Evolusjon av stjerner med forskjellige masser. Hvordan stjerner dør

Hei kjære lesere! Jeg vil gjerne snakke om den vakre nattehimmelen. Hvorfor med natt? Du spør. Fordi stjernene er godt synlige på den, er disse vakre lysende små prikkene på den svart-blå bakgrunnen til himmelen vår. Men faktisk er de ikke små, men rett og slett enorme, og på grunn av den store avstanden virker de så små.

Har noen av dere sett for dere hvordan stjerner blir født, hvordan de lever livene sine, hvordan er det for dem generelt? Jeg foreslår at du leser denne artikkelen nå og forestiller deg utviklingen av stjerner underveis. Jeg har forberedt et par videoer for et visuelt eksempel 😉

Himmelen er oversådd med mange stjerner, blant dem er store skyer av støv og gasser spredt, hovedsakelig hydrogen. Stjerner er født nøyaktig i slike tåker, eller interstellare områder.

En stjerne lever så lenge (opptil titalls milliarder år) at astronomer ikke klarer å spore livet til selv en av dem fra begynnelse til slutt. Men de har muligheten til å observere forskjellige stadier av stjerneutvikling.

Forskere kombinerte dataene som ble oppnådd og var i stand til å spore livsstadiene til typiske stjerner: fødselsøyeblikket til en stjerne i en interstellar sky, dens ungdom, gjennomsnittsalder, alderdom og noen ganger veldig spektakulær død.

Fødselen av en stjerne.

Dannelsen av en stjerne begynner med komprimering av materie inne i en tåke. Gradvis avtar den resulterende komprimeringen i størrelse, og krymper under påvirkning av tyngdekraften. Under denne kompresjonen, eller kollapse, frigjøres energi som varmer opp støvet og gassen og får dem til å gløde.

Det er en såkalt protostjerne. Temperaturen og tettheten til materie i senteret, eller kjernen, er maksimal. Når temperaturen når ca. 10.000.000°C, begynner det å skje termiske prosesser i gassen. kjernefysiske reaksjoner.

Kjernene til hydrogenatomer begynner å kombineres og blir til kjernene til heliumatomer. Denne fusjonen frigjør en enorm mengde energi. Denne energien, gjennom konveksjonsprosessen, overføres til overflatelaget, og deretter, i form av lys og varme, sendes ut i rommet. Slik blir en protostjerne til en ekte stjerne.

Strålingen som kommer fra kjernen varmer opp det gassformige miljøet, skaper trykk som er rettet utover, og forhindrer dermed gravitasjonssammenbruddet til stjernen.

Resultatet er at den finner likevekt, det vil si at den har konstante dimensjoner, en konstant overflatetemperatur og en konstant mengde energi som frigjøres.

Astronomer kaller en stjerne på dette stadiet av utviklingen hovedsekvensstjerne, og indikerer dermed plassen den opptar på Hertzsprung-Russell-diagrammet. Dette diagrammet uttrykker forholdet mellom en stjernes temperatur og lysstyrke.

Protostjerner, som har en liten masse, varmes aldri opp til temperaturene som kreves for å starte en termonukleær reaksjon. Disse stjernene, som et resultat av kompresjon, blir til svake røde dverger , eller til og med dimmere brune dverger . Den første brune dvergstjernen ble oppdaget først i 1987.

Kjemper og dverger.

Solens diameter er omtrent 1 400 000 km, overflatetemperaturen er omtrent 6 000 °C, og den sender ut gulaktig lys. Det har vært en del av hovedsekvensen av stjerner i 5 milliarder år.

Hydrogen-"drivstoffet" på en slik stjerne vil være oppbrukt om omtrent 10 milliarder år, og hovedsakelig helium vil forbli i kjernen. Når det ikke lenger er noe igjen å "brenne", er ikke lenger intensiteten av stråling rettet fra kjernen tilstrekkelig til å balansere gravitasjonskollapsen til kjernen.

Men energien som frigjøres i dette tilfellet er nok til å varme opp det omkringliggende stoffet. I dette skallet begynner syntesen av hydrogenkjerner og mer energi frigjøres.

Stjernen begynner å lyse klarere, men nå med et rødlig lys, og samtidig utvider den seg også, og øker i størrelse titalls ganger. Nå en slik stjerne kalt en rød kjempe.

Den røde kjempens kjerne trekker seg sammen, og temperaturen stiger til 100 000 000 °C eller mer. Her skjer fusjonsreaksjonen til heliumkjerner, som gjør det til karbon. Takket være energien som frigjøres, lyser stjernen fortsatt i omtrent 100 millioner år.

Etter at heliumet tar slutt og reaksjonene dør ut, krymper hele stjernen gradvis, under påvirkning av tyngdekraften, til nesten størrelsen på . Energien som frigjøres i dette tilfellet er nok for stjernen (nå en hvit dverg) fortsatte å lyse sterkt en stund.

Graden av kompresjon av materie i en hvit dverg er veldig høy, og derfor har den en veldig høy tetthet - vekten av en spiseskje kan nå tusen tonn. Dette er hvordan stjerner på størrelse med solen vår utvikler seg.

Video som viser utviklingen av solen vår til en hvit dverg

En stjerne med fem ganger solens masse har en mye kortere livssyklus og utvikler seg noe annerledes. En slik stjerne er mye lysere, og overflatetemperaturen er 25 000 ° C eller mer oppholdsperioden i hovedsekvensen av stjerner er bare omtrent 100 millioner år.

Når en slik stjerne entrer scenen rød kjempe , temperaturen i kjernen overstiger 600 000 000 °C. Det gjennomgår fusjonsreaksjoner av karbonkjerner, som omdannes til tyngre grunnstoffer, inkludert jern.

Stjernen, under påvirkning av den frigjorte energien, utvider seg til størrelser som er hundrevis av ganger større enn dens opprinnelige størrelse. En stjerne på dette stadiet kalt en superkjempe .

Energiproduksjonsprosessen i kjernen stopper plutselig, og den krymper i løpet av sekunder. Med alt dette frigjøres en enorm mengde energi og en katastrofe sjokkbølge.

Denne energien passerer gjennom hele stjernen og kaster en betydelig del av den med kraften fra en eksplosjon inn i rom, forårsaker et fenomen kjent som supernovaeksplosjon .

For bedre å visualisere alt som er skrevet, la oss se på diagrammet over stjernenes evolusjonssyklus

I februar 1987 ble en lignende fakkel observert i en nabogalakse, den store magellanske skyen. Denne supernovaen lyste en kort stund sterkere enn en billion soler.

Kjernen til superkjempen komprimerer og danner et himmellegeme med en diameter på bare 10-20 km, og dens tetthet er så høy at en teskje av stoffet kan veie 100 millioner tonn!!! Et slikt himmellegeme består av nøytroner ogkalt en nøytronstjerne .

En nøytronstjerne som nettopp har dannet seg er annerledes høy hastighet rotasjon og veldig sterk magnetisme.

Dette skaper et kraftig elektromagnetisk felt som sender ut radiobølger og andre typer stråling. De spredte seg fra magnetiske poler stjerner i form av stråler.

Disse strålene, på grunn av stjernens rotasjon rundt sin akse, ser ut til å skanne det ytre rom. Når de skynder seg forbi radioteleskopene våre, oppfatter vi dem som korte blink, eller pulser. Det er derfor slike stjerner kalles pulsarer.

Pulsarer ble oppdaget takket være radiobølgene de sender ut. Det er nå blitt kjent at mange av dem sender ut lys og røntgenpulser.

Den første lette pulsaren ble oppdaget i krabbetåken. Dens pulser gjentas 30 ganger per sekund.

Pulsene til andre pulsarer gjentas mye oftere: PIR (pulserende radiokilde) 1937+21 blinker 642 ganger i sekundet. Det er til og med vanskelig å forestille seg dette!

Stjerner som har størst masse, titalls ganger solens masse, blusser også opp som supernovaer. Men på grunn av deres enorme masse, er kollapsen deres mye mer katastrofal.

Den destruktive kompresjonen stopper ikke selv på stadiet av dannelsen av en nøytronstjerne, og skaper et område der vanlig materie slutter å eksistere.

Det er bare én gravitasjon igjen, som er så sterk at ingenting, ikke engang lys, kan unnslippe dens innflytelse. Dette området kalles svart hull.Ja, evolusjon store stjerner skummelt og veldig farlig.

I denne videoen skal vi snakke om hvordan en supernova blir til en pulsar og til et svart hull.

Jeg vet ikke om dere, kjære lesere, men personlig elsker jeg og er interessert i verdensrommet og alt som er forbundet med det, det er så mystisk og vakkert, det er fantastisk! Utviklingen av stjerner har fortalt oss mye om fremtiden til vår og alt.

Å studere stjernenes utvikling er umulig ved å observere bare én stjerne - mange endringer i stjerner skjer for sakte til å bli lagt merke til selv etter mange århundrer. Derfor studerer forskere mange stjerner, som hver er på et visst stadium Livssyklus. I løpet av de siste tiårene har modellering av strukturen til stjerner ved hjelp av datateknologi blitt utbredt innen astrofysikk.

Encyklopedisk YouTube

1 / 5

✪ Stjerner og stjerneutvikling (fortalt av astrofysiker Sergei Popov)

✪ Stjerner og stjerneutvikling (fortalt av Sergey Popov og Ilgonis Vilks)

✪ Evolusjon av stjerner. Utvikling av en blå gigant på 3 minutter

✪ Surdin V.G. Stellar Evolution del 1

✪ S. A. Lamzin - "Stellar Evolution"

Undertekster

Termonukleær fusjon i det indre av stjerner

Unge stjerner

Prosessen med stjernedannelse kan beskrives på en enhetlig måte, men de påfølgende stadiene i en stjernes utvikling avhenger nesten helt av massen, og først helt på slutten av stjernens utvikling kan dens kjemiske sammensetning spille en rolle.

Unge stjerner med lav masse

Unge stjerner med lav masse (opptil tre solmasser) [ ], som nærmer seg hovedsekvensen, er fullstendig konvektiv - konveksjonsprosessen dekker hele stjernens kropp. Disse er i hovedsak protostjerner, i sentrene av hvilke kjernefysiske reaksjoner bare begynner, og all stråling skjer hovedsakelig på grunn av gravitasjonskompresjon. Inntil hydrostatisk likevekt er etablert, synker stjernens lysstyrke ved en konstant effektiv temperatur. På Hertzsprung-Russell-diagrammet danner slike stjerner et nesten vertikalt spor kalt Hayashi-sporet. Når kompresjonen avtar, nærmer den unge stjernen hovedsekvensen. Objekter av denne typen er assosiert med T Tauri-stjerner.

På dette tidspunktet, for stjerner med en masse større enn 0,8 solmasser, blir kjernen gjennomsiktig for stråling, og strålingsenergioverføring i kjernen blir dominerende, siden konveksjon i økende grad hemmes av den økende komprimeringen av stjernestoff. I de ytre lagene av stjernens kropp er det konvektiv energioverføring.

Det er ikke sikkert kjent hvilke egenskaper stjerner med lavere masse har i det øyeblikket de går inn i hovedsekvensen, siden tiden disse stjernene tilbrakt i den unge kategorien overstiger universets alder [ ] . Alle ideer om utviklingen av disse stjernene er kun basert på numeriske beregninger og matematisk modellering.

Når stjernen trekker seg sammen, begynner trykket til den degenererte elektrongassen å øke og når en viss radius av stjernen er nådd, stopper kompresjonen, noe som fører til en stopp i den ytterligere økningen i temperatur i stjernens kjerne forårsaket av kompresjonen, og deretter til dens nedgang. For stjerner mindre enn 0,0767 solmasser skjer ikke dette: energien som frigjøres under kjernefysiske reaksjoner er aldri nok til å balansere det indre trykket og gravitasjonskompresjonen. Slike «understjerner» avgir mer energi enn det som produseres under termonukleære reaksjoner, og klassifiseres som såkalte brune dverger. Deres skjebne er konstant kompresjon til trykket fra den degenererte gassen stopper den, og deretter gradvis avkjøling med opphør av alle termonukleære reaksjoner som har begynt.

Unge stjerner med middels masse

Unge stjerner med middels masse (fra 2 til 8 solmasser) [ ] utvikler seg kvalitativt på nøyaktig samme måte som sine mindre søstre og brødre, med unntak av at de ikke har konveksjonssoner opp til hovedsekvensen.

Gjenstander av denne typen er knyttet til den såkalte. Ae\Be Herbig stjerner med uregelmessige variabler av spektralklasse B-F0. De viser også ut disker og bipolare jetfly. Hastigheten for utstrømning av materie fra overflaten, lysstyrken og den effektive temperaturen er betydelig høyere enn for T Tauri, så de varmer effektivt opp og sprer restene av den protostellare skyen.

Unge stjerner med en masse større enn 8 solmasser

Stjerner med slike masser har allerede egenskapene til normale stjerner, siden de gikk gjennom alle mellomstadiene og var i stand til å oppnå en slik hastighet av kjernefysiske reaksjoner som kompenserte for energien som ble tapt til stråling mens masse akkumulerte for å oppnå hydrostatisk likevekt i kjernen. For disse stjernene er utstrømningen av masse og lysstyrke så stor at de ikke bare stopper gravitasjonskollapsen til de ytre områdene av molekylskyen som ennå ikke har blitt en del av stjernen, men tvert imot sprer dem bort. Dermed er massen til den resulterende stjernen merkbart mindre enn massen til den protostellare skyen. Mest sannsynlig forklarer dette fraværet i vår galakse av stjerner med en masse større enn rundt 300 solmasser.

Midtlivssyklusen til en stjerne

Stjerner kommer i en rekke farger og størrelser. Etter spektralklasse varierer de fra varmt blått til kaldt rødt, etter masse - fra 0,0767 til omtrent 300 Solmasser ifølge de siste estimatene. Lysstyrken og fargen til en stjerne avhenger av overflatetemperaturen, som igjen bestemmes av massen. Alle nye stjerner "tar sin plass" i hovedsekvensen i henhold til deres kjemisk oppbygning og masse. Naturligvis snakker vi ikke om den fysiske bevegelsen til stjernen - bare om dens posisjon på det angitte diagrammet, avhengig av stjernens parametere. Faktisk tilsvarer bevegelsen til en stjerne langs diagrammet bare en endring i stjernens parametere.

Den termonukleære "brenningen" av materie, gjenopptatt på et nytt nivå, forårsaker en monstrøs utvidelse av stjernen. Stjernen "svulmer", blir veldig "løs", og størrelsen øker omtrent 100 ganger. Så stjernen blir en rød kjempe, og heliumforbrenningsfasen varer rundt flere millioner år. Nesten alle røde kjemper er variable stjerner.

De siste stadiene av stjerneutviklingen

Gamle stjerner med lav masse

Foreløpig er det ikke sikkert hva som skjer med lysstjerner etter at tilførselen av hydrogen i kjernene deres er oppbrukt. Siden universets alder er 13,7 milliarder år, noe som ikke er nok til at hydrogenbrenseltilførselen i slike stjerner er oppbrukt, moderne teorier er basert på datamodellering av prosessene som skjer i slike stjerner.

Noen stjerner kan bare syntetisere helium i visse aktive soner, noe som forårsaker ustabilitet og sterk stjernevind. I dette tilfellet skjer ikke dannelsen av en planetarisk tåke, og stjernen fordamper bare og blir enda mindre enn en brun dverg [ ] .

En stjerne med en masse mindre enn 0,5 solar er ikke i stand til å konvertere helium selv etter at reaksjoner som involverer hydrogen stopper i kjernen - massen til en slik stjerne er for liten til å gi ny fase gravitasjonskompresjon i en grad som er tilstrekkelig til å "antenne" helium. Slike stjerner inkluderer røde dverger, som Proxima Centauri, hvis oppholdstid på hovedsekvensen varierer fra titalls milliarder til titalls billioner år. Etter opphør av termonukleære reaksjoner i kjernene deres, vil de, gradvis avkjøling, fortsette å avgi svakt i det infrarøde og mikrobølgeområdet til det elektromagnetiske spekteret.

Mellomstore stjerner

Ved å nå stjerne gjennomsnittsstørrelse(fra 0,4 til 3,4 solmasser) [ ] av den røde kjempefasen, renner hydrogen ut i kjernen, og reaksjoner av syntese av karbon fra helium begynner. Dette prosessen er i gang med mer høye temperaturer og derfor øker strømmen av energi fra kjernen, og som et resultat begynner de ytre lagene av stjernen å utvide seg. Begynnelsen av karbonsyntese markerer et nytt stadium i livet til en stjerne og fortsetter en stund. For en stjerne som er like i størrelse som Solen, kan denne prosessen ta omtrent en milliard år.

Endringer i mengden energi som sendes ut fører til at stjernen går gjennom perioder med ustabilitet, inkludert endringer i størrelse, overflatetemperatur og energifrigjøring. Energieffekten skifter mot lavfrekvent stråling. Alt dette er ledsaget av økende massetap på grunn av sterk stjernevind og intense pulsasjoner. Stjerner i denne fasen kalles "sen type stjerner" (også "pensjonerte stjerner"). OH -IR stjerner eller Mira-lignende stjerner, avhengig av deres eksakte egenskaper. Den utkastede gassen er relativt rik på tunge grunnstoffer produsert i stjernens indre, som oksygen og karbon. Gassen danner et ekspanderende skall og avkjøles når den beveger seg bort fra stjernen, noe som tillater dannelse av støvpartikler og molekyler. Med sterk infrarød stråling kildestjerner dannes i slike skjell ideelle forhold for å aktivere kosmiske masere.

Termonukleære forbrenningsreaksjoner av helium er svært følsomme for temperatur. Noen ganger fører dette til stor ustabilitet. Sterke pulsasjoner oppstår, som som et resultat gir tilstrekkelig akselerasjon til de ytre lagene til å bli kastet av og bli til en planetarisk tåke. I sentrum av en slik tåke forblir den nakne kjernen av stjernen, der termonukleære reaksjoner stopper, og etter hvert som den avkjøles, blir den til en heliumhvit dverg, vanligvis med en masse på opptil 0,5-0,6 solmasser og en diameter i størrelsesorden jordens diameter.

De aller fleste stjerner, inkludert Solen, fullfører sin utvikling ved å trekke seg sammen til trykket fra degenererte elektroner balanserer tyngdekraften. I denne tilstanden, når størrelsen på stjernen minker med hundre ganger, og tettheten blir en million ganger høyere enn tettheten til vann, kalles stjernen en hvit dverg. Den blir fratatt energikilder og blir gradvis en usynlig svart dverg.

I stjerner som er mer massive enn solen, kan ikke trykket fra degenererte elektroner stoppe ytterligere kompresjon av kjernen, og elektroner begynner å bli "presset" inn i atomkjerner, som gjør protoner til nøytroner, mellom hvilke det ikke er noen elektrostatiske frastøtningskrefter. Denne nøytroniseringen av materie fører til at størrelsen på stjernen, som nå faktisk er én enorm atomkjerne, måles i flere kilometer, og dens tetthet er 100 millioner ganger større enn tettheten til vann. Et slikt objekt kalles en nøytronstjerne; dens likevekt opprettholdes av trykket fra det degenererte nøytronmaterialet.

Supermassive stjerner

Etter at en stjerne med en masse større enn fem solmasser går inn i det røde superkjempestadiet, begynner kjernen å krympe under påvirkning av tyngdekraften. Når kompresjonen øker, øker temperaturen og tettheten, og en ny sekvens av termonukleære reaksjoner begynner. I slike reaksjoner syntetiseres stadig tyngre grunnstoffer: helium, karbon, oksygen, silisium og jern, som midlertidig begrenser sammenbruddet av kjernen.

Som et resultat, etter hvert som stadig tyngre elementer i det periodiske systemet dannes, syntetiseres jern-56 fra silisium. På dette stadiet blir ytterligere eksoterm termonukleær fusjon umulig, siden jern-56-kjernen har en maksimal massedefekt og dannelsen av tyngre kjerner med frigjøring av energi er umulig. Derfor, når jernkjernen til en stjerne når en viss størrelse, er trykket i den ikke lenger i stand til å motstå vekten av de overliggende lagene av stjernen, og umiddelbar kollaps av kjernen skjer med nøytronisering av stoffet.

Hva som skjer videre er ennå ikke helt klart, men i alle fall fører prosessene som foregår i løpet av sekunder til en supernovaeksplosjon med utrolig kraft.

Sterke nøytrinostråler og et roterende magnetfelt presser ut mye av stjernens akkumulerte materiale. [ ] - såkalte sitteelementer, herunder jern og lettere elementer. Spredningsstoffet blir bombardert av nøytroner som rømmer fra stjernekjernen, fanger dem og skaper derved et sett med grunnstoffer tyngre enn jern, inkludert radioaktive, opp til uran (og kanskje til og med californium). Dermed forklarer supernovaeksplosjoner tilstedeværelsen av grunnstoffer tyngre enn jern i interstellar materie, men dette er ikke den eneste mulige måten å danne dem på, noe som for eksempel demonstreres av teknetiumstjerner.

eksplosjonsbølge Og nøytrinostråler frakter materie bort fra døende stjerne [ ] inn i det interstellare rommet. Deretter, når det avkjøles og beveger seg gjennom verdensrommet, kan dette supernovamaterialet kollidere med annen kosmisk "berging" og muligens delta i dannelsen av nye stjerner, planeter eller satellitter.

Prosessene som skjer under dannelsen av en supernova blir fortsatt studert, og så langt er det ingen klarhet i dette spørsmålet. Også tvilsomt er hva som faktisk er igjen av den originale stjernen. Imidlertid vurderes to alternativer: nøytronstjerner og sorte hull.

Nøytronstjerner

Det er kjent at i noen supernovaer tvinger sterk gravitasjon i dypet av supergiganten elektroner til å bli absorbert av atomkjernen, hvor de smelter sammen med protoner og danner nøytroner. Denne prosessen kalles nøytronisering. De elektromagnetiske kreftene som skiller nærliggende kjerner forsvinner. Stjernens kjerne er nå en tett kule av atomkjerner og individuelle nøytroner.

Slike stjerner, kjent som nøytronstjerner, er ekstremt små – ikke mer enn på størrelse med en stor by – og har en ufattelig høy tetthet. Omløpsperioden deres blir ekstremt kort når størrelsen på stjernen avtar (på grunn av bevaring av vinkelmomentum). Noen nøytronstjerner roterer 600 ganger per sekund. For noen av dem kan vinkelen mellom strålingsvektoren og rotasjonsaksen være slik at Jorden faller inn i kjeglen som dannes av denne strålingen; i dette tilfellet er det mulig å oppdage en strålingspuls som gjentar seg med intervaller lik stjernens omløpsperiode. Slike nøytronstjerner ble kalt "pulsarer", og ble de første som ble oppdaget. nøytronstjerner.

Svarte hull

Ikke alle stjerner, etter å ha gått gjennom supernovaeksplosjonsfasen, blir nøytronstjerner. Hvis stjernen har en tilstrekkelig stor masse, vil kollapsen av en slik stjerne fortsette, og nøytronene selv vil begynne å falle innover til radiusen blir mindre enn Schwarzschild-radiusen. Etter dette blir stjernen et svart hull.

Eksistensen av sorte hull ble spådd av den generelle relativitetsteorien. I følge denne teorien,

Utviklingen av stjerner er en endring i fysiskhet. egenskaper, interne strukturer og kjemi sammensetning av stjerner over tid. De viktigste oppgavene til teorien til E.Z. - forklaring av dannelsen av stjerner, endringer i deres observerbare egenskaper, studie av den genetiske forbindelsen til forskjellige grupper av stjerner, analyse av deres endelige tilstander.

Siden i den delen av universet som er kjent for oss, er ca. 98-99 % av massen til det observerte stoffet er inneholdt i stjerner eller har passert stjernestadiet, forklaring av E.Z. yavl. et av de viktigste problemene innen astrofysikk.

En stjerne i stasjonær tilstand er en gasskule, som er i hydrostatisk tilstand. og termisk likevekt (dvs. virkningen av gravitasjonskrefter balanseres av indre trykk, og energitap på grunn av stråling kompenseres av energien som frigjøres i stjernens tarm, se). "Fødselen" til en stjerne er dannelsen av et hydrostatisk likevektsobjekt, hvis stråling støttes av sin egen. energikilder. En stjernes "død" er en irreversibel ubalanse som fører til ødeleggelse av stjernen eller dens katastrofe. kompresjon.

Isolasjon av gravitasjon energi kan bare spille en avgjørende rolle når temperaturen i stjernens indre er utilstrekkelig til at kjernekraft kan frigjøres for å kompensere for energitap, og stjernen som helhet eller deler av den må trekke seg sammen for å opprettholde likevekt. Frigjøring av termisk energi blir viktig først etter at atomenergireservene er oppbrukt. T.o., E.z. kan representeres som en konsekvent endring i energikildene til stjerner.

Karakteristisk tid E.z. for stor til at all evolusjon kan spores direkte. Derfor det viktigste E.Z. forskningsmetode yavl. konstruksjon av sekvenser av stjernemodeller som beskriver endringer i indre strukturer og kjemi sammensetning av stjerner over tid. Utvikling. sekvensene sammenlignes deretter med resultatene av observasjoner, for eksempel med (G.-R.d.), oppsummerer observasjonene stort nummer stjerner på forskjellige stadier av utviklingen. En spesielt viktig rolle spilles ved sammenligning med G.-R.d. for stjernehoper, siden alle stjernene i en klynge har det samme innledende kjemikaliet. sammensetning og dannet nesten samtidig. Ifølge G.-R.d. klynger av forskjellige aldre, var det mulig å fastslå retningen til E.Z. Evolusjon i detalj. sekvenser beregnes ved å numerisk løse et system av differensialligninger som beskriver fordelingen av masse, tetthet, temperatur og lysstyrke over en stjerne, som er lagt til lovene om energifrigjøring og opasitet for stjernemateriale og ligninger som beskriver endringer i kjemiske egenskaper. stjernesammensetning over tid.

Forløpet til en stjernes utvikling avhenger hovedsakelig av massen og den opprinnelige kjemien. komposisjon. Rotasjonen av stjernen og dens magnetfelt kan spille en viss, men ikke grunnleggende, rolle. feltet, men rollen til disse faktorene i E.Z. er ennå ikke undersøkt tilstrekkelig. Chem. Sammensetningen av en stjerne avhenger av tidspunktet da den ble dannet og av dens posisjon i galaksen på dannelsestidspunktet. Stjerner av den første generasjonen ble dannet av materie, hvis sammensetning ble bestemt av kosmologi. forhold. Tilsynelatende inneholdt den omtrent 70 masse% hydrogen, 30% helium og en ubetydelig blanding av deuterium og litium. Under utviklingen av førstegenerasjonsstjerner ble det dannet tunge grunnstoffer (etter helium), som ble kastet ut i det interstellare rommet som et resultat av utstrømning av materie fra stjerner eller under stjerneeksplosjoner. Stjerner fra påfølgende generasjoner ble dannet av materie som inneholdt opptil 3-4% (i masse) av tunge elementer.

Den mest direkte indikasjonen på at stjernedannelsen i galaksen fortsatt pågår er fenomenet. eksistensen av massiv lyse stjerner område. klasse O og B, hvis levetid ikke kan overstige ~ 10 7 år. Hastigheten på stjernedannelse i moderne tid. epoke er estimert til 5 per år.

2. Stjernedannelse, stadium av gravitasjonskompresjon

I følge det vanligste synspunktet dannes stjerner som et resultat av gravitasjonskrefter. kondensering av materie i det interstellare mediet. Den nødvendige oppdelingen av det interstellare mediet i to faser - tette kalde skyer og et foreldet medium med høyere temperatur - kan skje under påvirkning av Rayleigh-Taylors termiske ustabilitet i det interstellare magnetfeltet. felt. Gass-støvkomplekser med masse , karakteristisk størrelse (10-100) stk og partikkelkonsentrasjon n~10 2 cm -3 . er faktisk observert på grunn av deres emisjon av radiobølger. Komprimering (kollaps) av slike skyer krever visse forhold: tyngdekraften. skyens partikler må overstige summen av energien til den termiske bevegelsen til partiklene, rotasjonsenergien til skyen som helhet og magnetfeltet. skyenergi (Jeans-kriterium). Hvis bare energien til termisk bevegelse tas i betraktning, er Jeans-kriteriet skrevet i formen: align="absmiddle" width="205" height="20">, nøyaktig til en faktor av enhetsrekkefølgen, hvor er massen til skyen, T- gasstemperatur i K, n- antall partikler per 1 cm3. Med typisk moderne interstellare skyer temperatur K kan bare kollapse skyer med en masse ikke mindre enn . Jeans-kriteriet indikerer at for dannelsen av stjerner i det faktisk observerte massespekteret, må konsentrasjonen av partikler i kollapsende skyer nå (10 3 -10 6) cm -3, dvs. 10-1000 ganger høyere enn observert i typiske skyer. Imidlertid kan slike konsentrasjoner av partikler oppnås i dypet av skyer som allerede har begynt å kollapse. Det følger av dette at det skjer gjennom en sekvensiell prosess, utført i flere trinn. stadier, fragmentering av massive skyer. Dette bildet forklarer naturlig fødselen av stjerner i grupper - klynger. Samtidig er spørsmål knyttet til den termiske balansen i skyen, hastighetsfeltet i den og mekanismen som bestemmer massespekteret til fragmenter fortsatt uklare.

Kollapserte stjernemasseobjekter kalles protostjerner. Kollaps av en sfærisk symmetrisk ikke-roterende protostjerne uten et magnetfelt. felt inkluderer flere. etapper. I det første øyeblikket er skyen homogen og isoterm. Den er gjennomsiktig for sin egen. stråling, så kollapsen kommer med volumetriske energitap, kap. arr. på grunn av den termiske strålingen fra støvet, overfører kuttet sin kinetikk. energien til en gasspartikkel. I en homogen sky er det ingen trykkgradient og kompresjonen begynner i fritt fall med en karakteristisk tid, hvor G- , - skytetthet. Med begynnelsen av kompresjonen dukker det opp en rarfaksjonsbølge som beveger seg mot midten med lydens hastighet, og siden kollaps skjer raskere der tettheten er høyere, protostjernen er delt inn i en kompakt kjerne og et utvidet skall, som stoffet er fordelt i i henhold til loven. Når konsentrasjonen av partikler i kjernen når ~10 11 cm -3 blir den ugjennomsiktig for IR-strålingen fra støvkorn. Energien som frigjøres i kjernen siver sakte til overflaten på grunn av strålingsvarmeledning. Temperaturen begynner å øke nesten adiabatisk, dette fører til økt trykk, og kjernen blir hydrostatisk. balansere. Skallet fortsetter å falle ned på kjernen, og det vises i periferien. Kjerneparametrene på dette tidspunktet avhenger svakt av total masse protostjerner: K. Når massen til kjernen øker på grunn av akkresjon, endres temperaturen nesten adiabatisk til den når 2000 K, når dissosiasjonen av H 2 molekyler begynner. Som et resultat av energiforbruk for dissosiasjon, og ikke en økning i kinetikk. partikkelenergi, den adiabatiske indeksverdien blir mindre enn 4/3, trykkendringer klarer ikke å kompensere for gravitasjonskrefter og kjernen kollapser igjen (se). En ny kjerne med parametere dannes, omgitt av en sjokkfront, som restene av den første kjernen samler seg på. En lignende omorganisering av kjernen skjer med hydrogen.

Ytterligere vekst av kjernen på bekostning av skjellstoffet fortsetter til all stoffet faller ned på stjernen eller blir spredt under påvirkning av eller, hvis kjernen er tilstrekkelig massiv (se). Protostjerner med en karakteristisk tid for skallstoff t a >t kn, derfor bestemmes deres lysstyrke av energifrigjøringen av de kollapsende kjernene.

En stjerne, bestående av en kjerne og en konvolutt, blir observert som en IR-kilde på grunn av behandlingen av stråling i konvolutten (støvet fra konvolutten, som absorberer fotoner av UV-stråling fra kjernen, sender ut i IR-området). Når skallet blir optisk tynt, begynner protostjernen å bli observert som et vanlig objekt av stjernenatur. De mest massive stjernene beholder skjellene sine til termonukleær forbrenning av hydrogen begynner i sentrum av stjernen. Strålingstrykket begrenser massen av stjerner til sannsynligvis . Selv om det dannes mer massive stjerner, viser de seg å være pulserende ustabile og kan miste kraften. del av massen på stadiet med hydrogenforbrenning i kjernen. Varigheten av stadiet med kollaps og spredning av det protostellare skallet er av samme størrelsesorden som fritt falltiden for moderskyen, dvs. 10 5 -10 6 år. Opplyst av kjernen identifiseres klumper av mørk materie fra restene av skallet, akselerert av stjernevinden, med Herbig-Haro-objekter (stjerneklumper med et emisjonsspekter). Stjerner med lav masse, når de blir synlige, er i G.-R.D-regionen okkupert av T Tauri-stjerner (dverg), mer massive er i regionen der Herbig-emisjonsstjerner befinner seg (uregelmessige tidlige spektralklasser med emisjonslinjer i spektra. ).

Utvikling. spor av protostjernekjerner med konstant masse på det hydrostatiske stadiet. kompresjoner er vist i fig. 1. For stjerner med lav masse, i øyeblikket når hydrostatisk er etablert. likevekt er forholdene i kjernene slik at energi overføres til dem. Beregninger viser at overflatetemperaturen til en fullt konvektiv stjerne er nesten konstant. Radiusen til stjernen minker kontinuerlig, pga hun fortsetter å krympe. Med en konstant overflatetemperatur og en avtagende radius bør lysstyrken til stjernen også falle på G.-R.D. Dette utviklingsstadiet tilsvarer vertikale deler av spor.

Ettersom kompresjonen fortsetter, øker temperaturen i det indre av stjernen, materien blir mer gjennomsiktig, og stjerner med align="absmiddle" width="90" height="17"> har strålende kjerner, men skjellene forblir konvektive. Mindre massive stjerner forblir fullstendig konvektiv. Lysstyrken deres styres av et tynt strålende lag i fotosfæren. Jo mer massiv stjernen og jo høyere dens effektive temperatur, desto større er dens radiative kjerne (i stjerner med align="absmiddle" width="74" height="17"> vises den radiative kjernen umiddelbart). Til slutt går nesten hele stjernen (med unntak av overflatekonveksjonssonen for stjerner med masse) inn i en strålingslikevektstilstand, der all energien som frigjøres i kjernen overføres av stråling.

3. Evolusjon basert på kjernefysiske reaksjoner

Ved en temperatur i kjernene på ~ 10 6 K begynner de første kjernefysiske reaksjonene - deuterium, litium, bor brenner ut. Den primære mengden av disse elementene er så liten at deres utbrenthet praktisk talt ikke tåler kompresjon. Kompresjonen stopper når temperaturen i midten av stjernen når ~ 10 6 K og hydrogen antennes, fordi Energien som frigjøres ved termonukleær forbrenning av hydrogen er tilstrekkelig til å kompensere for strålingstap (se). Homogene stjerner, i hvis kjerner hydrogen brenner, dannes på G.-R.D. innledende hovedsekvens (IMS). Massive stjerner når NGP raskere enn stjerner med lav masse, fordi deres hastighet for energitapet per masseenhet, og derfor utviklingshastigheten, er høyere enn for stjerner med lav masse. Siden inn i NGP E.z. skjer på grunnlag av kjernefysisk forbrenning, hvis hovedstadier er oppsummert i tabell. Kjernefysisk forbrenning kan skje før dannelsen av jerngruppeelementer, som har den høyeste bindingsenergien blant alle kjerner. Utvikling. spor av stjerner på G.-R.D. er vist i fig. 2. Utviklingen av de sentrale verdiene for temperatur og tetthet av stjerner er vist i fig. 3. Ved K hoved. energikilde yavl. reaksjonen av hydrogensyklusen generelt T- reaksjoner av karbon-nitrogen (CNO) syklusen (se). Bivirkning CNO-syklusfenomen å etablere likevektskonsentrasjoner av nuklider 14 N, 12 C, 13 C - henholdsvis 95%, 4% og 1 vekt%. Overvekten av nitrogen i lagene der hydrogenforbrenning skjedde bekreftes av resultatene av observasjoner, der disse lagene vises på overflaten som et resultat av tap av ytre. lag. I stjerner i sentrum som CNO-syklusen er realisert ( align="absmiddle" width="74" height="17">), vises en konvektiv kjerne. Grunnen til dette er veldig sterk avhengighet energifrigjøring avhengig av temperatur: . Strømmen av strålingsenergi ~ T 4(se), derfor kan den ikke overføre all energien som frigjøres, og konveksjon må skje, noe som er mer effektivt enn strålingsoverføring. I de mest massive stjernene er mer enn 50 % av stjernemassen dekket av konveksjon. Betydningen av den konvektive kjernen for evolusjon bestemmes av det faktum at kjernebrensel er jevnt uttømt i et område som er mye større enn området for effektiv forbrenning, mens det i stjerner uten konvektiv kjerne først brenner ut bare i en liten nærhet av sentrum , hvor temperaturen er ganske høy. Utbrenthetstiden for hydrogen varierer fra ~ 10 10 år til år for . Tiden for alle påfølgende stadier av kjernefysisk forbrenning overstiger ikke 10 % av tiden for hydrogenforbrenning, og derfor dannes stjerner ved hydrogenforbrenningsstadiet på G.-R.D. tettbygd region - (GP). I stjerner med en temperatur i sentrum som aldri når verdiene som er nødvendige for forbrenning av hydrogen, krymper de i det uendelige og blir til "svarte" dverger. Utbrenthet av hydrogen fører til en økning i gj.sn. molekylær vekt stoffer i kjernen, og derfor for å opprettholde hydrostatisk. likevekt må trykket i sentrum øke, noe som medfører en økning i temperaturen i sentrum og temperaturgradienten over stjernen, og følgelig lysstyrken. En økning i lysstyrken skyldes også en reduksjon i opasiteten til stoffet med økende temperatur. Kjernen trekker seg sammen for å opprettholde forholdene for frigjøring av kjernekraft med reduksjon i hydrogeninnhold, og skallet utvides på grunn av behovet for å overføre den økte energistrømmen fra kjernen. På G.-R.d. stjernen beveger seg til høyre for NGP. En reduksjon i opasitet fører til død av konvektive kjerner i alle unntatt de mest massive stjernene. Utviklingshastigheten til massive stjerner er den høyeste, og de er de første som forlater MS. Levetiden på MS er for stjerner med ca. 10 millioner år, fra ca. 70 millioner år, og fra ca. 10 milliarder år.

Når hydrogeninnholdet i kjernen synker til 1 %, erstattes utvidelsen av skjellene til stjerner med align="absmiddle" width="66" height="17"> med en generell sammentrekning av stjernen som er nødvendig for å opprettholde energifrigjøring . Komprimering av skallet forårsaker oppvarming av hydrogen i laget ved siden av heliumkjernen til temperaturen for dets termonukleære forbrenning, og en lagkilde for energifrigjøring oppstår. I stjerner med masse , der den avhenger mindre av temperatur og området for energifrigjøring ikke er så sterkt konsentrert mot sentrum, er det ikke noe stadium med generell kompresjon.

E.z. etter at hydrogen brenner ut avhenger av deres masse. Den viktigste faktoren, som påvirker utviklingsforløpet til stjerner med masse , yavl. degenerering av elektrongass ved høye tettheter. På grunn av den høye tettheten er antallet kvantetilstander med lav energi begrenset på grunn av Pauli-prinsippet, og elektroner fyller kvantenivåer med høy energi, og overskrider betydelig energien til deres termiske bevegelse. Nøkkelfunksjon degenerert gass er at dens trykk s avhenger bare av tettheten: for ikke-relativistisk degenerasjon og for relativistisk degenerasjon. Gasstrykket til elektroner er mye større enn trykket til ioner. Dette følger det som er grunnleggende for E.Z. konklusjon: siden gravitasjonskraften som virker på en enhetsvolum av en relativistisk degenerert gass avhenger av tetthet på samme måte som trykkgradienten, må det være en begrensende masse (se), slik at ved align="absmiddle" width="66 " høyde ="15"> elektrontrykk kan ikke motvirke tyngdekraften og kompresjonen begynner. Begrens vekt align="absmiddle" width="139" height="17">. Grensen for området der elektrongassen er degenerert er vist i fig. 3. I lavmassestjerner spiller degenerasjon en merkbar rolle allerede i prosessen med dannelse av heliumkjerner.

Den andre faktoren som bestemmer E.z. på senere stadier er dette nøytrino energitap. I stjernedypet T~10 8 K hoved. en rolle i fødselen spilles av: fotonøytrino-prosess, henfall av plasmaoscillasjonskvanter (plasmoner) til nøytrino-antineutrino-par (), utslettelse av elektron-positron-par () og (se). Den viktigste egenskapen til nøytrinoer er at stjernens materie er nesten gjennomsiktig for dem, og nøytrinoer frakter fritt energi bort fra stjernen.

Heliumkjernen, der forholdene for heliumforbrenning ennå ikke har oppstått, komprimeres. Temperaturen i den lagdelte kilden ved siden av kjernen øker, og hydrogenforbrenningshastigheten øker. Behovet for å overføre en økt energistrøm fører til utvidelse av skallet, som en del av energien går til spille for. Siden lysstyrken til stjernen ikke endres, synker temperaturen på overflaten, og på G.-R.D. stjernen beveger seg til området okkupert av røde kjemper. Stjernens restruktureringstid er to størrelsesordener mindre enn tiden det tar for hydrogen å brenne ut i kjernen, så det er få stjerner mellom MS-stripen og regionen med røde superkjemper. . Når temperaturen på skallet synker, øker gjennomsiktigheten, som et resultat av at et eksternt utseende vises. konvektiv sone og lysstyrken til stjernen øker.

Fjerning av energi fra kjernen gjennom termisk ledningsevne av degenererte elektroner og nøytrinotap i stjerner forsinker øyeblikket for heliumforbrenning. Temperaturen begynner å øke merkbart først når kjernen blir nesten isotermisk. Forbrenning av 4 Han bestemmer E.Z. fra det øyeblikket energifrigjøringen overstiger energitapet gjennom termisk ledningsevne og nøytrinostråling. Den samme betingelsen gjelder for forbrenning av alle etterfølgende typer kjernebrensel.

Et bemerkelsesverdig trekk ved stjernekjerner laget av degenerert gass, avkjølt av nøytrinoer, er "konvergens" - konvergensen av spor, som karakteriserer forholdet mellom tetthet og temperatur Tc i midten av stjernen (fig. 3). Hastigheten for energifrigjøring under komprimering av kjernen bestemmes av tilsetningshastigheten av materie til den gjennom en lagkilde, og avhenger bare av massen til kjernen for en gitt type brensel. En balanse mellom inn- og utstrømning av energi må opprettholdes i kjernen, derfor etableres den samme fordeling av temperatur og tetthet i kjernene til stjerner. Når 4 Han antennes, avhenger massen av kjernen av innholdet av tunge grunnstoffer. I kjerner av degenerert gass har forbrenningen av 4 He karakter av en termisk eksplosjon, fordi energien som frigjøres under forbrenning går til å øke energien til den termiske bevegelsen til elektroner, men trykket forblir nesten uendret med økende temperatur inntil den termiske energien til elektronene er lik energien til den degenererte gassen av elektroner. Deretter fjernes degenerasjonen og kjernen utvider seg raskt - en heliumglimt oppstår. Heliumflammer er sannsynligvis ledsaget av tap av stjernestoff. I , hvor massive stjerner for lengst har utviklet seg og røde kjemper har masser, er stjerner på heliumbrenningsstadiet på den horisontale grenen av G.-R.D.

I heliumkjernene til stjerner med align="absmiddle" width="90" height="17"> er ikke gassen degenerert, 4 Han antennes stille, men kjernene utvider seg også på grunn av økende Tc. I de mest massive stjernene skjer forbrenningen av 4 He selv når de er aktive. blå superkjemper. Utvidelse av kjernen fører til en reduksjon T i området for hydrogenlagskilden, og lysstyrken til stjernen etter heliumutbruddet avtar. For å støtte termisk likevekt skallet trekker seg sammen, og stjernen forlater regionen til røde superkjemper. Når 4 He i kjernen er oppbrukt, begynner kompresjonen av kjernen og ekspansjonen av skallet igjen, stjernen blir igjen en rød superkjempe. Det dannes en lagdelt forbrenningskilde på 4 He, som dominerer energifrigjøringen. Ekstern vises igjen. konvektiv sone. Ettersom helium og hydrogen brenner ut, avtar tykkelsen på lagkildene. Et tynt lag med heliumforbrenning viser seg å være termisk ustabil, pga med en meget sterk følsomhet for energifrigjøring til temperatur (), er den termiske ledningsevnen til stoffet utilstrekkelig til å slukke termiske forstyrrelser i forbrenningslaget. Ved termiske utbrudd oppstår konveksjon i laget. Hvis det trenger inn i lag rike på hydrogen, så som et resultat av en langsom prosess ( s-prosess, se) elementer syntetiseres med atommasser fra 22 Ne til 209 B.

Strålingstrykk på støv og molekyler dannet i de kalde, utvidede skallene til røde superkjemper fører til kontinuerlig tap av stoff med en hastighet på opptil ett år. Kontinuerlig massetap kan suppleres med tap forårsaket av ustabilitet ved lagforbrenning eller pulsasjoner, som kan føre til frigjøring av en eller flere. skjell. Når stoffmengden over karbon-oksygenkjernen blir mindre enn en viss grense, blir skallet, for å opprettholde temperaturen i forbrenningslagene, tvunget til å komprimere inntil kompresjonen er i stand til å opprettholde forbrenningen; stjerne på G.-R.D. beveger seg nesten horisontalt til venstre. På dette stadiet kan ustabiliteten til forbrenningslagene også føre til ekspansjon av skallet og tap av stoff. Mens stjernen er varm nok, observeres den som en kjerne med en eller flere. skjell. Når lagkilder forskyver seg mot overflaten av stjernen så mye at temperaturen i dem blir lavere enn det som kreves for kjernefysisk forbrenning, avkjøles stjernen og blir til en hvit dverg med , som stråler på grunn av forbruket av termisk energi til den ioniske komponenten i saken sin. Den karakteristiske avkjølingstiden for hvite dverger er ~ 10 9 år. Den nedre grensen for massene av enkeltstjerner som blir til hvite dverger er uklar, den er anslått til 3-6. I c-stjerner degenererer elektrongassen på vekststadiet av karbon-oksygen (C,O-) kjernene til stjerner. Som i heliumkjernene til stjerner, på grunn av tap av nøytrino-energi, oppstår en "konvergens" av forhold i sentrum og i øyeblikket for forbrenning av karbon i C,O-kjernen. Forbrenningen av 12 C under slike forhold har mest sannsynlig karakter av en eksplosjon og fører til fullstendig ødeleggelse av stjernen. Fullstendig ødeleggelse kan ikke skje hvis . En slik tetthet er oppnåelig når kjerneveksthastigheten bestemmes av akkresjonen av satellittstoff i et nært binært system.

INTRODUKSJON

KAPITTEL 1. Evolusjon av stjerner

KAPITTEL 2.Termonukleær fusjon i stjerners indre og stjerners fødsel

KAPITTEL 3. Midtlivssyklusen til en stjerne

KAPITTEL 4. Senere år og stjerners død

KONKLUSJON

Litteratur

INTRODUKSJON

Moderne vitenskapelige kilder indikerer at universet består av 98% stjerner, som "i sin tur" er hovedelementet i galaksen. Informasjonskilder gir ulike definisjoner dette konseptet, her er noen av dem:

En stjerne er et himmellegeme der termonukleære reaksjoner har skjedd, har skjedd eller vil oppstå. Stjerner er massive lysende kuler av gass (plasma). Dannet fra et gass-støvmiljø (hydrogen og helium) som et resultat av gravitasjonskompresjon. Temperaturen på materie i det indre av stjerner måles i millioner av kelvin, og på overflaten deres - i tusenvis av kelvin. Energien til de aller fleste stjernene frigjøres som et resultat av termonukleære reaksjoner som omdanner hydrogen til helium, som skjer ved høye temperaturer i indre områder. Stjerner kalles ofte universets hovedlegemer, siden de inneholder hoveddelen av lysende stoffer i naturen.

Stjerner er enorme, sfæriske gjenstander laget av helium og hydrogen, samt andre gasser. Energien til en stjerne er inneholdt i kjernen, der helium interagerer med hydrogen hvert sekund.

Som alt organisk i universet vårt, oppstår, utvikler, forandrer og forsvinner stjerner - denne prosessen tar milliarder av år og kalles prosessen med "Star Evolution".

KAPITTEL 1. Evolusjon av stjerner

Evolusjon av stjerner- sekvensen av endringer som en stjerne gjennomgår i løpet av livet, det vil si over hundretusener, millioner eller milliarder av år mens den avgir lys og varme.

En stjerne begynner sitt liv som en kald, foreldet sky av interstellar gass (et forseldet gassformig medium som fyller hele rommet mellom stjernene), som komprimeres under påvirkning av sin egen tyngdekraft og gradvis tar form av en ball. Når komprimert, gravitasjonsenergi (den universelle grunnleggende interaksjonen mellom alle materielle kropper) blir til varme, og temperaturen på objektet øker. Når temperaturen i sentrum når 15-20 millioner K, starter termonukleære reaksjoner og kompresjonen stopper. Objektet blir en fullverdig stjerne. Den første fasen av en stjernes liv ligner på solenergien - den domineres av reaksjoner i hydrogensyklusen. Den forblir i denne tilstanden det meste av livet, og er på hovedsekvensen til Hertzsprung-Russell-diagrammet (fig. 1) (som viser forholdet mellom absolutt størrelse, lysstyrke, spektralklasse og overflatetemperatur til stjernen, 1910), til drivstoffreservene i kjernen. Når alt hydrogenet i sentrum av stjernen omdannes til helium, dannes det en heliumkjerne, og termonukleær forbrenning av hydrogen fortsetter i periferien. I løpet av denne perioden begynner strukturen til stjernen å endre seg. Lysstyrken øker, dens ytre lag utvider seg og overflatetemperaturen synker - stjernen blir en rød kjempe, som danner en gren på Hertzsprung-Russell-diagrammet. Stjernen bruker betydelig mindre tid på denne grenen enn på hovedsekvensen. Når den akkumulerte massen til heliumkjernen blir betydelig, tåler den ikke egen vekt og begynner å krympe; hvis stjernen er massiv nok, kan den økende temperaturen forårsake ytterligere termonukleær transformasjon av helium til tyngre grunnstoffer (helium til karbon, karbon til oksygen, oksygen til silisium og til slutt silisium til jern).

Ris. 1. Hertzsprung-Russell-diagram

Evolusjon av en klasse G-stjerne ved å bruke eksemplet med solen

KAPITTEL 2. Termonukleær fusjon i stjerners indre

I 1939 ble det fastslått at kilden til stjerneenergi var termonukleær fusjon som skjedde i stjernenes tarm. De fleste stjerner sender ut stråling fordi fire protoner i deres kjerne kombineres gjennom en rekke mellomtrinn til en enkelt alfapartikkel. Denne transformasjonen kan skje på to hovedmåter, kalt proton-proton, eller p-p, syklus, og karbon-nitrogen, eller CN, syklus. I lavmassestjerner leveres energifrigjøring hovedsakelig av den første syklusen, i tunge stjerner - av den andre. Tilgangen på kjernebrensel i en stjerne er begrenset og brukes hele tiden på stråling. Prosessen med termonukleær fusjon, som frigjør energi og endrer sammensetningen av stjernens materie, i kombinasjon med tyngdekraften, som har en tendens til å komprimere stjernen og også frigjør energi, samt stråling fra overflaten, som bærer bort den frigjorte energien, er de viktigste drivkreftene til stjerneutviklingen.

Stjernenes fødsel

Utviklingen av en stjerne begynner i en gigantisk molekylsky, også kalt en stjernevugge. Det meste av det "tomme" rommet i en galakse inneholder faktisk mellom 0,1 og 1 molekyl per cm³. Molekylskyen har en tetthet på rundt en million molekyler per cm³. Massen til en slik sky overstiger massen til solen med 100 000-10 000 000 ganger på grunn av størrelsen: fra 50 til 300 lysår i diameter.

Mens skyen roterer fritt rundt midten av hjemmegalaksen, skjer det ingenting. Men på grunn av heterogeniteten gravitasjonsfelt forstyrrelser kan oppstå i den, som fører til lokale konsentrasjoner av masse. Slike forstyrrelser forårsaker gravitasjonskollaps av skyen. Et av scenariene som fører til dette er kollisjonen av to skyer. En annen hendelse som forårsaker kollaps kan være passasjen av en sky gjennom en tett arm spiralgalakse. En kritisk faktor kan også være eksplosjonen av en nærliggende supernova, hvis sjokkbølge vil kollidere med molekylskyen i enorm hastighet. Det er også mulig at galakser kolliderer, noe som kan forårsake et utbrudd av stjernedannelse ettersom gasskyene i hver galakse komprimeres av kollisjonen. Generelt kan enhver inhomogenitet i kreftene som virker på massen til skyen sette i gang prosessen med stjernedannelse.

På grunn av inhomogenitetene som har oppstått, kan ikke trykket fra den molekylære gassen lenger forhindre ytterligere kompresjon, og gassen begynner å samle seg rundt sentrum av den fremtidige stjernen under påvirkning av gravitasjonskraften. Halvparten av den frigjorte gravitasjonsenergien går til oppvarming av skyen, og halvparten går til lysstråling. I skyer øker trykk og tetthet mot sentrum, og sammenbruddet av den sentrale delen skjer raskere enn periferien. Når den trekker seg sammen, reduseres den gjennomsnittlige frie banen til fotoner, og skyen blir mindre og mindre gjennomsiktig for sin egen stråling. Dette fører til mer hurtig vekst temperatur og en enda raskere trykkøkning. Som et resultat balanserer trykkgradienten tyngdekraft, dannes det en hydrostatisk kjerne som veier omtrent 1 % av massen til skyen. Dette øyeblikket er usynlig. Den videre utviklingen av protostjernen er akkresjonen av materie som fortsetter å falle på "overflaten" av kjernen, som på grunn av dette vokser i størrelse. Massen av fritt bevegelig stoff i skyen er oppbrukt og stjernen blir synlig i det optiske området. Dette øyeblikket regnes som slutten av den protostellare fasen og begynnelsen av den unge stjernefasen.

Levetiden til stjerner består av flere stadier som går gjennom som lysene i millioner og milliarder av år jevnt og trutt streber mot den uunngåelige finalen, og blir til lyse fakler eller dystre sorte hull.

Levetiden til en stjerne av enhver type er en utrolig lang og kompleks prosess, ledsaget av fenomener i kosmisk skala. Dens allsidighet er rett og slett umulig å fullt ut spore og studere, selv ved å bruke hele arsenalet moderne vitenskap. Men basert på den unike kunnskapen akkumulert og bearbeidet over hele perioden for eksistensen av jordisk astronomi, blir hele lag av den mest verdifulle informasjonen tilgjengelig for oss. Dette gjør det mulig å koble sekvensen av episoder fra armaturenes livssyklus til relativt sammenhengende teorier og modellere deres utvikling. Hva er disse stadiene?

Ikke gå glipp av den visuelle, interaktive appen ""!

Episode I. Protostjerner

Stjerners livsbane, som alle objekter i makrokosmos og mikrokosmos, begynner med fødselen. Denne hendelsen har sin opprinnelse i dannelsen av en utrolig stor sky, der de første molekylene vises, derfor kalles formasjonen molekylær. Noen ganger brukes et annet begrep som direkte avslører essensen av prosessen - stjernenes vugge.

Først når det i en slik sky, på grunn av uoverkommelige omstendigheter, skjer en ekstremt rask komprimering av dens bestanddeler som har masse, det vil si gravitasjonskollaps, begynner en fremtidig stjerne å dannes. Årsaken til dette er en bølge av gravitasjonsenergi, hvorav en del komprimerer gassmolekyler og varmer opp moderskyen. Deretter begynner gjennomsiktigheten av formasjonen gradvis å forsvinne, noe som bidrar til enda større oppvarming og en økning i trykket i midten. Den siste episoden i protostellarfasen er akkresjonen av materie som faller ned på kjernen, hvor den begynnende stjernen vokser og blir synlig etter at trykket fra det utsendte lyset bokstavelig talt feier bort alt støvet til utkanten.

Finn protostjerner i Oriontåken!

Dette enorme panoramaet av Oriontåken kommer fra bilder. Denne tåken er en av de største og nærmeste vuggene med stjerner til oss. Prøv å finne protostjerner i denne tåken, siden oppløsningen til dette panoramaet lar deg gjøre dette.

Episode II. Unge stjerner

Fomalhaut, bilde fra DSS-katalogen. Det er fortsatt en protoplanetarisk skive rundt denne stjernen.

Det neste stadiet eller syklusen i en stjernes liv er perioden av dens kosmiske barndom, som igjen er delt inn i tre stadier: unge små stjerner (<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.

Episode III. Storhetstiden til en stjernes liv

Solen fotografert i H alfa-linjen. Stjernen vår er i sin beste alder.

Midt i livet kan kosmiske armaturer ha et bredt utvalg av farger, masser og dimensjoner. Fargepaletten varierer fra blålige nyanser til røde, og massen deres kan være betydelig mindre enn solmassen eller mer enn tre hundre ganger større. Hovedsekvensen i livssyklusen til stjerner varer rundt ti milliarder år. Deretter går kjernen i den kosmiske kroppen tom for hydrogen. Dette øyeblikket anses å være overgangen til objektets liv til neste stadium. På grunn av utarming av hydrogenressurser i kjernen, stopper termonukleære reaksjoner. I løpet av perioden med fornyet kompresjon av stjernen begynner imidlertid kollapsen, noe som fører til forekomsten av termonukleære reaksjoner med deltagelse av helium. Denne prosessen stimulerer en rett og slett utrolig utvidelse av stjernen. Og nå regnes den som en rød gigant.

Episode IV. Slutten på stjerners eksistens og deres død

Gamle stjerner, som deres unge kolleger, er delt inn i flere typer: lavmasse, mellomstore, supermassive stjerner og. Når det gjelder gjenstander med lav masse, er det fortsatt umulig å si nøyaktig hvilke prosesser som skjer med dem i de siste stadiene av tilværelsen. Alle slike fenomener er hypotetisk beskrevet ved hjelp av datasimuleringer, og ikke basert på nøye observasjoner av dem. Etter den endelige utbrenningen av karbon og oksygen, øker stjernens atmosfæriske konvolutt og gasskomponenten mister raskt. På slutten av deres evolusjonsbane blir stjernene komprimert mange ganger, og deres tetthet øker tvert imot betydelig. En slik stjerne anses å være en hvit dverg. Dens livsfase blir deretter fulgt av en rød superkjempeperiode. Det siste i livssyklusen til en stjerne er dens transformasjon, som et resultat av veldig sterk kompresjon, til en nøytronstjerne. Imidlertid blir ikke alle slike kosmiske kropper slik. Noen, oftest de største i parametere (mer enn 20-30 solmasser), blir til sorte hull som følge av kollaps.

Interessante fakta om stjernenes livssyklus

En av de mest særegne og bemerkelsesverdige informasjonene fra stjernelivet i verdensrommet er at det store flertallet av armaturene i vårt er på stadiet med røde dverger. Slike objekter har mye mindre masse enn solens.

Det er også ganske interessant at den magnetiske tiltrekningen til nøytronstjerner er milliarder av ganger høyere enn den tilsvarende strålingen til jordstjernen.

Effekten av masse på en stjerne

Et annet like interessant faktum er varigheten av eksistensen til de største kjente typene stjerner. På grunn av det faktum at massen deres kan være hundrevis av ganger større enn solens, er deres energifrigjøring også mange ganger større, noen ganger til og med millioner av ganger. Følgelig er levetiden deres mye kortere. I noen tilfeller varer deres eksistens bare noen få millioner år, sammenlignet med milliarder av leveår til stjerner med lav masse.

Et interessant faktum er også kontrasten mellom sorte hull og hvite dverger. Det er bemerkelsesverdig at førstnevnte kommer fra de mest gigantiske stjernene når det gjelder masse, og sistnevnte, tvert imot, fra de minste.

Det er et stort antall unike fenomener i universet som vi kan snakke om i det uendelige, fordi rommet er ekstremt dårlig studert og utforsket. All menneskelig kunnskap om stjerner og deres livssykluser som moderne vitenskap besitter, er hovedsakelig hentet fra observasjoner og teoretiske beregninger. Slike lite studerte fenomener og objekter gir grunnlaget for konstant arbeid for tusenvis av forskere og vitenskapsmenn: astronomer, fysikere, matematikere og kjemikere. Takket være deres kontinuerlige arbeid blir denne kunnskapen stadig akkumulert, supplert og endret, og blir dermed mer nøyaktig, pålitelig og omfattende.