miljoni reižu lielāka par Saules masu. Jaunāko pētījumu rezultātā amerikāņu astronomi ir atklājuši unikālu supersmago melno caurumu, kas atrodas ļoti attālas galaktikas centrā, kura masa ir 10 miljardus reižu lielāka par Saules masu. Lai sasniegtu tik neiedomājami milzīgu izmēru un blīvumu, melnais caurums ir veidojies daudzu miljardu gadu laikā, nepārtraukti piesaistot un absorbējot vielu. Zinātnieki tā vecumu lēš uz 12,7 miljardiem gadu, t.i. tas sāka veidoties aptuveni vienu miljardu gadu pēc tam lielais sprādziens. Līdz šim galaktiku kodolos ir atklāti vairāk nekā 250 supermasīvi melnie caurumi (m melno caurumu = (10 6 – 10 9) M s).

Ar zvaigžņu evolūciju ir cieši saistīts jautājums par ķīmisko elementu izcelsmi. Ja ūdeņradis un hēlijs ir elementi, kas palikuši no izplešanās Visuma evolūcijas sākuma stadijām, tad smagāki ķīmiskie elementi varēja veidoties tikai zvaigžņu dziļumos kodoltermisko reakciju laikā. Zvaigžņu iekšienē kodoltermiskās reakcijas var radīt līdz pat 30 ķīmiskiem elementiem (ieskaitot dzelzi).

Manā veidā fiziskais stāvoklis zvaigznes var iedalīt parastajās un deģenerētās. Pirmās galvenokārt sastāv no zema blīvuma vielām, kuru dziļumos notiek kodolsintēzes reakcijas. Pie deģenerētām zvaigznēm pieder baltie punduri un neitronu zvaigznes; tās pārstāv zvaigžņu evolūcijas pēdējo posmu. Sapludināšanas reakcijas tajos ir beigušās, un līdzsvaru uztur deģenerētu fermionu kvantu mehāniskā iedarbība: elektroni baltajos punduros un neitroni neitronu zvaigznes. Baltie punduri, neitronu zvaigznes un melnie caurumi tiek saukti par "kompaktām paliekām".

Evolūcijas beigās, atkarībā no masas, zvaigzne vai nu eksplodē, vai klusāk izgāž vielu, kas jau ir bagātināta ar smagu ķīmiskie elementi. Šajā gadījumā tiek veidoti atlikušie elementi periodiskā tabula. Nākamo paaudžu zvaigznes veidojas no starpzvaigžņu vides, kas bagātināta ar smagiem elementiem. Piemēram, Saule ir otrās paaudzes zvaigzne, kas veidojas no matērijas, kas jau bijusi zvaigžņu zarnās un bagātināta ar smagiem elementiem. Tāpēc zvaigžņu vecumu var spriest pēc to ķīmiskā sastāva, kas noteikts ar spektrālo analīzi.

Dažādu masu zvaigžņu evolūcija

Astronomi nevar novērot vienas zvaigznes dzīvi no sākuma līdz beigām, jo ​​pat visīsākā mūža zvaigznes pastāv miljoniem gadu - ilgāks mūžs visas cilvēces. Zvaigžņu fizikālo īpašību un ķīmiskā sastāva izmaiņas laika gaitā, t.i. Astronomi pēta zvaigžņu evolūciju, salīdzinot daudzu zvaigžņu īpašības dažādos evolūcijas posmos.

Fiziskās shēmas, kas savieno novērotās zvaigžņu īpašības, atspoguļotas krāsu un spilgtuma diagrammā - Hertzprung - Rassell diagrammā, uz kuras zvaigznes veido atsevišķas grupas - secības: galvenā zvaigžņu secība, supergigantu secības, spilgti un vāji milži, subgianti, apakšrūķi un baltie punduri.

Lielāko daļu savas dzīves jebkura zvaigzne atrodas tā sauktajā krāsu un spilgtuma diagrammas galvenajā secībā. Visi pārējie zvaigznes evolūcijas posmi pirms kompaktas paliekas veidošanās aizņem ne vairāk kā 10% no šī laika. Tāpēc lielākā daļa mūsu galaktikā novēroto zvaigžņu ir pieticīgi sarkani punduri ar Saules masu vai mazāku. Galvenā secība satur apmēram 90% no visām novērotajām zvaigznēm.

Zvaigznes dzīves ilgumu un to, par ko tā pārvēršas dzīves beigās, pilnībā nosaka tās masa. Zvaigznes, kuru masa ir lielāka par Sauli, dzīvo daudz mazāk nekā Saule, un masīvāko zvaigžņu dzīves ilgums ir tikai miljoniem gadu. Lielākajai daļai zvaigžņu dzīves ilgums ir aptuveni 15 miljardi gadu. Pēc tam, kad zvaigzne ir iztērējusi savus enerģijas avotus, tā sāk atdzist un sarauties. Zvaigžņu evolūcijas galaprodukts ir kompakti, masīvi objekti, kuru blīvums ir daudzkārt lielāks nekā parastajām zvaigznēm.

Zvaigznes dažādi svari galu galā nonāk vienā no trim stāvokļiem: baltajiem punduriem, neitronu zvaigznēm vai melnajiem caurumiem. Ja zvaigznes masa ir maza, tad gravitācijas spēki ir salīdzinoši vāji un zvaigznes saspiešana (gravitācijas sabrukums) apstājas. Tas pāriet uz stabilu baltā pundura stāvokli. Ja masa pārsniedz kritisko vērtību, saspiešana turpinās. Pie ļoti liela blīvuma elektroni savienojas ar protoniem, veidojot neitronus. Drīz vien gandrīz visa zvaigzne sastāv tikai no neitroniem un tai ir tik milzīgs blīvums, ka milzīgā zvaigžņu masa tiek koncentrēta ļoti mazā lodītē ar vairāku kilometru rādiusu un kompresija apstājas – veidojas neitronu zvaigzne. Ja zvaigznes masa ir tik liela, ka pat neitronu zvaigznes veidošanās neapturēs gravitācijas sabrukumu, tad zvaigznes evolūcijas pēdējais posms būs melnais caurums.

Zvaigžņu evolūcija astronomijā ir izmaiņu secība, ko zvaigzne piedzīvo savas dzīves laikā, tas ir, simtiem tūkstošu, miljonu vai miljardu gadu laikā, kamēr tā izstaro gaismu un siltumu. Tik milzīgos laika periodos izmaiņas ir diezgan būtiskas.

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 cm 3 . Molekulārā mākoņa blīvums ir aptuveni miljons molekulu uz cm 3 . Šāda mākoņa masa 100 000–10 000 000 reižu pārsniedz Saules masu tā izmēra dēļ: no 50 līdz 300 gaismas gadiem.

Zvaigznes evolūcija sākas milzu molekulu mākonī, ko sauc arī par zvaigžņu šūpuli.

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 tuvumā esošās supernovas sprādziens, šoka vilnis kas 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 izraisīt zvaigžņu veidošanās procesu.

jebkura neviendabība spēkos, kas iedarbojas uz mākoņa masu, var izraisīt zvaigžņu veidošanās procesu.

Šī procesa laikā molekulārā mākoņa neviendabības saspiedīsies savas gravitācijas ietekmē un pakāpeniski iegūs bumbiņas formu. Saspiežot, gravitācijas enerģija 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.

Turpmākie zvaigznes evolūcijas posmi gandrīz pilnībā ir atkarīgi no tās masas, un tikai pašās zvaigznes evolūcijas beigās var būt nozīme tās ķīmiskajam sastāvam.

Zvaigznes dzīves pirmais posms ir līdzīgs Saulei – tajā dominē ūdeņraža cikla reakcijas.

Tas paliek šādā stāvoklī gandrīz visu mūžu, atrodoties Hertzprung-Russell diagrammas galvenajā secībā, līdz izbeidzas degvielas rezerves tā kodolā. Kad viss zvaigznes centrā esošais ūdeņradis tiek pārveidots par hēliju, veidojas hēlija kodols, un kodola perifērijā turpinās ūdeņraža kodoldegšana.

Mazie, vēsie sarkanie punduri lēnām sadedzina savas ūdeņraža rezerves un paliek galvenajā secībā desmitiem miljardu gadu, savukārt masīvie supergiganti atstāj galveno secību dažu desmitu miljonu (un daži tikai dažu miljonu) gadu laikā pēc veidošanās.

Pašlaik nav precīzi zināms, kas notiek ar gaišajām zvaigznēm pēc tam, kad ūdeņraža padeve to kodolos ir izsmelta. Tā kā Visuma vecums ir 13,8 miljardi gadu, kas nav pietiekami, lai ūdeņraža degvielas krājumi šādās zvaigznēs būtu izsmelti, mūsdienu teorijas ir balstīti uz šādās zvaigznēs notiekošo procesu datormodelēšanu.

Saskaņā ar teorētiskajām koncepcijām dažas gaismas zvaigznes, zaudējot savu vielu (zvaigžņu vēju), pakāpeniski iztvaiko, kļūstot arvien mazākas un mazākas. Citi, sarkanie punduri, miljardos gadu lēnām atdziest, vienlaikus turpinot izstarot vājas emisijas elektromagnētiskā spektra infrasarkanajā un mikroviļņu diapazonā.

Vidēja izmēra zvaigznes, piemēram, Saule, paliek galvenajā secībā vidēji 10 miljardus gadu.

Tiek uzskatīts, ka Saule joprojām atrodas uz tā, kā tā ir sava dzīves cikla vidū. Kad zvaigznei tās kodolā beidzas ūdeņradis, tā atstāj galveno secību.

Kad zvaigznei tās kodolā beidzas ūdeņradis, tā atstāj galveno secību.

Bez spiediena, kas radās kodoltermisko reakciju laikā un līdzsvaroja iekšējo gravitāciju, zvaigzne atkal sāk sarukt, kā tas bija agrāk veidošanās procesā.

Temperatūra un spiediens atkal paaugstinās, bet, atšķirībā no protozvaigznes stadijas, uz daudz augstāku līmeni.

Sabrukums turpinās, līdz aptuveni 100 miljonu K temperatūrā sākas kodoltermiskās reakcijas ar hēliju, kuru laikā hēlijs pārvēršas smagākos elementos (hēlijs par oglekli, ogleklis skābeklī, skābeklis silīcijā un visbeidzot – silīcijs par dzelzi).

Sabrukums turpinās, līdz aptuveni 100 miljonu K temperatūrā sākas kodoltermiskās reakcijas ar hēliju.

Vielas kodoltermiskā “sadedzināšana”, kas atsākta jaunā līmenī, izraisa milzīgu zvaigznes izplešanos. Zvaigzne "uzbriest", kļūstot ļoti "irdena", un tās izmērs palielinās aptuveni 100 reizes.

Zvaigzne kļūst par sarkano milzi, un hēlija degšanas fāze ilgst aptuveni vairākus miljonus gadu.

Tālākais ir atkarīgs arī no zvaigznes masas.

Pie zvaigznēm vidējais izmērs hēlija kodoltermiskās sadegšanas reakcija var izraisīt zvaigznes ārējo slāņu eksplozīvu atbrīvošanos, veidojot planētu miglājs. Zvaigznes kodols, kurā apstājas kodoltermiskās reakcijas, atdziest un pārvēršas par hēlija balto punduri, kura masa parasti ir līdz 0,5-0,6 Saules masām un diametrs ir aptuveni līdzīgs Zemes diametram.

Masīvām un supermasīvām zvaigznēm (kuru masa ir piecas Saules masas vai vairāk) procesi, kas notiek to kodolā, palielinoties gravitācijas kompresijai, izraisa sprādzienu. supernova ar milzīgas enerģijas atbrīvošanu. Sprādzienu pavada ievērojamas zvaigžņu vielas masas izmešana starpzvaigžņu telpā. Pēc tam šī viela piedalās jaunu zvaigžņu, planētu vai pavadoņu veidošanā. Pateicoties supernovām, Visums kopumā un jo īpaši katra galaktika ķīmiski attīstās. Zvaigznes kodols, kas paliek pēc sprādziena, var kļūt par neitronu zvaigzni (pulsāru), ja zvaigznes vēlīnās stadijas masa pārsniedz Čandrasekhara robežu (1,44 Saules masas), vai kā melnais caurums, ja zvaigznes masa pārsniedz Openheimera–Volkofa robežu. (aptuvenās vērtības 2,5-3 Saules masas).

Zvaigžņu evolūcijas process Visumā ir nepārtraukts un ciklisks – vecās zvaigznes izgaist un iedegas jaunas, lai tās aizstātu.

Saskaņā ar mūsdienu zinātniskās idejas, no zvaigžņu matērijas veidojās elementi, kas nepieciešami planētu rašanās un dzīvības rašanai uz Zemes. Lai gan nav vienota vispārpieņemta viedokļa par to, kā radās dzīve.