Kāds ir dažādu masu zvaigžņu evolūcijas process. Kā zvaigznes mirst

Katrs no mums vismaz reizi dzīvē ir skatījies uz zvaigžņotajām debesīm. Kāds skatījās uz šo skaistumu, piedzīvojot romantiskas sajūtas, cits mēģināja saprast, no kurienes nāk viss šis skaistums. Dzīve kosmosā, atšķirībā no dzīvības uz mūsu planētas, plūst ar atšķirīgu ātrumu. Laiks iekšā kosmosā dzīvo savās kategorijās, attālumi un izmēri Visumā ir kolosāli. Mēs reti domājam par to, ka galaktiku un zvaigžņu evolūcija pastāvīgi notiek mūsu acu priekšā. Katrs objekts bezgalīgā telpā ir noteiktas sekas fizikālie procesi. Galaktikām, zvaigznēm un pat planētām ir galvenās attīstības fāzes.

Mūsu planēta un mēs visi esam atkarīgi no mūsu zvaigznes. Cik ilgi Saule mūs priecēs ar savu siltumu, ieelpojot dzīvību Saules sistēmā? Kas mūs sagaida nākotnē pēc miljoniem un miljardiem gadu? Šajā sakarā ir interesanti uzzināt vairāk par astronomisko objektu evolūcijas posmiem, no kurienes nāk zvaigznes un kā beidzas šo brīnišķīgo gaismekļu dzīve naksnīgajās debesīs.

Zvaigžņu izcelsme, dzimšana un evolūcija

Mūsu galaktikā dzīvojošo zvaigžņu un planētu evolūcija piena ceļš un viss Visums, lielākoties labi izpētīts. Kosmosā fizikas likumi ir nesatricināmi un palīdz izprast kosmosa objektu izcelsmi. Šajā gadījumā ir pieņemts paļauties uz Lielā sprādziena teoriju, kas šobrīd ir dominējošā doktrīna par Visuma rašanās procesu. Notikums, kas satricināja Visumu un noveda pie Visuma veidošanās, pēc kosmiskajiem standartiem ir zibenīgs. Kosmosam mirkļi paiet no zvaigznes dzimšanas līdz tās nāvei. Milzīgi attālumi rada ilūziju par Visuma pastāvību. Tālumā uzliesmojoša zvaigzne mūs apspīd miljardiem gadu, un tajā laikā tās var vairs nepastāvēt.

Galaktikas un zvaigžņu evolūcijas teorija ir Lielā sprādziena teorijas attīstība. Mācība par zvaigžņu rašanos un rašanos zvaigžņu sistēmas atšķiras ar notiekošā mērogu un laika rāmi, ko, atšķirībā no Visuma kopumā, var novērot mūsdienīgi līdzekļi Zinātnes.

Pētot zvaigžņu dzīves ciklu, varat izmantot mums tuvākās zvaigznes piemēru. Saule ir viena no simtiem triljoniem zvaigžņu mūsu redzamības laukā. Turklāt attālums no Zemes līdz Saulei (150 miljoni km) sniedz unikālu iespēju izpētīt objektu, neizejot no tā. Saules sistēma. Iegūtā informācija ļaus detalizēti izprast, kā ir uzbūvētas citas zvaigznes, cik ātri šie milzu siltuma avoti tiek izsmelti, kādi ir zvaigžņu attīstības posmi un kāds būs šī gala noslēgums. spoža dzīve- kluss un blāvs vai dzirkstošs, sprādzienbīstams.

Pēc Lielā sprādziena sīkas daļiņas veidoja starpzvaigžņu mākoņus, kas kļuva par “dzemdību namu” triljoniem zvaigžņu. Raksturīgi, ka visas zvaigznes ir dzimušas vienlaikus saspiešanas un izplešanās rezultātā. Kosmiskās gāzes mākoņu saspiešana notika tās gravitācijas ietekmē un līdzīgi procesi jaunajās apkārtnē esošajās zvaigznēs. Izplešanās radās starpzvaigžņu gāzes iekšējā spiediena rezultātā un magnētisko lauku ietekmē gāzes mākoņa iekšpusē. Tajā pašā laikā mākonis brīvi griezās ap savu masas centru.

Gāzu mākoņi, kas izveidojušies pēc sprādziena, sastāv no 98% atomu un molekulu ūdeņraža un hēlija. Tikai 2% no šī masīva sastāv no putekļiem un cietām mikroskopiskām daļiņām. Iepriekš tika uzskatīts, ka jebkuras zvaigznes centrā atrodas dzelzs kodols, kas uzkarsēts līdz miljona grādu temperatūrai. Tieši šis aspekts izskaidroja zvaigznes milzīgo masu.

Pretstatā fiziskajiem spēkiem dominēja saspiešanas spēki, jo gaisma, kas rodas enerģijas izdalīšanās rezultātā, neiekļūst gāzes mākonī. Gaisma kopā ar daļu atbrīvotās enerģijas izplatās uz āru, veidojot zem nulles temperatūru un zonu blīvās gāzes uzkrāšanās iekšpusē. zems spiediens. Atrodoties šajā stāvoklī, kosmiskā gāze strauji saraujas, gravitācijas pievilkšanas spēku ietekme noved pie tā, ka daļiņas sāk veidot zvaigžņu vielu. Ja gāzes kolekcija ir blīva, intensīva saspiešana izraisa zvaigžņu kopas veidošanos. Ja gāzes mākoņa izmērs ir mazs, saspiešana noved pie vienas zvaigznes veidošanās.

Īss apraksts par notiekošo ir tāds, ka topošā zvaigzne iziet cauri diviem posmiem – ātrai un lēnai saspiešanai līdz protozvaigznes stāvoklim. Vienkāršā un saprotamā valodā ātra saspiešana ir zvaigžņu matērijas krišana uz protozvaigznes centru. Lēna saspiešana notiek uz izveidotā protozvaigznes centra fona. Nākamo simtu tūkstošu gadu laikā jaunā veidojuma izmērs samazinās, un tā blīvums palielinās miljoniem reižu. Pamazām protozvaigzne kļūst necaurredzama zvaigžņu vielas lielā blīvuma dēļ, un notiekošā saspiešana iedarbina iekšējo reakciju mehānismu. Iekšējā spiediena un temperatūras paaugstināšanās noved pie nākotnes zvaigznes veidošanās savs centrs smagums.

Protozvaigzne paliek šādā stāvoklī miljoniem gadu, lēnām izdalot siltumu un pakāpeniski sarūkot, samazinot izmēru. Rezultātā parādās jaunās zvaigznes kontūras, un tās matērijas blīvums kļūst salīdzināms ar ūdens blīvumu.

Vidēji mūsu zvaigznes blīvums ir 1,4 kg/cm3 – gandrīz tāds pats kā ūdens blīvums sāļajā Nāves jūrā. Centrā Saules blīvums ir 100 kg/cm3. Zvaigžņu viela nav šķidrā stāvoklī, bet pastāv plazmas formā.

Milzīga spiediena un aptuveni 100 miljonu K temperatūras ietekmē sākas ūdeņraža cikla kodoltermiskās reakcijas. Saspiešana apstājas, objekta masa palielinās, kad gravitācijas enerģija pārvēršas ūdeņraža kodoltermiskā sadegšanā. No šī brīža jaunā zvaigzne, izstarojot enerģiju, sāk zaudēt masu.

Iepriekš aprakstītā zvaigžņu veidošanās versija ir tikai primitīva diagramma, kas apraksta zvaigznes evolūcijas un dzimšanas sākuma stadiju. Mūsdienās šādi procesi mūsu galaktikā un visā Visumā ir praktiski neredzami zvaigžņu materiāla intensīvas izsīkšanas dēļ. Visā apzinātajā mūsu Galaktikas novērojumu vēsturē ir novērotas tikai atsevišķas jaunu zvaigžņu parādīšanās. Visuma mērogā šo skaitli var palielināt simtiem un tūkstošiem reižu.

Lielāko daļu savas dzīves protozvaigznes no cilvēka acs slēpj putekļains apvalks. Radiāciju no kodola var novērot tikai infrasarkanajā starā, kas ir vienīgais veids, kā redzēt zvaigznes dzimšanu. Piemēram, Oriona miglājā 1967. gadā astrofiziķi atklāja infrasarkanajā diapazonā jauna zvaigzne, kura radiācijas temperatūra bija 700 Kelvina grādu. Pēc tam izrādījās, ka protozvaigžņu dzimtene ir kompakti avoti, kas pastāv ne tikai mūsu galaktikā, bet arī citos attālos Visuma stūros. Papildus infrasarkanajam starojumam jauno zvaigžņu dzimšanas vietas iezīmē intensīvi radio signāli.

Zvaigžņu izpētes process un evolūcija

Visu zvaigžņu izzināšanas procesu var iedalīt vairākos posmos. Pašā sākumā jums vajadzētu noteikt attālumu līdz zvaigznei. Informācija par to, cik tālu zvaigzne atrodas no mums un cik ilgi no tās nāk gaisma, sniedz priekšstatu par to, kas ar zvaigzni noticis šajā laikā. Pēc tam, kad cilvēks iemācījās izmērīt attālumu līdz tālām zvaigznēm, kļuva skaidrs, ka zvaigznes ir tikai tādas pašas kā saules dažādi izmēri un ar dažādiem likteņiem. Zinot attālumu līdz zvaigznei, gaismas līmeni un izstarotās enerģijas daudzumu var izmantot, lai izsekotu zvaigznes kodoltermiskās saplūšanas procesam.

Pēc attāluma līdz zvaigznei noteikšanas varat izmantot spektrālo analīzi, lai aprēķinātu zvaigznes ķīmisko sastāvu un noskaidrotu tās struktūru un vecumu. Pateicoties spektrogrāfa parādīšanās, zinātniekiem ir iespēja izpētīt zvaigžņu gaismas būtību. Šī ierīce var noteikt un izmērīt zvaigžņu vielas gāzes sastāvu, uz kuras atrodas zvaigzne dažādi posmi par tās esamību.

Mācās spektrālā analīze Saules un citu zvaigžņu enerģiju, zinātnieki ir nonākuši pie secinājuma, ka zvaigžņu un planētu evolūcijai ir kopīgas saknes. Visiem kosmiskajiem ķermeņiem ir vienāds tips, līdzīgs ķīmiskais sastāvs un tie radušies no vienas un tās pašas matērijas, kas radās Lielā sprādziena rezultātā.

Zvaigžņu matērija sastāv no tā paša ķīmiskie elementi(līdz dzelzs) kā mūsu planēta. Vienīgā atšķirība ir noteiktu elementu daudzumā un procesos, kas notiek uz Saules un zemes debess iekšpusē. Tas atšķir zvaigznes no citiem Visuma objektiem. Zvaigžņu izcelsme jāapsver arī citas fiziskās disciplīnas kontekstā: kvantu mehānika. Saskaņā ar šo teoriju matērija, kas nosaka zvaigžņu vielu, sastāv no pastāvīgi sadalošiem atomiem un elementārdaļiņas veidojot savu mikrokosmosu. Šajā gaismā interesē zvaigžņu struktūra, sastāvs, struktūra un evolūcija. Kā izrādījās, mūsu zvaigznes un daudzu citu zvaigžņu masas lielāko daļu veido tikai divi elementi - ūdeņradis un hēlijs. Teorētiskais modelis, kas apraksta zvaigžņu uzbūvi, ļaus izprast to uzbūvi un galveno atšķirību no citiem kosmosa objektiem.

Galvenā iezīme ir tāda, ka daudziem objektiem Visumā ir noteikts izmērs un forma, savukārt zvaigzne attīstoties var mainīt izmēru. Karsta gāze ir atomu kombinācija, kas ir brīvi saistīti viens ar otru. Miljoniem gadu pēc zvaigznes veidošanās zvaigžņu vielas virsmas slānis sāk atdzist. Zvaigzne lielāko daļu savas enerģijas izdala kosmosā, samazinot vai palielinot izmēru. Siltuma un enerģijas pārnešana notiek no iekšējie reģioni zvaigznes uz virsmu, ietekmējot starojuma intensitāti. Citiem vārdiem sakot, tā pati zvaigzne dažādi periodi tā eksistence izskatās savādāk. Kodoltermiskie procesi, kuru pamatā ir ūdeņraža cikla reakcijas, veicina vieglo ūdeņraža atomu pārvēršanos smagākos elementos - hēlijā un oglekli. Pēc astrofiziķu un kodolzinātnieku domām, šāda kodoltermiskā reakcija ir visefektīvākā radītā siltuma daudzuma ziņā.

Kāpēc kodoltermiskā kodolsintēze nebeidzas ar šāda reaktora eksploziju? Visa būtība ir tajā spēkā gravitācijas lauks tas var saturēt zvaigžņu vielu stabilizētā tilpumā. No tā mēs varam izdarīt nepārprotamu secinājumu: jebkura zvaigzne ir masīvs ķermenis, kas saglabā savu izmēru, pateicoties līdzsvaram starp gravitācijas spēkiem un siltumenerģiju. kodolreakcijas. Šāda ideāla dabiskā modeļa rezultāts ir siltuma avots, kas spēj darboties ilgu laiku. Tiek pieņemts, ka pirmās dzīvības formas uz Zemes parādījās pirms 3 miljardiem gadu. Saule tajos tālajos laikos sildīja mūsu planētu tāpat kā tagad. Līdz ar to mūsu zvaigzne ir maz mainījusies, neskatoties uz to, ka izdalītā siltuma un saules enerģijas mērogs ir kolosāls - vairāk nekā 3-4 miljoni tonnu ik sekundi.

Nav grūti aprēķināt, cik daudz svara mūsu zvaigzne ir zaudējusi savas pastāvēšanas gados. Tas būs milzīgs skaitlis, taču tā milzīgās masas un lielā blīvuma dēļ šādi zaudējumi Visuma mērogā izskatās nenozīmīgi.

Zvaigžņu evolūcijas posmi

Zvaigznes liktenis ir atkarīgs no zvaigznes sākotnējās masas un tās ķīmiskā sastāva. Kamēr galvenās ūdeņraža rezerves ir koncentrētas kodolā, zvaigzne paliek tā sauktajā galvenajā secībā. Tiklīdz zvaigznei ir tendence palielināties, tas nozīmē, ka galvenais kodolsintēzes avots ir izžuvis. Ir sācies garais pēdējais pārvērtību ceļojums debess ķermenis.

Visumā izveidotie gaismekļi sākotnēji tiek iedalīti trīs visbiežāk sastopamajos veidos:

• parastās zvaigznes (dzelteni punduri);
• pundurzvaigznes;
• milzu zvaigznes.

Zemas masas zvaigznes (punduri) lēnām sadedzina savas ūdeņraža rezerves un dzīvo diezgan mierīgi.

Šādas zvaigznes Visumā ir lielākā daļa, un mūsu zvaigzne, dzeltenais punduris, ir viena no tām. Iestājoties vecumam, dzeltenais punduris kļūst par sarkano milzi vai supergigantu.

Balstoties uz zvaigžņu rašanās teoriju, zvaigžņu veidošanās process Visumā nav beidzies. Visvairāk spožas zvaigznes mūsu galaktikā ir ne tikai lielākie salīdzinājumā ar Sauli, bet arī jaunākie. Astrofiziķi un astronomi šādas zvaigznes sauc par zilajiem supergiantiem. Galu galā viņus piemeklēs tāds pats liktenis kā triljoniem citu zvaigžņu. Vispirms ir ātras dzemdības, spoža un dedzīga dzīve, pēc kuras nāk lēnas sairšanas periods. Saules izmēra zvaigznēm ir ilgs dzīves cikls, atrodoties galvenajā secībā (tās vidusdaļā).

Izmantojot datus par zvaigznes masu, mēs varam pieņemt tās evolūcijas attīstības ceļu. Skaidrs šīs teorijas piemērs ir mūsu zvaigznes evolūcija. Nekas nav mūžīgs. Kodolsintēzes rezultātā ūdeņradis pārvēršas hēlijā, tāpēc tā sākotnējās rezerves tiek patērētas un samazinātas. Kādreiz, ne visai drīz, šīs rezerves beigsies. Spriežot pēc tā, ka mūsu Saule turpina spīdēt vairāk nekā 5 miljardus gadu, nemainot izmēru, nobriedis vecums zvaigznes joprojām var pastāvēt aptuveni tikpat ilgi.

Ūdeņraža rezervju izsīkšana novedīs pie tā, ka gravitācijas ietekmē saules kodols sāks strauji sarukt. Kodola blīvums kļūs ļoti augsts, kā rezultātā kodoltermiskie procesi pārvietosies uz kodolam blakus esošajiem slāņiem. Šo stāvokli sauc par sabrukumu, ko var izraisīt kodoltermiskās reakcijas zvaigznes augšējos slāņos. Rezultātā augstspiediena tiek iedarbinātas kodoltermiskās reakcijas ar hēliju.

Ūdeņraža un hēlija rezerves šajā zvaigznes daļā pietiks miljoniem gadu. Nepaies ilgs laiks, kad ūdeņraža rezervju izsīkšana izraisīs starojuma intensitātes pieaugumu, čaulas un pašas zvaigznes izmēra palielināšanos. Tā rezultātā mūsu Saule kļūs ļoti liela. Ja jūs iedomājaties šo attēlu pēc desmitiem miljardu gadu, tad žilbinoši spilgta diska vietā debesīs karāsies karsti sarkans, milzīgu izmēru disks. Sarkanie milži ir dabiska zvaigznes evolūcijas fāze, tās pārejas stāvoklis mainīgo zvaigžņu kategorijā.

Šīs transformācijas rezultātā attālums no Zemes līdz Saulei samazināsies, tā ka Zeme nonāks Saules vainaga ietekmes zonā un sāks tajā “cepties”. Temperatūra uz planētas virsmas paaugstināsies desmitkārtīgi, kas novedīs pie atmosfēras izzušanas un ūdens iztvaikošanas. Rezultātā planēta pārvērtīsies par nedzīvu akmeņainu tuksnesi.

Zvaigžņu evolūcijas pēdējie posmi

Sasniegusi sarkano milzu fāzi, parasta zvaigzne gravitācijas procesu ietekmē kļūst par balto punduri. Ja zvaigznes masa ir aptuveni vienāda ar mūsu Saules masu, visi galvenie procesi tajā noritēs mierīgi, bez impulsiem un sprādzienbīstamām reakcijām. Baltais punduris mirs ilgu laiku, izdegot līdz zemei.

Gadījumos, kad zvaigznes masa sākotnēji bija 1,4 reizes lielāka par Sauli, baltais punduris nebūs pēdējais posms. Ar lielu masu zvaigznes iekšpusē sākas zvaigžņu vielas sablīvēšanās procesi atomu un molekulārā līmenī. Protoni pārvēršas neitronos, zvaigznes blīvums palielinās, un tās izmērs strauji samazinās.

Zinātnei zināmo neitronu zvaigžņu diametrs ir 10-15 km. Ar tik mazu izmēru neitronu zvaigznei ir milzīga masa. Viens zvaigžņu vielas kubikcentimetrs var svērt miljardus tonnu.

Gadījumā, ja mums sākotnēji bija darīšana ar lielas masas zvaigzni, pēdējais evolūcijas posms izpaužas citās formās. Masīvas zvaigznes liktenis ir melnais caurums - objekts ar neizpētītu dabu un neparedzamu uzvedību. Zvaigznes milzīgā masa veicina pieaugumu gravitācijas spēki, virzot kompresijas spēkus. Šo procesu nav iespējams apturēt. Matērijas blīvums palielinās, līdz tā kļūst bezgalīga, veidojot vienskaitļa telpu (Einšteina relativitātes teorija). Šādas zvaigznes rādiuss galu galā kļūs par nulli, kļūstot par melno caurumu kosmosā. Būtu ievērojami vairāk melno caurumu, ja masīvas un supermasīvas zvaigznes aizņemtu lielāko daļu telpas.

Jāpiebilst, ka sarkanajam milzim transformējoties par neitronu zvaigzni vai melno caurumu, Visums var piedzīvot unikālu parādību – jauna kosmiska objekta dzimšanu.

Supernovas dzimšana ir visievērojamākais zvaigžņu evolūcijas pēdējais posms. Šeit darbojas dabisks dabas likums: viena ķermeņa pastāvēšanas pārtraukšana rada jaunu dzīvību. Tāda cikla periods kā supernovas dzimšana galvenokārt attiecas uz masīvām zvaigznēm. Izsmeltās ūdeņraža rezerves noved pie hēlija un oglekļa iekļaušanas kodoltermiskās kodolsintēzes procesā. Šīs reakcijas rezultātā spiediens atkal palielinās, un zvaigznes centrā veidojas dzelzs kodols. Spēcīgu gravitācijas spēku ietekmē masas centrs pāriet uz zvaigznes centrālo daļu. Kodols kļūst tik smags, ka nespēj pretoties savai gravitācijai. Tā rezultātā sākas strauja kodola paplašināšanās, kas izraisa tūlītēju sprādzienu. Supernova ir sprādziens šoka vilnis zvērīgs spēks, spilgts uzplaiksnījums Visuma plašajos plašumos.

Jāpiebilst, ka mūsu Saule nav masīva zvaigzne, tāpēc līdzīgs liktenis tai nedraud, un mūsu planētai no šādām beigām nevajadzētu baidīties. Vairumā gadījumu supernovas sprādzieni notiek tālās galaktikās, tāpēc tie tiek reti atklāti.

Beidzot

Zvaigžņu evolūcija ir process, kas ilgst desmitiem miljardu gadu. Mūsu priekšstats par notiekošajiem procesiem ir tikai matemātisks un fiziskais modelis, teorija. Zemes laiks ir tikai mirklis milzīgajā laika ciklā, kurā dzīvo mūsu Visums. Mēs varam tikai novērot to, kas notika pirms miljardiem gadu, un iedomāties, ar ko var saskarties nākamās zemes iedzīvotāju paaudzes.

Ja jums ir kādi jautājumi, atstājiet tos komentāros zem raksta. Mēs vai mūsu apmeklētāji ar prieku atbildēsim uz tiem

Zvaigznes iekšējo dzīvi regulē divu spēku ietekme: gravitācijas spēks, kas iedarbojas pret zvaigzni un notur to, un spēks, kas izdalās kodolreakciju laikā. Gluži pretēji, tai ir tendence “nostumt” zvaigzni tālā kosmosā. Veidošanās stadijās zem tā atrodas blīva un saspiesta zvaigzne spēcīga ietekme smagums. Tā rezultātā notiek spēcīga karsēšana, temperatūra sasniedz 10-20 miljonus grādu. Ar to pietiek, lai sāktos kodolreakcijas, kuru rezultātā ūdeņradis pārvēršas hēlijā.

Tad ilgu laiku abi spēki līdzsvaro viens otru, zvaigzne atrodas stabilā stāvoklī. Kad kodoldegviela kodolā pakāpeniski beidzas, zvaigzne nonāk nestabilitātes fāzē, diviem spēkiem pretojas viens otram. Visvairāk zvaigznei pienāk kritisks brīdis dažādi faktori– temperatūra, blīvums, ķīmiskais sastāvs. Zvaigznes masa ir pirmajā vietā, no tā atkarīga šī debess ķermeņa nākotne – vai nu zvaigzne uzsprāgs kā supernova, vai pārvērtīsies par balto punduri, neitronu zvaigzni vai melno caurumu.

Kā beidzas ūdeņradis

Tikai paši lielākie debess ķermeņi (apmēram 80 reizes pārsniedz Jupitera masu) kļūst par zvaigznēm, mazākie (apmēram 17 reizes mazāki par Jupiteru) kļūst par planētām. Ir arī ķermeņi Vidējais svars, tie ir pārāk lieli, lai piederētu planētu klasei, un pārāk mazi un auksti, lai to dziļumos notiktu zvaigznēm raksturīgas kodolreakcijas.

Šiem tumšās krāsas debess ķermeņiem ir mazs spožums, un tos debesīs ir diezgan grūti atšķirt. Tos sauc par "brūnajiem punduriem".

Tātad zvaigzne veidojas no starpzvaigžņu gāzes mākoņiem. Kā jau minēts, zvaigzne diezgan ilgu laiku paliek līdzsvarotā stāvoklī. Tad nāk nestabilitātes periods. Tālākais liktenis zvaigznes ir atkarīgas no dažādi faktori. Apsveriet hipotētisku mazu zvaigzni, kuras masa ir no 0,1 līdz 4 Saules masām. Raksturīga iezīme zvaigznes ar mazu masu ir konvekcijas trūkums iekšējos slāņos, t.i. Vielas, kas veido zvaigzni, nesajaucas, kā tas notiek zvaigznēs ar lielu masu.

Tas nozīmē, ka tad, kad kodolā beidzas ūdeņradis, ārējos slāņos nav jaunu šī elementa rezervju. Ūdeņradis sadeg un pārvēršas hēlijā. Pamazām kodols uzsilst, virsmas slāņi destabilizē savu struktūru, un zvaigzne, kā redzams no H-R diagrammas, lēnām atstāj Galvenās secības fāzi. Jaunajā fāzē palielinās matērijas blīvums zvaigznes iekšienē, kodola sastāvs “deģenerējas”, un rezultātā parādās īpaša konsistence. Tas atšķiras no parastās vielas.

Vielas modifikācija

Kad viela mainās, spiediens ir atkarīgs tikai no gāzu blīvuma, nevis no temperatūras.

Hertzprung-Russell diagrammā zvaigzne virzās pa labi un tad uz augšu, tuvojoties sarkanā milža reģionam. Tā izmēri ievērojami palielinās, un tāpēc ārējo slāņu temperatūra pazeminās. Sarkanā milža diametrs var sasniegt simtiem miljonu kilometru. Kad mūsējais ieies šajā fāzē, tas “norīs” jeb Venēru un, ja nespēs notvert Zemi, uzsildīs to tiktāl, ka dzīvība uz mūsu planētas beigs eksistēt.

Zvaigznes evolūcijas laikā tās kodola temperatūra paaugstinās. Pirmkārt, notiek kodolreakcijas, pēc tam, sasniedzot optimālo temperatūru, hēlijs sāk kust. Kad tas notiek, pēkšņa iekšējās temperatūras paaugstināšanās izraisa uzliesmojumu, un zvaigzne ātri pārvietojas pa kreisi G-R diagrammas. Šī ir tā sauktā "hēlija zibspuldze". Šajā laikā kodols, kas satur hēliju, sadedzina kopā ar ūdeņradi, kas ir daļa no apvalka, kas ieskauj kodolu. H-R diagrammā šis posms tiek reģistrēts, virzoties pa labi pa horizontālu līniju.

Pēdējās evolūcijas fāzes

Kad hēlijs tiek pārveidots par oglekli, kodols tiek pārveidots. Tā temperatūra paaugstinās līdz (ja zvaigzne ir liela), līdz ogleklis sāk degt. Notiek jauns uzliesmojums. Jebkurā gadījumā zvaigznes evolūcijas pēdējās fāzēs tiek atzīmēts ievērojams tās masas zudums. Tas var notikt pakāpeniski vai pēkšņi, uzliesmojuma laikā, kad zvaigznes ārējie slāņi pārsprāgst kā liels burbulis. Pēdējā gadījumā veidojas planetārais miglājs - sfērisks apvalks, kas izplatās kosmosā ar ātrumu vairāki desmiti vai pat simti km/sek.

Zvaigznes galīgais liktenis ir atkarīgs no masas, kas paliek pēc visa, kas tajā notiek. Ja visu pārvērtību un uzliesmojumu laikā tā izmeta daudz vielas un tās masa nepārsniedz 1,44 Saules masas, zvaigzne pārvēršas par balto punduri. Šo skaitli sauc par "Chandra-sekhar robežu" par godu Pakistānas astrofiziķim Subrahmanjanam Čandrasekharam. Tā ir zvaigznes maksimālā masa, pie kuras var nenotikt katastrofāls gals elektronu spiediena dēļ kodolā.

Pēc ārējo slāņu eksplozijas zvaigznei paliek kodols, un tās virsmas temperatūra ir ļoti augsta – aptuveni 100 000 °K. Zvaigzne pārvietojas uz H-R diagrammas kreiso malu un iet uz leju. Tā spožums samazinās, samazinoties tā izmēram.

Zvaigzne lēnām sasniedz balto punduru zonu. Tās ir maza diametra zvaigznes (kā mūsējās), taču tām raksturīgs ļoti augsts blīvums, pusotru miljonu reižu lielāks par ūdens blīvumu. Viens kubikcentimetrs materiāla, kas veido balto punduri, uz Zemes svērtu apmēram vienu tonnu!

Baltais punduris attēlo zvaigžņu evolūcijas pēdējo posmu bez uzliesmojumiem. Viņa pamazām atdziest.

Zinātnieki uzskata, ka baltā pundura gals ir ļoti lēns, vismaz kopš Visuma pirmsākumiem šķiet, ka neviens baltais punduris nav cietis no “termiskās nāves”.

Ja zvaigzne ir liela un tās masa ir lielāka par Sauli, tā eksplodēs kā supernova. Uzliesmojuma laikā zvaigzne var pilnībā vai daļēji sabrukt. Pirmajā gadījumā tas, kas paliks aiz muguras, ir gāzes mākonis ar zvaigznes atliekām. Otrajā paliek vislielākā blīvuma debess ķermenis - neitronu zvaigzne vai melnais caurums.

> Zvaigznes dzīves cikls

Apraksts zvaigžņu dzīve un nāve: attīstības stadijas ar fotogrāfijām, molekulārie mākoņi, protozvaigzne, T Tauri, galvenā secība, sarkanais milzis, baltais punduris.

Viss šajā pasaulē attīstās. Jebkurš cikls sākas ar dzimšanu, augšanu un beidzas ar nāvi. Protams, zvaigznēm šie cikli ir īpašā veidā. Atcerēsimies vismaz, ka viņu laika diapazoni ir lielāki un mērāmi miljonos un miljardos gadu. Turklāt viņu nāve nes zināmas sekas. Kā tas izskatās zvaigžņu dzīves cikls?

Pirmais zvaigznes dzīves cikls: molekulārie mākoņi

Sāksim ar zvaigznes dzimšanu. Iedomājieties milzīgu aukstas molekulārās gāzes mākoni, kas var mierīgi pastāvēt Visumā bez jebkādām izmaiņām. Bet pēkšņi netālu no tās uzsprāgst supernova vai tā saduras ar citu mākoni. Šāda grūdiena dēļ tiek aktivizēts iznīcināšanas process. Tas ir sadalīts mazās daļās, no kurām katra ir ievilkta sevī. Kā jau jūs saprotat, visas šīs grupas gatavojas kļūt par zvaigznēm. Gravitācija uzsilda temperatūru, un saglabātais impulss uztur rotācijas procesu. Apakšējā diagramma skaidri parāda zvaigžņu ciklu (dzīve, attīstības stadijas, transformācijas iespējas un debess ķermeņa nāve ar fotoattēlu).

Otrais zvaigznes dzīves cikls: Protoszvaigzne

Materiāls kondensējas blīvāk, uzsilst un to atgrūž gravitācijas sabrukums. Šādu objektu sauc par protozvaigzni, ap kuru veidojas materiāla disks. Daļa tiek piesaistīta objektam, palielinot tā masu. Atlikušie gruveši sagrupēsies un izveidos planētu sistēmu. Zvaigznes tālākā attīstība ir atkarīga no masas.

Trešais zvaigznes dzīves cikls: T Vērsis

Kad materiāls ietriecas zvaigznē, tiek atbrīvots milzīgs enerģijas daudzums. Jaunā zvaigžņu skatuve tika nosaukta prototipa vārdā – T Tauri. Tā ir mainīga zvaigzne, kas atrodas 600 gaismas gadu attālumā (tuvumā).

Tas var sasniegt lielu spilgtumu, jo materiāls sadalās un atbrīvo enerģiju. Bet centrālajai daļai nav pietiekami daudz temperatūras, lai atbalstītu kodolsintēzi. Šī fāze ilgst 100 miljonus gadu.

Ceturtais zvaigznes dzīves cikls:Galvenā secība

Noteiktā brīdī debess ķermeņa temperatūra paaugstinās līdz vajadzīgajam līmenim, aktivizējot kodolsintēzi. Visas zvaigznes tam iziet cauri. Ūdeņradis pārvēršas hēlijā, izdalot milzīgu siltumu un enerģiju.

Enerģija izdalās kā gamma stari, bet zvaigznes lēnas kustības dēļ tā nokrīt ar tādu pašu viļņa garumu. Gaisma tiek izstumta un nonāk pretrunā ar gravitāciju. Var pieņemt, ka šeit tiek radīts ideāls līdzsvars.

Cik ilgi viņa būs galvenajā virknējumā? Jums jāsāk no zvaigznes masas. Sarkanie punduri (puse no saules masas) var sadegt savā kurināmā simtiem miljardu (triljonu) gadu. Vidējās zvaigznes (piemēram, ) dzīvo 10-15 miljardus. Bet lielākās ir miljardus vai miljonus gadu vecas. Skatiet diagrammā, kā izskatās dažādu klašu zvaigžņu evolūcija un nāve.

Piektais zvaigznes dzīves cikls: Sarkanais milzis

Kušanas procesā ūdeņradis beidzas un hēlijs uzkrājas. Kad ūdeņraža vairs nav, visas kodolreakcijas apstājas, un zvaigzne gravitācijas ietekmē sāk sarukt. Ūdeņraža apvalks ap serdi uzkarst un aizdegas, izraisot objektam 1000 līdz 10 000 reižu lielāku. Noteiktā brīdī mūsu Saule atkārtos šo likteni, pieaugot līdz Zemes orbītai.

Temperatūra un spiediens sasniedz maksimumu, un hēlijs saplūst ar oglekli. Šajā brīdī zvaigzne saraujas un pārstāj būt sarkans milzis. Ar lielāku masīvumu objekts sadedzinās citus smagos elementus.

Sestais zvaigznes dzīves cikls: Baltais punduris

Saules masas zvaigznei nav pietiekami daudz gravitācijas spiediena, lai sakausētu oglekli. Tāpēc nāve iestājas līdz ar hēlija beigām. Ārējie slāņi tiek izmesti un parādās balts punduris. Tas sākas karsti, bet pēc simtiem miljardu gadu tas atdziest.

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 var būt nozīme tās ķīmiskajam sastāvam.

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 T Tauri, 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 reģionu 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 “sadedzināšana”, kas atsākta jaunā līmenī, izraisa milzīgu zvaigznes 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 planētu 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 ietver sarkanos pundurus, 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 tās 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. Palielinoties kompresijai, palielinās temperatūra un blīvums, 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 liela pilsēta, un tiem 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,

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 simtiem tūkstošu kilometru diametru 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 vidējas masas zvaigznes savas dzīves beigās kļūst par sarkanajiem milžiem, kas atkarībā no masas kļūst par baltajiem punduriem, eksplodē un pilnībā izkliedējas 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 nekā tagad — 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. Kodoltermiskā saplūšana 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.