Stjerners livssyklus. Stjerners levetid

Hvis nok materie samler seg et sted i universet, komprimeres det til en tett klump, der en termonukleær reaksjon begynner. Slik lyser stjerner. De første blusset opp i mørket til det unge universet for 13,7 milliarder (13,7 * 10 9) år siden, og vår sol - bare for rundt 4,5 milliarder år siden. Levetiden til en stjerne og prosessene som skjer på slutten av denne perioden avhenger av stjernens masse.

Mens den termonukleære reaksjonen med å konvertere hydrogen til helium fortsetter i en stjerne, er den på hovedsekvensen. Tiden en stjerne bruker på hovedsekvensen avhenger av massen: de største og tyngste når raskt det røde kjempestadiet, og forlater deretter hovedsekvensen som følge av en supernovaeksplosjon eller dannelsen av en hvit dverg.

Kjempenes skjebne

De største og mest massive stjernene brenner raskt og eksploderer som supernovaer. Etter en supernovaeksplosjon gjenstår det en nøytronstjerne eller et sort hull, og rundt dem blir materie kastet ut av eksplosjonens kolossale energi, som deretter blir materiale for nye stjerner. Av våre nærmeste stjernenaboer venter en slik skjebne for eksempel Betelgeuse, men det er umulig å beregne når den vil eksplodere.

En tåke dannet som et resultat av utstøting av materie under en supernovaeksplosjon. I sentrum av tåken er en nøytronstjerne.

En nøytronstjerne er et skummelt fysisk fenomen. Kjernen til en eksploderende stjerne er komprimert, omtrent som gass i en motor. intern forbrenning, bare på en veldig stor og effektiv måte: en ball med en diameter på hundretusenvis av kilometer blir til en ball fra 10 til 20 kilometer i diameter. Kompresjonskraften er så sterk at elektroner faller ned på atomkjerner og danner nøytroner - derav navnet.

NASA Nøytronstjerne (kunstnerens syn)

Tettheten av materie under slik kompresjon øker med omtrent 15 størrelsesordener, og temperaturen stiger til utrolige 10 12 K i sentrum av nøytronstjernen og 1 000 000 K i periferien. Noe av denne energien sendes ut i form av fotonstråling, mens noe blir ført bort av nøytrinoer produsert i kjernen av en nøytronstjerne. Men selv på grunn av svært effektiv nøytrinokjøling, avkjøles en nøytronstjerne veldig sakte: det tar 10 16 eller til og med 10 22 år å tømme energien fullstendig. Det er vanskelig å si hva som vil forbli i stedet for den avkjølte nøytronstjernen, og umulig å observere: verden er for ung til det. Det er en antagelse om at det igjen vil dannes et sort hull i stedet for den avkjølte stjernen.

Sorte hull oppstår fra gravitasjonskollaps av veldig massive objekter, for eksempel supernovaeksplosjoner. Kanskje, etter billioner av år, vil avkjølte nøytronstjerner bli til sorte hull.

Skjebnen til mellomstore stjerner

Andre, mindre massive stjerner forblir i hovedsekvensen lenger enn de største, men når de forlater den dør de mye raskere enn nøytronslektningene deres. Mer enn 99 % av stjernene i universet vil aldri eksplodere og bli til verken sorte hull eller nøytronstjerner – kjernene deres er for små for slike kosmiske dramaer. I stedet stjernene gjennomsnittsvekt på slutten av livet blir de til røde kjemper, som, avhengig av massen, blir til hvite dverger, eksploderer, forsvinner fullstendig eller blir nøytronstjerner.

Hvite dverger utgjør nå fra 3 til 10 % av stjernebefolkningen i universet. Deres temperatur er veldig høy - mer enn 20 000 K, mer enn tre ganger temperaturen på soloverflaten - men fortsatt lavere enn temperaturen til nøytronstjerner, både på grunn av deres lavere temperatur og større område hvite dverger avkjøles raskere - om 10 14 - 10 15 år. Dette betyr at i løpet av de neste 10 billioner årene – når universet vil være tusen ganger eldre enn det er nå – vil en ny type objekter dukke opp i universet: en svart dverg, et produkt av avkjølingen av en hvit dverg.

Det er ingen svarte dverger i verdensrommet ennå. Selv de eldste avkjølende stjernene til dags dato har mistet maksimalt 0,2 % av energien; for en hvit dverg med en temperatur på 20 000 K betyr dette avkjøling til 19 960 K.

For de minste

Vitenskapen vet enda mindre om hva som skjer når de minste stjernene, som vår nærmeste nabo, den røde dvergen Proxima Centauri, avkjøles enn om supernovaer og svarte dverger. Termonukleær fusjon i kjernene deres fortsetter sakte, og de forblir på hovedsekvensen lenger enn andre - ifølge noen beregninger, opptil 10 12 år, og etter det vil de antagelig fortsette å leve som hvite dverger, det vil si at de vil skinne i ytterligere 10 14 - 10 15 år før transformasjon til en svart dverg.

Når man ser på den klare nattehimmelen borte fra byens lys, er det lett å legge merke til at universet er fullt av stjerner. Hvordan klarte naturen å skape et utall av disse gjenstandene? Faktisk, ifølge estimater, bare i Melkeveien rundt 100 milliarder stjerner. I tillegg blir stjerner fortsatt født i dag, 10-20 milliarder år etter dannelsen av universet. Hvordan dannes stjerner? Hvilke endringer gjennomgår en stjerne før den når en stabil tilstand som vår sol?

Fra et fysikksynspunkt er en stjerne en ball av gass

Fra et fysikksynspunkt er det en gasskule. Varmen og trykket som genereres av kjernefysiske reaksjoner – hovedsakelig fusjon av helium fra hydrogen – forhindrer stjernen i å kollapse under sin egen tyngdekraft. Livet til dette relativt enkle objektet følger et veldig spesifikt scenario. Først blir en stjerne født fra en diffus sky av interstellar gass, så er det en lang dommedag. Men til slutt, når alt kjernebrensel vil bli utmattet, vil den bli til en svakt lysende hvit dverg, nøytronstjerne eller sort hull.

Denne beskrivelsen kan gi inntrykk av at en detaljert analyse av dannelsen og tidlige stadier av stjerneutvikling ikke bør by på betydelige vanskeligheter. Men samspillet mellom gravitasjon og termisk trykk får stjerner til å oppføre seg på uforutsigbare måter.
Tenk for eksempel på utviklingen av lysstyrke, det vil si endringen i mengden energi som sendes ut av stjerneoverflaten per tidsenhet. Den unge stjernens indre temperatur er for lav til at hydrogenatomer kan smelte sammen, så lysstyrken bør være relativt lav. Det kan øke når de starter kjernefysiske reaksjoner, og først da kan det falle gradvis. Faktisk er den veldig unge stjernen ekstremt lyssterk. Lysstyrken avtar med alderen, og når et midlertidig minimum under hydrogenforbrenning.

I løpet av de tidlige stadiene av evolusjonen skjer forskjellige fysiske prosesser i stjerner.

I de tidlige stadiene av evolusjonen gjennomgår stjerner en rekke fysiske prosesser, hvorav noen fortsatt er dårlig forstått. Først i løpet av de siste to tiårene har astronomer begynt å bygge et detaljert bilde av stjernenes utvikling basert på fremskritt innen teori og observasjoner.
Stjerner er født fra store uobserverte stjerner. synlig lys skyer som ligger i skivene til spiralgalakser. Astronomer kaller disse objektene gigantiske molekylkomplekser. Begrepet "molekylær" gjenspeiler det faktum at gassen i kompleksene primært består av hydrogen i molekylær form. Slike skyer er de største formasjonene i galaksen, noen ganger når de mer enn 300 lysår. år i diameter.

Ved nærmere analyse av stjernens utvikling

En mer nøye analyse avslører at stjerner dannes fra individuelle kondensasjoner - kompakte soner - i en gigantisk molekylsky. Astronomer har studert egenskapene til kompakte soner ved hjelp av store radioteleskoper, de eneste instrumentene som er i stand til å oppdage svake millimoskyer. Fra observasjoner av denne strålingen følger det at en typisk kompakt sone har en diameter på flere lyse måneder, en tetthet på 30 000 hydrogenmolekyler per 1 cm^ og en temperatur på 10 Kelvin.
Basert på disse verdiene ble det konkludert med at gasstrykket i de kompakte sonene er slik at det kan motstå kompresjon under påvirkning av selvgravitasjonskrefter.

Derfor, for at en stjerne skal dannes, må den kompakte sonen komprimeres fra en ustabil tilstand, og slik at gravitasjonskreftene overstiger det indre gasstrykket.
Det er ennå ikke klart hvordan kompakte soner kondenserer fra den opprinnelige molekylskyen og får en så ustabil tilstand. Imidlertid, selv før oppdagelsen av kompakte soner, hadde astrofysikere muligheten til å simulere prosessen med stjernedannelse. Allerede på 1960-tallet brukte teoretikere datasimuleringer for å finne ut hvordan ustabile skyer kollapser.
Selv om et bredt spekter ble brukt til teoretiske beregninger Innledende forhold, de oppnådde resultatene falt sammen: i en sky som er for ustabil, komprimeres den indre delen først, det vil si at stoffet i sentrum først gjennomgår fritt fall, og de perifere områdene forblir stabile. Gradvis sprer kompresjonsområdet seg utover, og dekker hele skyen.

Dypt i dypet av det kontraherende området begynner utviklingen av stjerner

Dypt i dypet av den kontraherende regionen begynner stjernedannelsen. Stjernens diameter er bare ett lyssekund, det vil si en milliondel av diameteren til den kompakte sonen. For slike relativt små størrelser er det totale bildet av skykomprimering ikke signifikant, og hovedrollen her spilles av hastigheten til materie som faller ned på stjernen

Hastigheten som stoffet faller med kan variere, men det avhenger direkte av temperaturen i skyen. Jo høyere temperatur, jo høyere hastighet. Beregninger viser at en masse lik solens masse kan samle seg i sentrum av en sammenfallende kompakt sone over en periode på 100 tusen til 1 million år Et legeme dannet i sentrum av en kollapsende sky kalles en protostjerne. Ved hjelp av datasimuleringer har astronomer utviklet en modell som beskriver strukturen til protostjernen.
Det viste seg at den fallende gassen treffer overflaten av protostjernen med en svært høy hastighet. Derfor dannes det en kraftig sjokkfront (en skarp overgang til en veldig høyt blodtrykk). Innenfor sjokkfronten varmes gassen opp til nesten 1 million Kelvin, så under stråling på overflaten avkjøles den raskt til omtrent 10 000 K, og danner en protostjerne lag for lag.

Tilstedeværelsen av en sjokkfront forklarer den høye lysstyrken til unge stjerner

Tilstedeværelsen av en sjokkfront forklarer den høye lysstyrken til unge stjerner. Hvis massen til protozoen er lik en solcelle, kan lysstyrken overstige solenergien ti ganger. Men det er ikke forårsaket av termonukleære fusjonsreaksjoner, som i vanlige stjerner, men kinetisk energi stoff ervervet i gravitasjonsfeltet.
Protostjerner kan observeres, men ikke med konvensjonelle optiske teleskoper.
All interstellar gass, inkludert den som stjerner dannes fra, inneholder "støv" - en blanding av faste partikler av submikron størrelse. Strålingen fra sjokkfronten møtes på sin vei stort antall disse partiklene faller sammen med gassen på overflaten av protostjernen.
Kalde støvpartikler absorberer fotoner som sendes ut av sjokkfronten og sender dem ut på nytt ved lengre bølgelengder. Denne langbølgede strålingen absorberes i sin tur og sendes deretter ut på nytt av enda fjernere støv. Derfor, mens et foton tar seg gjennom skyer av støv og gass, havner dets bølgelengde i det infrarøde området av det elektromagnetiske spekteret. Men bare noen få lystimer unna protostjernen blir fotonets bølgelengde for lang til at støvet kan absorbere det, og det kan til slutt skynde seg uhindret til jordens infrarødfølsomme teleskoper.
Til tross for de omfattende egenskapene til moderne detektorer, kan ikke astronomer påstå at teleskoper faktisk registrerer strålingen fra protostjerner. Tilsynelatende er de dypt skjult i dypet av kompakte soner registrert i radiorekkevidden. Usikkerhet ved deteksjon kommer av det faktum at detektorer ikke kan skille en protostjerne fra eldre stjerner innebygd i gass og støv.
For pålitelig identifikasjon må et infrarødt eller radioteleskop oppdage Doppler-forskyvningen av de spektrale utslippslinjene til protostjernen. Doppler-skiftet ville avsløre den sanne bevegelsen til gassen som faller på overflaten.
Så snart, som et resultat av materiens fall, når massen til protostjernen flere tideler av solens masse, blir temperaturen i sentrum tilstrekkelig for utbruddet av termonukleære fusjonsreaksjoner. Imidlertid er termonukleære reaksjoner i protostjerner fundamentalt forskjellige fra reaksjoner i middelaldrende stjerner. Energikilden for slike stjerner er de termonukleære fusjonsreaksjonene av helium fra hydrogen.

Hydrogen er det mest tallrike kjemiske elementet i universet

Hydrogen er det mest tallrike kjemiske elementet i universet. Ved universets fødsel (Big Bang) ble dette elementet dannet i sin vanlige form med en kjerne bestående av ett proton. Men to av hver 100 000 kjerner er deuteriumkjerner, bestående av et proton og et nøytron. Denne isotopen av hydrogen er tilstede i moderne tid i den interstellare gassen som den kommer inn i stjernene fra.
Det er bemerkelsesverdig at denne lille urenheten spiller en dominerende rolle i protostjernenes liv. Temperaturen i deres dyp er utilstrekkelig for reaksjonene til vanlig hydrogen, som skjer ved 10 millioner Kelvin. Men som et resultat av gravitasjonskompresjon kan temperaturen i sentrum av en protostjerne lett nå 1 million Kelvin, når sammensmeltingen av deuteriumkjerner begynner, som også frigjør kolossal energi.

Opasiteten til protostellar materie er for stor

Opasiteten til protostellart materiale er for stor til at denne energien kan overføres ved strålingsoverføring. Derfor blir stjernen konvektivt ustabil: gassbobler oppvarmet av "atombrann" flyter til overflaten. Disse oppadgående strømmene balanseres av nedadgående strømmer av kald gass mot midten. Lignende konvektive bevegelser, men i mye mindre skala, finner sted i et rom med dampoppvarming. I en protostjerne transporterer konvektive virvler deuterium fra overflaten til dens indre. På denne måten når drivstoffet som trengs for termonukleære reaksjoner stjernens kjerne.
Til tross for den svært lave konsentrasjonen av deuteriumkjerner, har varmen som frigjøres under fusjonen deres en sterk effekt på protostjernen. Hovedkonsekvensen av deuteriumforbrenningsreaksjoner er "hevelsen" av protostjernen. På grunn av effektiv overføring av varme ved konveksjon som et resultat av "forbrenning" av deuterium, øker protostjernen i størrelse, noe som avhenger av massen. En protostjerne med én solmasse har en radius lik fem solmasser. Med en masse lik tre solar, blåses protostjernen opp til en radius lik 10 solar.
Massen til en typisk kompakt sone er større enn massen til stjernen den produserer. Derfor må det være en eller annen mekanisme som fjerner overflødig masse og stopper materiens fall. De fleste astronomer er overbevist om at en sterk stjernevind som slipper ut fra overflaten til protostjernen er ansvarlig. Stjernevinden blåser den fallende gassen i motsatt retning og sprer til slutt den kompakte sonen.

Stjernevind idé

"Ideen om stjernevind" følger ikke av teoretiske beregninger. Og de overraskede teoretikere ble utstyrt med bevis på dette fenomenet: observasjoner av strømmer av molekylær gass som beveger seg fra infrarøde strålingskilder. Disse strømmene er assosiert med protostellarvinden. Dens opprinnelse er et av de dypeste mysteriene til unge stjerner.
Når den kompakte sonen forsvinner, avsløres et objekt som kan observeres i det optiske området - en ung stjerne. Som en protostjerne har den en høy lysstyrke, som bestemmes mer av tyngdekraften enn av termonukleær fusjon. Trykk i det indre av en stjerne forhindrer katastrofal gravitasjonskollaps. Imidlertid utstråles varmen som er ansvarlig for dette trykket fra stjernens overflate, så stjernen skinner veldig sterkt og trekker seg sakte sammen.
Når den trekker seg sammen, stiger dens indre temperatur gradvis og når til slutt 10 millioner Kelvin. Deretter begynner fusjonsreaksjonene til hydrogenkjerner å danne helium. Varmen som genereres skaper trykk som hindrer kompresjon, og stjernen vil skinne i lang tid til kjernebrenselet i dypet tar slutt.
Vår sol, en typisk stjerne, tok omtrent 30 millioner år å trekke seg sammen fra protostellar til moderne størrelse. Takket være varmen som frigjøres under termonukleære reaksjoner, har den opprettholdt disse dimensjonene i omtrent 5 milliarder år.
Slik blir stjerner født. Men til tross for slike åpenbare suksesser for forskere, som tillot oss å lære en av universets mange hemmeligheter, mange flere kjente egenskaper unge stjerner er ennå ikke fullt ut forstått. Dette refererer til deres uregelmessige variasjon, kolossale stjernevind og uventede lyse fakler. Det er ingen sikre svar på disse spørsmålene ennå. Men disse uløste problemer bør betraktes som brudd i en kjede, hvis hovedledd allerede er loddet sammen. Og vi vil være i stand til å lukke denne kjeden og fullføre biografien om unge stjerner hvis vi finner nøkkelen skapt av naturen selv. Og denne nøkkelen flimrer på den klare himmelen over oss.

En stjerne er født video:

Stjernenes utvikling endres over tid. fysiske egenskaper, intern struktur Og kjemisk oppbygning stjerner Den moderne teorien om stjerneutvikling er i stand til å forklare det generelle forløpet av stjerneutvikling i tilfredsstillende samsvar med dataene fra astronomiske observasjoner. Forløpet til en stjernes utvikling avhenger av massen og den opprinnelige kjemiske sammensetningen. Stjernene til den første generasjonen ble dannet av materie, hvis sammensetning ble bestemt av kosmologiske forhold (omtrent 70% hydrogen, 30% helium, en ubetydelig blanding av deuterium og litium). Under utviklingen av førstegenerasjonsstjerner ble det dannet tunge grunnstoffer 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 3–4 % tunge grunnstoffer.

Fødselen av en stjerne er dannelsen av et objekt hvis stråling støttes av sine egne energikilder. Prosessen med stjernedannelse fortsetter kontinuerlig, og den fortsetter til i dag.

For å forklare strukturen til megaverdenen er det viktigste gravitasjonsinteraksjonen. I gass- og støvtåker, under påvirkning av gravitasjonskrefter, dannes ustabile inhomogeniteter, på grunn av hvilke diffust stoff brytes opp i en serie kondensasjoner. Hvis slike kondensasjoner vedvarer lenge nok, blir de over tid til stjerner. Det er viktig å merke seg at fødselsprosessen ikke er av en individuell stjerne, men av stjerneassosiasjoner. De resulterende gasslegemene tiltrekkes av hverandre, men kombineres ikke nødvendigvis til en enorm kropp. De begynner vanligvis å rotere i forhold til hverandre, og sentrifugalkreftene til denne bevegelsen motvirker tiltrekningskreftene som fører til ytterligere konsentrasjon.

Unge stjerner er de som fortsatt er i stadiet med innledende gravitasjonskompresjon. Temperaturen i sentrum av slike stjerner er ennå ikke tilstrekkelig til at termonukleære reaksjoner kan skje. Gløden fra stjerner oppstår bare på grunn av omdannelsen av gravitasjonsenergi til varme. Gravitasjonskompresjon er det første stadiet i utviklingen av stjerner. Det fører til oppvarming av stjernens sentrale sone til temperaturen der den termonukleære reaksjonen begynner (10 – 15 millioner K) – transformasjonen av hydrogen til helium.

Den enorme energien som sendes ut av stjerner genereres som et resultat av kjernefysiske prosesser som skjer inne i stjerner. Energien som genereres inne i en stjerne gjør at den kan sende ut lys og varme i millioner og milliarder av år. For første gang ble antakelsen om at kilden til stjerneenergi er termonukleære reaksjoner av syntesen av helium fra hydrogen fremmet i 1920 av den engelske astrofysikeren A.S. I det indre av stjerner er to typer termonukleære reaksjoner som involverer hydrogen mulig, kalt hydrogen (proton-proton) og karbon (karbon-nitrogen) sykluser. I det første tilfellet er det bare nødvendig med hydrogen for at reaksjonen skal skje. I det andre er tilstedeværelsen av karbon også nødvendig, som tjener som katalysator. Utgangsmaterialet er protoner, hvorfra heliumkjerner dannes som et resultat av kjernefysisk fusjon.

Siden transformasjonen av fire protoner til en heliumkjerne produserer to nøytrinoer, genereres 1,8∙10 38 nøytrinoer hvert sekund i solens dyp. Nøytrinoer samhandler svakt med materie og har stor penetrerende kraft. Etter å ha gått gjennom en enorm tykkelse av solmateriale, beholder nøytrinoer all informasjonen de mottok i termonukleære reaksjoner i solens dyp. Flukstettheten til solnøytrinoer som faller på jordens overflate er 6,6∙10 10 nøytrinoer per 1 cm 2 per 1 s. Å måle fluksen av nøytrinoer som faller på jorden gjør det mulig å bedømme prosessene som skjer inne i solen.

Energikilden for de fleste stjerner er således termonukleære hydrogenreaksjoner i stjernens sentrale sone. Som et resultat av en termonukleær reaksjon oppstår en utadgående strøm av energi i form av stråling over et bredt spekter av frekvenser (bølgelengder). Samspillet mellom stråling og materie resulterer i en jevn likevektstilstand: trykket fra utadrettet stråling balanseres av tyngdekraften. Ytterligere sammentrekning av stjernen stopper så lenge det produseres tilstrekkelig mengde energi i sentrum. Denne tilstanden er ganske stabil, og størrelsen på stjernen forblir konstant. Hydrogen er det viktigste komponent kosmisk materie og den viktigste typen kjernebrensel. Stjernens hydrogenreserver varer i milliarder av år. Dette forklarer hvorfor stjerner er så stabile lang tid. Inntil alt hydrogenet i den sentrale sonen brenner ut, endres egenskapene til stjernen lite.

Hydrogenutbrenthetsfeltet i stjernens sentrale sone danner en heliumkjerne. Hydrogenreaksjoner fortsetter å skje, men bare i et tynt lag nær overflaten av kjernen. Kjernereaksjoner beveger seg til stjernens periferi. Strukturen til stjernen på dette stadiet er beskrevet av modeller med en lagdelt energikilde. Den utbrente kjernen begynner å krympe, og det ytre skallet begynner å utvide seg. Skallet svulmer til kolossale størrelser, den ytre temperaturen blir lav. Stjernen går inn på den røde gigantiske scenen. Fra dette øyeblikket begynner stjernens liv å avta. Røde kjemper er forskjellige lave temperaturer og store størrelser (fra 10 til 1000 R c). Den gjennomsnittlige tettheten av stoffet i dem når ikke 0,001 g/cm 3 . Lysstyrken deres er hundrevis av ganger høyere enn solens lysstyrke, men temperaturen er mye lavere (omtrent 3000 - 4000 K).

Det antas at vår sol, når den går over til det røde kjempestadiet, kan øke så mye at den fyller banen til Merkur. Riktignok vil solen bli en rød gigant om 8 milliarder år.

Den røde kjempen er preget av lave ytre temperaturer, men svært høye indre temperaturer. Etter hvert som den øker, blir stadig tyngre kjerner inkludert i termonukleære reaksjoner. Ved en temperatur på 150 millioner K begynner heliumreaksjoner, som ikke bare er en energikilde, men under dem utføres syntesen av tyngre kjemiske elementer. Etter dannelsen av karbon i heliumkjernen til en stjerne, er følgende reaksjoner mulige:

Det skal bemerkes at syntesen av den neste tyngre kjernen krever høyere og høyere energier. Innen magnesium er dannet, er alt helium i stjernens kjerne oppbrukt, og for at ytterligere kjernereaksjoner skal bli mulig, må stjernen trekke seg sammen igjen og temperaturen øke. Dette er imidlertid ikke mulig for alle stjerner, bare for store hvis masse overstiger solens masse med mer enn 1,4 ganger (den såkalte Chandrasekhar-grensen). I stjerner med lavere masse slutter reaksjoner på stadiet av magnesiumdannelse. I stjerner hvis masse overstiger Chandrasekhar-grensen, på grunn av gravitasjonskompresjon, stiger temperaturen til 2 milliarder grader, reaksjonene fortsetter, og danner tyngre elementer - opp til jern. Grunnstoffer tyngre enn jern dannes når stjerner eksploderer.

Som et resultat av økende trykk, pulsasjoner og andre prosesser, mister den røde kjempen kontinuerlig materie, som kastes ut i det interstellare rommet i form av stjernevind. Når de indre termonukleære energikildene er fullstendig oppbrukt, videre skjebne av en stjerne avhenger av massen.

Med en masse mindre enn 1,4 solmasser går stjernen inn i en stasjonær tilstand med svært høy tetthet (hundrevis av tonn per 1 cm 3). Slike stjerner kalles hvite dverger. I prosessen med å forvandle en rød kjempe til en hvit dverg, kan en rase kaste de ytre lagene som et lett skall og avsløre kjernen. Gassskallet lyser sterkt under påvirkning av kraftig stråling fra stjernen. Slik dannes planetariske tåker. Ved høye tettheter av materie inne i en hvit dverg elektronskjell atomer blir ødelagt, og stjernestoffet er et elektron-kjerneplasma, og elektronkomponenten er en degenerert elektrongass. Hvite dverger er i en likevektstilstand på grunn av likheten av krefter mellom tyngdekraften (kompresjonsfaktor) og trykket av degenerert gass i stjernens tarm (ekspansjonsfaktor). Hvite dverger kan eksistere i milliarder av år.

De termiske reservene til stjernen tømmes gradvis, stjernen avkjøles sakte, noe som er ledsaget av utstøting av stjernens konvolutt inn i det interstellare rommet. Stjernen endrer gradvis farge fra hvit til gul, deretter til rød, og til slutt slutter den å sende ut, og blir til et lite livløst objekt, en død kald stjerne, hvis størrelse er mindre enn jordens størrelse, og massen er sammenlignbar til solens masse. Tettheten til en slik stjerne er milliarder av ganger større enn tettheten til vann. Slike stjerner kalles svarte dverger. Slik avslutter de fleste stjerner sin eksistens.

Når massen til stjernen er mer enn 1,4 solmasser, er stjernens stasjonære tilstand uten interne kilder energi blir umulig, fordi trykket inne i stjernen kan ikke balansere tyngdekraften. Gravitasjonskollaps begynner - komprimering av materie mot midten av stjernen under påvirkning av gravitasjonskrefter.

Hvis frastøtingen av partikler og andre årsaker stopper kollapsen, oppstår en kraftig eksplosjon - en supernovaeksplosjon med utstøting av en betydelig del av stoffet i det omkringliggende rommet og dannelsen av gasståker. Navnet ble foreslått av F. Zwicky i 1934. En supernovaeksplosjon er et av de mellomliggende stadiene i utviklingen av stjerner før deres transformasjon til hvite dverger, nøytronstjerner eller sorte hull. Under en eksplosjon frigjøres energi i mengden 10 43 ─ 10 44 J med en strålingseffekt på 10 34 W. I dette tilfellet øker lysstyrken til stjernen med titalls størrelser på noen få dager. Lysstyrken til en supernova kan overstige lysstyrken til hele galaksen der den eksploderte.

Gasståken som ble dannet under en supernovaeksplosjon består delvis av elementer som ble kastet ut av eksplosjonen. øvre lag stjerner, og delvis fra interstellar materie, komprimert og oppvarmet av spredningsproduktene fra eksplosjonen. Den mest kjente gass-tåken er Krabbetåken i stjernebildet Tyren - en rest av supernovaen fra 1054. Unge supernova-rester ekspanderer med hastigheter på 10-20 tusen km/s. Kollisjonen av det ekspanderende skallet med stasjonær interstellar gass genererer en sjokkbølge der gassen varmes opp til millioner av Kelvin og blir en kilde for røntgenstråling. Utbredelsen av en sjokkbølge i en gass fører til utseendet av hurtigladede partikler (kosmiske stråler), som, som beveger seg i et komprimert interstellart magnetfelt forsterket av den samme bølgen, sender ut stråling i radiorekkevidden.

Astronomer registrerte supernovaeksplosjoner i 1054, 1572, 1604. I 1885 ble en supernova observert i Andromedatåken. Dens glans oversteg glansen til hele galaksen og viste seg å være 4 milliarder ganger mer intens enn glansen til solen.

I 1980 hadde mer enn 500 supernovaeksplosjoner blitt oppdaget, men ikke en eneste var blitt observert i vår galakse. Astrofysikere har beregnet at i vår galakse eksploderer supernovaer med en periode på 10 millioner år i umiddelbar nærhet av solen. I gjennomsnitt skjer en supernovaeksplosjon i Metagalaxy hvert 30. år.

Doser kosmisk stråling på jorden kan overstige normalt nivå 7000 ganger. Dette vil føre til alvorlige mutasjoner i levende organismer på planeten vår. Noen forskere forklarer den plutselige døden til dinosaurer på denne måten.

En del av massen til en eksploderende supernova kan forbli i form av en supertett kropp - en nøytronstjerne eller et svart hull. Massen til nøytronstjerner er (1,4 – 3) M s, diameteren er omtrent 10 km. Tettheten til en nøytronstjerne er veldig høy, høyere enn tettheten til atomkjerner ─ 10 15 g/cm 3 . Med økende kompresjon og trykk blir reaksjonen av absorpsjon av elektroner av protoner mulig Som et resultat vil alt stoffet i stjernen bestå av nøytroner. Nøytronisering av en stjerne er ledsaget av et kraftig utbrudd av nøytrinostråling. Under supernovaeksplosjonen SN1987A var varigheten av nøytrinoeksplosjonen 10 s, og energien som ble båret bort av alle nøytrinoer nådde 3∙10 46 J. Temperaturen til nøytronstjernen når 1 milliard K. Nøytronstjerner avkjøles veldig raskt, deres lysstyrke svekkes. Men de sender intenst ut radiobølger i en smal kjegle i retning av den magnetiske aksen. Stjerner hvis magnetiske akse ikke sammenfaller med rotasjonsaksen er preget av radioemisjon i form av repeterende pulser. Det er derfor nøytronstjerner kalles pulsarer. De første pulsarene ble oppdaget i 1967. Frekvensen av strålingspulseringer, bestemt av pulsarens rotasjonshastighet, er fra 2 til 200 Hz, noe som indikerer deres lille størrelse. For eksempel har pulsaren i krabbetåken en pulsemisjonsperiode på 0,03 s. Hundrevis av nøytronstjerner er for tiden kjent. En nøytronstjerne kan dukke opp som et resultat av den såkalte "stille kollapsen". Hvis en hvit dverg kommer inn i et binært system av nærliggende stjerner, oppstår fenomenet akkresjon når materie fra nabostjernen strømmer inn på den hvite dvergen. Massen til den hvite dvergen vokser og overskrider på et visst tidspunkt Chandrasekhar-grensen. En hvit dverg blir til en nøytronstjerne.

Hvis den endelige massen til den hvite dvergen overstiger 3 solmasser, er den degenererte nøytrontilstanden ustabil og gravitasjonssammentrekningen fortsetter inntil dannelsen av et objekt kalt et sort hull. Begrepet "svart hull" ble introdusert av J. Wheeler i 1968. Imidlertid oppsto ideen om slike gjenstander flere århundrer tidligere, etter oppdagelsen av loven av I. Newton i 1687 universell gravitasjon. I 1783 foreslo J. Mitchell at mørke stjerner skulle eksistere i naturen, hvis gravitasjonsfelt er så sterkt at lys ikke kan unnslippe dem. I 1798 ble den samme ideen uttrykt av P. Laplace. I 1916 kom fysiker Schwarzschild, som løste Einsteins ligninger, til konklusjonen om muligheten for eksistensen av objekter med uvanlige egenskaper, senere kalt sorte hull. Et sort hull er et område i rommet der gravitasjonsfeltet er så sterkt at den andre kosmiske hastigheten for legemer som befinner seg i denne regionen må overstige lysets hastighet, dvs. Ingenting kan fly ut av et sort hull – verken partikler eller stråling. I samsvar med den generelle relativitetsteorien bestemmes den karakteristiske størrelsen til et sort hull av gravitasjonsradiusen: R g =2GM/c 2, hvor M er massen til objektet, c er lysets hastighet i vakuum, G er gravitasjonskonstanten. Jordens gravitasjonsradius er 9 mm, solen er 3 km. Grensen for området som lyset ikke slipper ut, kalles hendelseshorisonten til et sort hull. Roterende sorte hull har en hendelseshorisontradius som er mindre enn gravitasjonsradiusen. Av spesiell interesse er muligheten for at et svart hull fanger kropper som kommer fra det uendelige.

Teorien tillater eksistensen av sorte hull med en masse på 3–50 solmasser, dannet i de sene stadiene av utviklingen av massive stjerner med en masse på mer enn 3 solmasser, supermassive sorte hull i kjernene til galakser som veier millioner og milliarder av solmasser, primære (relikte) sorte hull dannet i de tidlige stadiene av universets utvikling. Relikvie svarte hull som veier mer enn 10 15 g (massen til et gjennomsnittlig fjell på jorden) skulle ha overlevd til i dag på grunn av mekanismen for kvantefordampning av svarte hull foreslått av S.W.

Astronomer oppdager sorte hull ved deres kraftige røntgenstråling. Et eksempel på denne typen stjerne er den kraftige røntgenkilden Cygnus X-1, hvis masse overstiger 10 M s. Sorte hull oppstår ofte i røntgenbinærer stjernesystemer. Dusinvis av sorte hull med stjernemasse er allerede oppdaget i slike systemer (m sorte hull = 4-15 M s). Basert på effektene av gravitasjonslinser er det oppdaget flere enkeltstående sorte hull med stjernemasse (m sorte hull = 6-8 M s). Når det gjelder en nær binær stjerne, observeres fenomenet akkresjon - strømmen av plasma fra overflaten vanlig stjerne under påvirkning av gravitasjonskrefter på et sort hull. Materie som strømmer inn i et sort hull har vinkelmomentum. Derfor danner plasmaet en roterende skive rundt det sorte hullet. Temperaturen på gassen i denne roterende skiven kan nå 10 millioner grader. Ved denne temperaturen avgir gassen røntgenstråler. Denne strålingen kan brukes til å bestemme tilstedeværelsen av et sort hull på et gitt sted.

Av spesiell interesse er supermassive sorte hull i kjernene til galakser. Basert på studiet av røntgenbildet av sentrum av galaksen vår, oppnådd ved hjelp av CHANDRA-satellitten, er tilstedeværelsen av et supermassivt sort hull, hvis masse er 4 millioner ganger solens masse, blitt etablert. Som et resultat av nyere forskning har amerikanske astronomer oppdaget et unikt supertungt sort hull som ligger i sentrum av en veldig fjern galakse, hvis masse er 10 milliarder ganger solens masse. For å nå en så ufattelig enorm størrelse og tetthet, må det sorte hullet ha dannet seg over mange milliarder år, kontinuerlig tiltrukket og absorbert materie. Forskere anslår dens alder til 12,7 milliarder år, dvs. den begynte å danne seg omtrent en milliard år etter det store smellet. Til dags dato har mer enn 250 supermassive sorte hull blitt oppdaget i kjernene til galakser (m sorte hull = (10 6 – 10 9) M s).

Nært knyttet til utviklingen av stjerner er spørsmålet om opprinnelsen til kjemiske elementer. Hvis hydrogen og helium er elementer som forble fra de tidlige stadiene av utviklingen av det ekspanderende universet, kunne tyngre kjemiske elementer bare dannes i dypet av stjerner under termonukleære reaksjoner. Inne i stjerner kan termonukleære reaksjoner produsere opptil 30 kjemiske elementer (inklusive jern).

På min egen måte fysisk tilstand stjerner kan deles inn i normale og degenererte. De førstnevnte består hovedsakelig av stoff med lav tetthet, termonukleære fusjonsreaksjoner finner sted i deres dyp. Degenererte stjerner inkluderer hvite dverger og nøytronstjerner, de representerer det siste stadiet av stjerneutviklingen. Fusjonsreaksjonene i dem er avsluttet, og likevekten opprettholdes av de kvantemekaniske effektene av degenererte fermioner: elektroner i hvite dverger og nøytroner i nøytronstjerner. Hvite dverger, nøytronstjerner og sorte hull kalles samlet "kompakte rester".

På slutten av evolusjonen, avhengig av massen, eksploderer stjernen enten eller mer stille dumper materie som allerede er beriket med tungt kjemiske elementer. I dette tilfellet dannes de resterende elementene periodiske tabell. Stjerner fra de neste generasjonene er dannet fra det interstellare mediet beriket med tunge elementer. Solen er for eksempel en andregenerasjonsstjerne, dannet av materie som allerede har vært i stjernenes tarm og ble beriket med tunge grunnstoffer. Derfor kan stjernenes alder bedømmes etter deres kjemiske sammensetning, bestemt ved spektralanalyse.

Evolusjon av stjerner av forskjellige masser

Astronomer kan ikke observere livet til en enkelt stjerne fra begynnelse til slutt, fordi selv de kortest levede stjernene eksisterer i millioner av år - lengre levetid av hele menneskeheten. Endringer i stjerners fysiske egenskaper og kjemiske sammensetning over tid, d.v.s. Astronomer studerer stjernenes evolusjon ved å sammenligne egenskapene til mange stjerner på forskjellige stadier av evolusjonen.

Fysiske mønstre som forbinder de observerte egenskapene til stjerner reflekteres i farge-luminositetsdiagrammet - Hertzsprung - Russell-diagrammet, hvor stjernene danner separate grupper - sekvenser: hovedsekvensen av stjerner, sekvenser av superkjemper, lyse og svake kjemper, undergiganter, underdverger og hvite dverger.

I det meste av livet er enhver stjerne på den såkalte hovedsekvensen til farge-luminositetsdiagrammet. Alle andre stadier av stjernens utvikling før dannelsen av en kompakt rest tar ikke mer enn 10 % av denne tiden. Dette er grunnen til at de fleste stjernene som er observert i vår galakse er beskjedne røde dverger med solens masse eller mindre. Hovedsekvensen inneholder omtrent 90 % av alle observerte stjerner.

Levetiden til en stjerne og hva den blir til på slutten av livet er helt bestemt av massen. Stjerner med masse større enn solen lever mye mindre enn solen, og levetiden til de mest massive stjernene er bare millioner av år. For de aller fleste stjernene er levetiden omtrent 15 milliarder år. Etter at en stjerne har brukt opp energikildene sine, begynner den å avkjøles og trekke seg sammen. Sluttproduktet av stjerneutviklingen er kompakte, massive objekter hvis tetthet er mange ganger større enn vanlige stjerners.

Stjerner forskjellige masser til slutt komme til en av tre tilstander: hvite dverger, nøytronstjerner eller sorte hull. Hvis massen til stjernen er liten, er gravitasjonskreftene relativt svake og kompresjonen av stjernen (gravitasjonskollaps) stopper. Den går over til en stabil hvit dvergtilstand. Hvis massen overstiger en kritisk verdi, fortsetter kompresjonen. Ved svært høye tettheter kombineres elektroner med protoner for å danne nøytroner. Snart består nesten hele stjernen av bare nøytroner og har en så enorm tetthet at den enorme stjernemassen er konsentrert i en veldig liten kule med en radius på flere kilometer og kompresjonen stopper – det dannes en nøytronstjerne. Hvis massen til stjernen er så stor at selv dannelsen av en nøytronstjerne ikke vil stoppe gravitasjonskollapsen, vil det siste stadiet av stjernens utvikling være et svart hull.

Stellar evolusjon i astronomi er sekvensen av endringer som en stjerne gjennomgår i løpet av livet sitt, det vil si over hundretusener, millioner eller milliarder av år mens den avgir lys og varme. Over så enorme tidsperioder er endringene ganske betydelige.

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 cm 3 . En molekylsky har en tetthet på omtrent en million molekyler per cm 3 . Massen til en slik sky overstiger solens masse 100 000–10 000 000 ganger på grunn av dens størrelse: fra 50 til 300 lysår på tvers.

Utviklingen av en stjerne begynner i en gigantisk molekylsky, også kalt en stjernevugge.

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, sjokkbølge som vil kollidere med en molekylsky 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 utløse prosessen med stjernedannelse.

eventuelle inhomogeniteter i kreftene som virker på massen til skyen kan utløse prosessen med stjernedannelse.

Under denne prosessen vil inhomogenitetene til molekylskyen komprimeres under påvirkning av sin egen tyngdekraft og gradvis ta form av en ball. Når den komprimeres, blir gravitasjonsenergien 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.

Påfølgende stadier av en stjernes utvikling avhenger nesten helt av massen, og bare helt på slutten av en stjernes utvikling kan dens kjemiske sammensetning spille en rolle.

Den første fasen av en stjernes liv ligner på solens - den domineres av hydrogensyklusreaksjoner.

Den forblir i denne tilstanden mesteparten av livet, og er på hovedsekvensen til Hertzsprung–Russell-diagrammet, til drivstoffreservene i kjernen går tom. Når alt hydrogenet i sentrum av stjernen omdannes til helium, dannes det en heliumkjerne, og termonukleær forbrenning av hydrogen fortsetter i periferien av kjernen.

Små, kjølige røde dverger brenner sakte opp hydrogenreservene sine og forblir på hovedsekvensen i titalls milliarder år, mens massive superkjemper forlater hovedsekvensen innen noen få titalls millioner (og noen bare noen få millioner) år etter dannelsen.

Foreløpig er det ikke sikkert hva som skjer med lysstjerner etter at tilførselen av hydrogen i kjernene deres er oppbrukt. Siden universet er 13,8 milliarder år gammelt, noe som ikke er lenge nok til at slike stjerner går tom for hydrogendrivstoff, moderne teorier er basert på datamodellering av prosessene som skjer i slike stjerner.

I følge teoretiske konsepter vil noen av de lette stjernene, som mister materien sin (stjernevind), gradvis fordampe og bli mindre og mindre. Andre, røde dverger, vil sakte avkjøles over milliarder av år mens de fortsetter å sende ut svake utslipp i det infrarøde og mikrobølgeområdet til det elektromagnetiske spekteret.

Mellomstore stjerner som Sola forblir på hovedsekvensen i gjennomsnittlig 10 milliarder år.

Det antas at solen fortsatt er på den som den er midt i livssyklusen. Når en stjerne går tom for hydrogen i kjernen, forlater den hovedsekvensen.

Når en stjerne går tom for hydrogen i kjernen, forlater den hovedsekvensen.

Uten trykket som oppsto under termonukleære reaksjoner og balanserte den indre tyngdekraften, begynner stjernen å krympe igjen, slik den tidligere hadde gjort under dannelsesprosessen.

Temperatur og trykk stiger igjen, men, i motsetning til protostjernestadiet, til et mye høyere nivå.

Sammenbruddet fortsetter til det ved en temperatur på omtrent 100 millioner K begynner termonukleære reaksjoner som involverer helium, hvor helium omdannes til tyngre grunnstoffer (helium til karbon, karbon til oksygen, oksygen til silisium, og til slutt - silisium til jern).

Kollapsen fortsetter til termonukleære reaksjoner som involverer helium begynner ved en temperatur på omtrent 100 millioner K

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.

Stjernen blir en rød kjempe, og heliumforbrenningsfasen varer rundt flere millioner år.

Hva som skjer videre avhenger også av massen til stjernen.

På stjernene gjennomsnittsstørrelse reaksjonen av termonukleær forbrenning av helium kan føre til eksplosiv frigjøring av de ytre lagene av stjernen med dannelsen av planetarisk tåke. Stjernens kjerne, der termonukleære reaksjoner stopper, avkjøles og blir til en heliumhvit dverg, som vanligvis har en masse på opptil 0,5-0,6 solmasser og en diameter i størrelsesorden jordens diameter.

For massive og supermassive stjerner (med en masse på fem solmasser eller mer), fører prosessene som skjer i deres kjerne når gravitasjonskompresjonen øker, til en eksplosjon supernova med frigjøring av enorm energi. Eksplosjonen er ledsaget av utstøting av en betydelig masse stjernemateriale i det interstellare rommet. Dette stoffet deltar deretter i dannelsen av nye stjerner, planeter eller satellitter. Det er takket være supernovaer at universet som helhet, og hver galakse spesielt, utvikler seg kjemisk. Stjernekjernen som er igjen etter eksplosjonen kan ende opp med å utvikle seg som en nøytronstjerne (pulsar) hvis stjernens senfasemasse overskrider Chandrasekhar-grensen (1,44 solmasser), eller som et svart hull hvis stjernens masse overskrider grensen Oppenheimer–Volkoff (anslåtte verdier på 2,5-3 solmasser).

Prosessen med stjerneutvikling i universet er kontinuerlig og syklisk - gamle stjerner forsvinner og nye lyser opp for å erstatte dem.

I følge moderne vitenskapelige ideer, fra stjernematerie ble elementene som er nødvendige for fremveksten av planeter og liv på jorden dannet. Selv om det ikke finnes et enkelt allment akseptert synspunkt på hvordan livet oppsto.