Az Univerzum egy folyamatosan változó makrokozmosz, ahol minden tárgy, anyag vagy anyag átalakulás és változás állapotában van. Ezek a folyamatok több milliárd évig tartanak. Egy emberi élet időtartamához képest ez a felfoghatatlan időtáv óriási. Kozmikus léptékben ezek a változások meglehetősen múlékonyak. A csillagok, amelyeket most az éjszakai égbolton megfigyelünk, ugyanazok voltak évezredekkel ezelőtt, amikor az egyiptomi fáraók láthatták őket, de valójában ez idő alatt az égitestek fizikai jellemzőinek változása egy pillanatra sem állt meg. . A csillagok születnek, élnek és biztosan megöregednek – a csillagok evolúciója a megszokott módon megy tovább.
Az Ursa Major csillagkép csillagainak helyzete a különböző történelmi időszakokban 100 000 évvel ezelőtti intervallumban - a mi időnkben és 100 ezer év után
A laikusok számára a tér a nyugalom és a csend világának tűnik. Valójában az Univerzum egy gigantikus fizikai laboratórium, ahol grandiózus átalakulások mennek végbe, amelyek során a kémiai összetétel, a csillagok fizikai jellemzői és szerkezete. Egy csillag élete addig tart, amíg fénylik és hőt ad ki. Egy ilyen ragyogó állapot azonban nem örök. A fényes születést a csillagérettség időszaka követi, amely óhatatlanul az égitest elöregedésével és halálával ér véget.
Egy protocsillag kialakulása gáz- és porfelhőből 5-7 milliárd évvel ezelőtt
A csillagokkal kapcsolatos összes mai információnk a tudomány keretei közé illeszkedik. A termodinamika magyarázatot ad a hidrosztatikai és termikus egyensúlyi folyamatokra, amelyekben a csillaganyag található. A mag- és kvantumfizika lehetővé teszi számunkra, hogy megértsük a magfúzió összetett folyamatát, amelynek köszönhetően létezik egy csillag, amely hőt sugároz és fényt ad a környező térnek. Egy csillag születésekor hidrosztatikai és termikus egyensúly jön létre, amelyet saját energiaforrásai tartanak fenn. Ragyogó naplementekor csillagos karrier ez az egyensúly megbomlik. Visszafordíthatatlan folyamatok sorozata következik be, amelyeknek az eredménye egy csillag pusztulása vagy összeomlása – egy grandiózus folyamat, amely azonnali és ragyogó halál mennyei világítótest.
A szupernóva-robbanás a Világegyetem korai éveiben született csillag életének fényes vége
A csillagok fizikai jellemzőinek változása tömegüknek köszönhető. Az objektumok evolúciójának sebességét befolyásolja kémiai összetételük és bizonyos mértékig a meglévő asztrofizikai paraméterek - a forgási sebesség és állapot mágneses mező. A leírt folyamatok hatalmas időtartama miatt nem lehet pontosan megmondani, hogy valójában hogyan történik minden. Az evolúció sebessége, az átalakulás szakaszai a csillag születési idejétől és a születéskor az Univerzumban elfoglalt helyétől függenek.
Bármely csillag hideg csillagközi gázrögből születik, amely külső és belső gravitációs erők hatására gázgömb állapotba sűrül. A gáznemű anyag összenyomásának folyamata egy pillanatra sem áll le, a hőenergia hatalmas felszabadulása kíséretében. Az új képződmény hőmérséklete a kilövésig emelkedik termo nukleáris fúzió. Ettől a pillanattól kezdve a csillaganyag összenyomódása megszűnik, és létrejön az egyensúly az objektum hidrosztatikai és termikus állapota között. Az univerzum feltöltődött egy új, teljes értékű csillaggal.
A csillagok fő tüzelőanyaga egy hidrogénatom, amely egy beindított termonukleáris reakció eredménye
A csillagok evolúciójában alapvető fontosságúak a hőenergia-forrásaik. A csillag felszínéről az űrbe szökő sugárzó és hőenergia az égitest belső rétegeinek lehűlése miatt pótolódik. A folyamatosan lezajló termonukleáris reakciók és a gravitációs összehúzódások a csillag belsejében pótolják a veszteséget. Amíg van elegendő nukleáris üzemanyag a csillag mélyén, a csillag fényesen világít és hőt sugároz. Amint a termonukleáris fúzió folyamata lelassul vagy teljesen leáll, beindul a csillag belső összenyomódásának mechanizmusa, hogy fenntartsa a termikus és termodinamikai egyensúlyt. Ebben a szakaszban az objektum már csak az infravörösben látható hőenergiát bocsát ki.
A leírt folyamatok alapján megállapíthatjuk, hogy a csillagok evolúciója a csillagok energiaforrásainak egymást követő változása. A modern asztrofizikában a csillagok átalakulási folyamatai három skála szerint rendezhetők:
Minden egyes esetben figyelembe veszik azokat a folyamatokat, amelyek meghatározzák a csillag korát, fizikai jellemzőit és a tárgy halálának típusát. A nukleáris idővonal mindaddig érdekes, amíg az objektumot saját hőforrásai táplálják, és olyan energiát sugároz, amely magreakciók eredménye. Ennek a szakasznak a becsült időtartamát úgy számítják ki, hogy meghatározzák a hidrogén mennyiségét, amely a termonukleáris fúzió során héliummá alakul. Minél nagyobb a csillag tömege, annál nagyobb a magreakciók intenzitása, és ennek megfelelően annál nagyobb a tárgy fényessége.
Különféle csillagok mérete és tömege, a szuperóriástól a vörös törpékig
A termikus időskála határozza meg az evolúció azon szakaszát, amely alatt a csillag az összes hőenergiát felhasználja. Ez a folyamat attól a pillanattól kezdődik, amikor az utolsó hidrogéntartalékok is elfogytak, és a nukleáris reakciók leálltak. Az objektum egyensúlyának megőrzése érdekében elindul a tömörítési folyamat. A csillaganyag a középpont felé esik. Ebben az esetben a kinetikus energia átalakul hőenergiává, amelyet a csillag belsejében a szükséges hőmérsékleti egyensúly fenntartására fordítanak. Az energia egy része a világűrbe távozik.
Figyelembe véve azt a tényt, hogy a csillagok fényességét tömegük határozza meg, a tárgy összenyomódásának pillanatában a fényereje a térben nem változik.
A csillagképződés dinamikus idővonal szerint történik. A csillaggáz szabadon esik befelé a középpont felé, növelve a sűrűséget és a nyomást a leendő objektum beleiben. Minél nagyobb a sűrűség a gázgömb középpontjában, az több hőmérsékletet a tárgy belsejében. Ettől a pillanattól kezdve a hő lesz az égitest fő energiája. Minél nagyobb a sűrűség és minél magasabb a hőmérséklet, annál nagyobb a nyomás a belekben jövő sztárja. A molekulák és atomok szabadesése leáll, a csillaggáz összenyomódási folyamata leáll. Az objektumnak ezt az állapotát általában protocsillagnak nevezik. Az objektum 90%-ban molekuláris hidrogén. 1800 K hőmérséklet elérésekor a hidrogén atomi állapotba kerül. A bomlás során energia fogy, a hőmérséklet emelkedése lelassul.
Az univerzum 75%-a molekuláris hidrogénből áll, amely a protocsillagok képződése során atomi hidrogénné - a csillag nukleáris üzemanyagává - alakul.
Ilyen állapotban a gázgömb belsejében a nyomás csökken, ezáltal szabadságot ad a nyomóerőnek. Ez a sorozat minden alkalommal megismétlődik, amikor először az összes hidrogént ionizálják, majd a hélium ionizációja következik. 10⁵ K hőmérsékleten a gáz teljesen ionizálódik, a csillag kompressziója leáll, és létrejön a tárgy hidrosztatikai egyensúlya. A csillag további evolúciója a termikus időskálának megfelelően, sokkal lassabban és következetesebben megy végbe.
A protocsillag sugara a kialakulás kezdete óta 100 AU-ról zsugorodott. legfeljebb ¼ a.u. Az objektum egy gázfelhő közepén van. A csillaggázfelhő külső régióiból származó részecskék felszaporodásának eredményeként a csillag tömege folyamatosan növekszik. Következésképpen az objektumon belüli hőmérséklet emelkedni fog, ami a konvekciós folyamatot kíséri - az energia átvitelét a csillag belső rétegeiből a külső szélére. Ezt követően az égitest belsejében a hőmérséklet emelkedésével a konvekciót felváltja a sugárzási transzport, amely a csillag felszíne felé halad. Ebben a pillanatban az objektum fényereje rohamosan növekszik, és a csillaggömb felszíni rétegeinek hőmérséklete is nő.
Konvekciós folyamatok és sugárzási transzport egy újonnan kialakult csillagban a termonukleáris fúziós reakciók kezdete előtt
Például azoknál a csillagoknál, amelyek tömege megegyezik a mi Napunk tömegével, a protostelláris felhő összenyomódása mindössze néhány száz év alatt következik be. Ami egy objektum kialakulásának végső szakaszát illeti, a csillaganyag kondenzációja évmilliók óta húzódik. A Nap elég gyorsan halad a fősorozat felé, és ez az út százmillió vagy milliárd évbe fog telni. Más szóval, minél nagyobb a csillag tömege, annál hosszabb ideig kell egy teljes értékű csillag kialakulásához. A 15 M tömegű csillag sokkal hosszabb ideig - körülbelül 60 ezer évig - halad a fő sorozathoz vezető úton.
Annak ellenére, hogy egyes fúziós reakciók több mint alacsony hőmérsékletek, a hidrogén égésének fő fázisa 4 millió fokos hőmérsékleten kezdődik. Ettől kezdve kezdődik a fő szekvencia fázis. A csillagenergia újratermelésének új formája, az atomenergia lép életbe. A tárgy tömörítése során felszabaduló mozgási energia háttérbe szorul. Az elért egyensúly hosszú és csendes életet biztosít egy csillag számára, amely a fősorozat kezdeti fázisában találja magát.
A hidrogénatomok hasadása és bomlása a csillag belsejében végbemenő termonukleáris reakció során
Innentől kezdve a csillagok életének megfigyelése egyértelműen a fősorozat fázisához kötődik, ami az égitestek evolúciójának fontos része. Ebben a szakaszban a csillagenergia egyetlen forrása a hidrogénégetés eredménye. Az objektum egyensúlyi állapotban van. Ahogy költesz nukleáris üzemanyag csak a tárgy kémiai összetétele változik. A Nap tartózkodása a fősorozat fázisában körülbelül 10 milliárd évig fog tartani. Ennyi időre lesz szükség ahhoz, hogy natív világítótestünk felhasználja a teljes hidrogénkészletet. Ami a hatalmas csillagokat illeti, az evolúciójuk gyorsabb. Több energiát sugározva egy hatalmas csillag mindössze 10-20 millió évig marad a fősorozat fázisában.
A kisebb tömegű csillagok sokkal tovább égnek az éjszakai égbolton. Tehát egy 0,25 M tömegű csillag több tízmilliárd évig a fősorozat fázisában marad.
Hertzsprung–Russell diagram, amely a csillagok spektruma és fényességük összefüggését becsüli meg. A diagramon szereplő pontok az ismert csillagok elhelyezkedését jelentik. A nyilak a csillagok elmozdulását jelzik a fő sorozatból az óriások és a fehér törpék fázisaiba.
A csillagok evolúciójának elképzeléséhez elég megnézni azt a diagramot, amely a fő sorozatban az égitest útját jellemzi. A grafikon felső része kevésbé tűnik zsúfoltnak tárgyakkal, mivel itt koncentrálódnak a hatalmas csillagok. Ezt a helyet rövid életciklusuk magyarázza. A ma ismert csillagok közül néhánynak 70 M tömegű. Előfordulhat, hogy a 100 M felső határt meghaladó tömegű objektumok egyáltalán nem képződnek.
A 0,08 M-nél kisebb tömegű égitestek nem képesek leküzdeni a termonukleáris fúzió megindulásához szükséges kritikus tömeget, és egész életükben hidegek maradnak. A legkisebb protocsillagok összezsugorodnak és bolygószerű törpéket alkotnak.
Bolygóbarna törpe egy normál csillaghoz (a mi Napunkhoz) és a Jupiter bolygóhoz képest
A sorozat alsó részében az objektumok koncentrálódnak, dominálnak a Napunk tömegével megegyező tömegű csillagok és egy kicsit több. A képzeletbeli határ a fő sorozat felső és alsó része között olyan objektumok, amelyek tömege -1,5 M.
A csillag állapotának kialakulásának mindegyikét a tömege és az az időtartam határozza meg, amely alatt a csillaganyag átalakulása megtörténik. Az Univerzum azonban sokrétű és összetett mechanizmus, így a csillagok evolúciója más utakon is haladhat.
A fő sorozat mentén haladva a Nap tömegével megközelítőleg tömegű csillagnak három fő útvonali lehetősége van:
A protocsillagok evolúciójának lehetséges lehetőségei az időtől, a tárgyak kémiai összetételétől és tömegétől függően
A fő szekvencia után jön az óriás fázis. Ekkorra a csillag belsejében lévő hidrogéntartalékok teljesen kimerülnek, az objektum központi része egy héliummag, és a termonukleáris reakciók a tárgy felszínére tolódnak el. A termonukleáris fúzió hatására a héj kitágul, de a héliummag tömege nő. Egy közönséges csillag vörös óriássá változik.
A kis tömegű csillagokban a magsűrűség kolosszálissá válik, így a csillaganyag degenerált relativisztikus gázzá változik. Ha a csillag tömege valamivel nagyobb, mint 0,26 M, akkor a nyomás és a hőmérséklet növekedése a héliumfúzió megindulásához vezet, amely az objektum teljes középső régióját lefedi. Azóta a csillag hőmérséklete gyorsan emelkedik. fő jellemzője A folyamat az, hogy a degenerált gáz nem képes tágulni. A magas hőmérséklet hatására csak a héliumhasadás sebessége nő, ami robbanásveszélyes reakcióval jár együtt. Ilyen pillanatokban héliumvillanást figyelhetünk meg. A tárgy fényessége több százszorosára nő, de a csillag gyötrelme folytatódik. Megtörténik a csillag átmenete egy új állapotba, ahol minden termodinamikai folyamat a héliummagban és a megritkult külső héjban megy végbe.
Egy napelem típusú fősorozatú csillag és egy vörös óriás szerkezete izoterm héliummaggal és réteges nukleoszintézis zónával
Ez az állapot átmeneti és nem tartható fenn. A csillaganyag folyamatosan keveredik, miközben jelentős része a környező térbe kilökődik, és egy bolygóködöt alkot. A központban egy forró mag marad, amelyet fehér törpének neveznek.
A nagy tömegű csillagok esetében ezek a folyamatok nem olyan katasztrofálisak. A hélium égését a szén és a szilícium maghasadási reakciója váltja fel. Végül a csillagmag csillagvassá változik. Az óriások fázisát a csillag tömege határozza meg. Minél nagyobb egy tárgy tömege, annál alacsonyabb a hőmérséklet a középpontjában. Ez nyilvánvalóan nem elegendő a szén és más elemek maghasadási reakciójának elindításához.
A fehér törpe állapotba kerülve az objektum rendkívül instabil állapotban van. A leállt nukleáris reakciók nyomáseséshez vezetnek, az atommag összeomlás állapotába kerül. A felszabaduló energia ez az eset, a vas hélium atomokká bomlására fordítják, amely aztán protonokká és neutronokká bomlik. Az elindított folyamat gyors ütemben fejlődik. Egy csillag összeomlása a skála dinamikus szakaszát jellemzi, és a másodperc töredékét vesz igénybe. A megmaradt nukleáris fűtőanyag begyulladása robbanásveszélyes módon történik, a másodperc töredéke alatt óriási mennyiségű energia szabadul fel. Ez elég ahhoz, hogy felrobbantsa az objektum felső rétegeit. A fehér törpe utolsó szakasza egy szupernóva-robbanás.
A csillag magja elkezd összeomlani (balra). Az összeomlás neutroncsillagot képez, és energiaáramlást hoz létre a csillag külső rétegeibe (középpont). A szupernóva-robbanás során a csillag külső rétegeinek kilökődése következtében felszabaduló energia (jobbra).
A fennmaradó szupersűrű mag protonok és elektronok halmaza lesz, amelyek egymással ütközve neutronokat képeznek. Az univerzum egy új tárggyal – egy neutroncsillaggal – bővült. A nagy sűrűség miatt a sejtmag degenerálódik, a mag összeomlásának folyamata leáll. Ha a csillag tömege elég nagy lenne, az összeomlás addig folytatódhat, amíg a csillaganyag maradványai végül az objektum közepébe esnek, és fekete lyukat képeznek.
A normál egyensúlyi állapotú csillagok esetében a leírt evolúciós folyamatok nem valószínűek. A fehér törpék és a neutroncsillagok létezése azonban bizonyítja a csillaganyag kompressziós folyamatainak valódi létezését. Az ilyen objektumok kis száma az Univerzumban létezésük mulandóságát jelzi. A csillagfejlődés utolsó szakasza kétféle szekvenciális láncként ábrázolható:
A csillagok evolúciójának vázlata. Lehetőségek a fő sorozaton kívüli csillagok életének folytatására.
A folyamatban lévő folyamatokat meglehetősen nehéz a tudomány szemszögéből megmagyarázni. A nukleáris tudósok egyetértenek abban, hogy a csillagfejlődés utolsó szakaszában az anyag kifáradásával van dolgunk. Hosszan tartó mechanikai, termodinamikai hatás hatására az anyag megváltoztatja fizikai tulajdonságait. A hosszú távú magreakciók következtében kimerült csillaganyag kifáradása magyarázhatja a degenerált elektrongáz megjelenését, az azt követő neutronizációt és megsemmisülést. Ha a fenti folyamatok mindegyike az elejétől a végéig lezajlik, a csillaganyag megszűnik fizikai anyag lenni - a csillag eltűnik az űrben, semmit sem hagyva maga után.
A csillagközi buborékok, gáz- és porfelhők, amelyek a csillagok szülőhelyei, nem pótolhatók csak az eltűnt és felrobbant csillagok rovására. A világegyetem és a galaxisok egyensúlyban vannak. Állandó tömegveszteség van, a csillagközi tér sűrűsége a világűr egy részén csökken. Következésképpen az Univerzum egy másik részében megteremtődnek a feltételek új csillagok kialakulásához. Vagyis a séma működik: ha egy bizonyos mennyiségű anyag eltűnt egy helyen, akkor az Univerzum egy másik helyén ugyanannyi anyag más formában jelent meg.
A csillagok evolúcióját tanulmányozva arra a következtetésre jutunk, hogy az Univerzum egy óriási ritka megoldás, amelyben az anyag egy része hidrogénmolekulákká alakul át, amelyek a csillagok építőanyagai. A másik rész feloldódik a térben, eltűnik az anyagi érzetek szférájából. A fekete lyuk ebben az értelemben minden anyag átmeneti pontja az antianyaggá. Meglehetősen nehéz teljesen felfogni a történések jelentését, különösen, ha a csillagok evolúciójának tanulmányozása során csak a mag-, a kvantumfizika és a termodinamika törvényeire hagyatkozunk. Tanulni ez a probléma bele kell foglalni a relatív valószínűség elméletét, amely lehetővé teszi a tér görbületét, lehetővé téve az egyik energia átalakulását a másikba, az egyik állapotot a másikba.
Mindannyian legalább egyszer az életben megnéztük a csillagos eget. Valaki nézte ezt a szépséget, romantikus érzéseket élve át, a másik megpróbálta megérteni, honnan származik ez a szépség. Az élet az űrben, a bolygónk életével ellentétben, más sebességgel folyik. Idő be világűr a saját kategóriái szerint él, a távolságok és méretek az Univerzumban kolosszálisak. Ritkán gondolunk arra, hogy a galaxisok és a csillagok evolúciója folyamatosan zajlik a szemünk előtt. A hatalmas térben minden tárgy bizonyos fizikai folyamatok következménye. A galaxisoknak, a csillagoknak és még a bolygóknak is vannak jelentős fejlődési fázisai.
Bolygónk és mi mindannyian a világítótestünktől függünk. Meddig örvendeztet minket a Nap melegével, életet lehelve a Naprendszerbe? Mi vár ránk a jövőben évmilliók és milliárdok múlva? Ezzel kapcsolatban érdekes, hogy többet megtudjunk arról, melyek a csillagászati objektumok fejlődésének szakaszai, honnan származnak a csillagok, és hogyan ér véget e csodálatos világítótestek élete az éjszakai égbolton.
A Tejútrendszerben és az egész Univerzumban élő csillagok és bolygók fejlődése többnyire jól ismert. Az űrben megingathatatlanok a fizika törvényei, amelyek segítenek megérteni az űrobjektumok eredetét. Ebben az esetben szokás az Ősrobbanás elméletére hagyatkozni, amely ma már az Univerzum keletkezési folyamatának uralkodó doktrínája. Az univerzumot megrázó és az univerzum kialakulásához vezető esemény kozmikus mércével mérve villámgyors. A kozmosz számára a pillanatok eltelnek a csillag születésétől a haláláig. A hatalmas távolságok az univerzum állandóságának illúzióját keltik. A távolban fellángolt csillag már évmilliárdok óta világít számunkra, ekkor már lehet, hogy nem is létezik.
A galaxis és a csillagok evolúciójának elmélete az Ősrobbanás elmélet továbbfejlesztése. A csillagok születésének és a csillagrendszerek kialakulásának doktrínája eltér a történések léptékében és az időkeretben, ami az Univerzum egészétől eltérően megfigyelhető. modern eszközökkel tudomány.
A csillagok életciklusának tanulmányozása során felhasználhatja a hozzánk legközelebbi világítótest példáját. A Nap a látómezőnkben található több száz trillió csillag egyike. Ezenkívül a Föld és a Nap távolsága (150 millió km) egyedülálló lehetőséget biztosít a tárgy tanulmányozására a határok elhagyása nélkül Naprendszer. A megszerzett információk lehetővé teszik számunkra, hogy részletesen megértsük, hogyan helyezkednek el más csillagok, milyen gyorsan merülnek ki ezek az óriási hőforrások, melyek a csillagfejlődés szakaszai, és mi lesz ennek a ragyogó életnek a fináléja - csendes és homályos vagy szikrázó, robbanó.
Az Ősrobbanás után a legkisebb részecskék csillagközi felhőket alkottak, amelyek csillagok billióinak "szülészetévé" váltak. Jellemző, hogy összehúzódás és tágulás következtében minden csillag egyszerre született. A kozmikus gázfelhők összenyomása saját gravitációja és hasonló folyamatok hatására alakult ki a szomszédságban lévő új csillagokban. A tágulás a csillagközi gáz belső nyomásának és a gázfelhő belsejében lévő mágneses mezőknek köszönhető. Ebben az esetben a felhő szabadon forog a tömegközéppontja körül.
A robbanás után keletkezett gázfelhők 98%-ban atomi és molekuláris hidrogénből és héliumból állnak. Ennek a tömegnek csak 2%-át adják por és szilárd mikroszkopikus részecskék. Korábban azt hitték, hogy minden csillag középpontjában a vasmag található, amelyet egymillió fokos hőmérsékletre melegítenek. Ez a szempont magyarázta a csillag gigantikus tömegét.
A fizikai erők konfrontációjában a kompressziós erők érvényesültek, mivel az energiafelszabadulásból származó fény nem hatol be a gázfelhőbe. A fény a felszabaduló energia egy részével együtt kifelé terjed, és a sűrű gázfelhalmozódáson belül nulla alatti hőmérsékletű és alacsony nyomású zónát hoz létre. Ebben az állapotban a kozmikus gáz gyorsan összenyomódik, a gravitációs vonzási erők hatása oda vezet, hogy a részecskék csillaganyagot kezdenek képezni. Ha a gáz felhalmozódása sűrű, az intenzív kompresszió csillaghalmazokat okoz. Ha a gázfelhő mérete kicsi, a kompresszió egyetlen csillag kialakulásához vezet.
A történések rövid leírása az, hogy a jövőbeli világítótest két szakaszon megy keresztül - gyors és lassú tömörítésen a protocsillag állapotáig. Egyszerű és érthető nyelven a gyors összehúzódás a csillaganyag zuhanása a protocsillag közepe felé. Lassú összehúzódás már a protocsillag kialakult középpontjának hátterében történik. A következő százezer év során az új képződmény mérete csökken, sűrűsége pedig milliószorosára nő. A csillaganyag nagy sűrűsége miatt a protocsillag fokozatosan átlátszatlanná válik, és a folyamatos kompresszió beindítja a belső reakciók mechanizmusát. A belső nyomás és hőmérséklet növekedése egy jövőbeli csillag kialakulásához vezet, amelynek saját súlypontja van.
Ebben az állapotban a protocsillag évmilliókig marad, lassan hőt ad le, és fokozatosan zsugorodik, csökken a mérete. Ennek eredményeként egy új csillag körvonalai jelennek meg, és anyagának sűrűsége összevethető a víz sűrűségével.
Csillagunk átlagos sűrűsége 1,4 kg / cm3 - majdnem megegyezik a sós Holt-tenger vízének sűrűségével. Középen a Nap sűrűsége 100 kg/cm3. A csillaganyag nem folyékony halmazállapotú, hanem plazma formájában van.
Hatalmas nyomás és körülbelül 100 millió K hőmérséklet hatására beindulnak a hidrogénciklus termonukleáris reakciói. A kompresszió leáll, a tárgy tömege növekszik, amikor a gravitáció energiája a hidrogén termonukleáris égésébe megy át. Ettől a pillanattól kezdve az új, energiát sugárzó csillag tömege csökkenni kezd.
A csillag kialakulásának fenti változata csak egy primitív séma, amely leírja Első fázis egy csillag evolúciója és születése. Manapság az ilyen folyamatok galaxisunkban és az Univerzumban gyakorlatilag észrevehetetlenek a csillaganyag intenzív fogyása miatt. Galaxisunk megfigyelésének teljes tudatos története során csak egyetlen új csillag megjelenését figyelték meg. Az Univerzum léptékében ez a szám százszorosára és ezerszeresére növelhető.
A protocsillagokat életük nagy részében egy porhéj rejti el az emberi szem elől. A magból érkező sugárzás csak az infravörös tartományban figyelhető meg, csak így lehet látni a csillag születését. Például az Orion-ködben 1967-ben az asztrofizikusok az infravörösben fedezték fel új csillag, amelynek sugárzási hőmérséklete 700 Kelvin fok volt. Ezt követően kiderült, hogy a protocsillagok szülőhelyei kompakt források, amelyek nemcsak galaxisunkban, hanem az Univerzum tőlünk távolabbi szegleteiben is elérhetők. Az új csillagok szülőhelyeit az infravörös sugárzás mellett intenzív rádiójelek jelölik.
A csillagok megismerésének teljes folyamata több szakaszra osztható. Már az elején meg kell határoznia a csillag távolságát. Az információ arról, hogy milyen messze van tőlünk a csillag, mennyi ideig jön belőle a fény, képet ad arról, hogy mi történt a csillaggal ennyi idő alatt. Miután az ember megtanulta mérni a távolságot a távoli csillagoktól, világossá vált, hogy a csillagok ugyanazok a napok, csak különböző méretűek és különböző sorsúak. A csillag távolságának ismeretében a csillag termonukleáris fúziójának folyamata nyomon követhető a fény szintjével és a kisugárzott energia mennyiségével.
A csillag távolságának meghatározása után spektrális elemzéssel ki lehet számítani a csillag kémiai összetételét, megtudni annak szerkezetét és korát. A spektrográf megjelenésének köszönhetően a tudósoknak lehetőségük nyílt a csillagok fényének természetét tanulmányozni. Ez az eszköz képes meghatározni és mérni a csillaganyag gázösszetételét, amely a csillagok létezésének különböző szakaszaiban rendelkezik.
A Nap és más csillagok energiájának spektrális elemzését tanulmányozva a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy a csillagok és a bolygók evolúciójának közös gyökerei vannak. Minden kozmikus test azonos típusú, hasonló kémiai összetételű, és ugyanabból az anyagból származik, amely az Ősrobbanás eredményeként keletkezett.
A csillaganyag ugyanazokból a kémiai elemekből áll (akár vasig), mint bolygónk. A különbség csak az egyes elemek számában, illetve a Napon és a földi égbolton belül zajló folyamatokban van. Ez az, ami megkülönbözteti a csillagokat a világegyetem többi objektumától. A csillagok eredetét egy másik fizikai tudományág, a kvantummechanika összefüggésében is meg kell vizsgálni. Ezen elmélet szerint a csillaganyagot meghatározó anyag folyamatosan osztódó atomokból és elemi részecskék létrehozva saját mikrokozmoszukat. Ebben a fényben a csillagok szerkezete, összetétele, szerkezete és evolúciója érdekes. Mint kiderült, csillagunk nagy része és sok más csillag csak két elemet - a hidrogént és a héliumot - teszi ki. A csillagok szerkezetét leíró elméleti modell lehetővé teszi a csillagok szerkezetének és a többi űrobjektumtól való fő különbségének megértését.
A fő jellemzője, hogy az Univerzumban sok objektumnak van egy bizonyos mérete és alakja, míg egy csillag mérete változhat fejlődése során. A forró gáz egymáshoz gyengén kötődő atomok kombinációja. Évmilliókkal a csillag kialakulása után a csillaganyag felszíni rétege hűlni kezd. Egy csillag energiája nagy részét a világűrbe adja le, mérete csökken vagy nő. A hő és az energia átadása a csillag belső területeiről a felszínre történik, befolyásolva a sugárzás intenzitását. Más szóval, ugyanaz a csillag másképp néz ki létezésének különböző időszakaiban. A hidrogénciklus-reakciókon alapuló termonukleáris folyamatok hozzájárulnak a könnyű hidrogénatomok nehezebb elemekké - héliummá és szénné - való átalakulásához. Asztrofizikusok és nukleáris tudósok szerint egy ilyen termonukleáris reakció a leghatékonyabb a felszabaduló hőmennyiséget tekintve.
Miért nem ér véget az atommag magfúziója egy ilyen reaktor felrobbanásával? A helyzet az, hogy a benne lévő gravitációs mező erői a csillaganyagot a stabilizált térfogaton belül tudják tartani. Ebből egyértelmű következtetést vonhatunk le: bármely csillag egy hatalmas test, amely a gravitációs erők és a termonukleáris reakciók energiája közötti egyensúly miatt megtartja méretét. Egy ilyen ideális természetes modell eredménye egy működőképes hőforrás hosszú idő. Feltételezik, hogy az élet első formái a Földön 3 milliárd évvel ezelőtt jelentek meg. A nap azokban a távoli időkben ugyanúgy melegítette bolygónkat, mint most. Következésképpen csillagunk nem sokat változott, annak ellenére, hogy a kisugárzott hő- és napenergia mértéke kolosszális - másodpercenként több mint 3-4 millió tonna.
Könnyű kiszámolni, mennyit fogyott csillagunk fennállásának évei alatt. Ez hatalmas szám lesz, de hatalmas tömege és nagy sűrűsége miatt az Univerzum léptékében az ilyen veszteségek elhanyagolhatónak tűnnek.
A csillag sorsa a csillag kezdeti tömegétől és kémiai összetételétől függ. Míg a hidrogén fő tartalékai a magban koncentrálódnak, a csillag az úgynevezett fősorozatban marad. Amint tendenciát mutat a csillag méretének növekedése, az azt jelenti, hogy a termonukleáris fúzió fő forrása kiszáradt. Megkezdődött az égitest átalakulásának hosszú utolsó útja.
Az Univerzumban keletkezett világítótesteket kezdetben három leggyakoribb típusra osztják:
A kis tömegű csillagok (törpék) lassan elégetik hidrogéntartalékaikat, és egészen nyugodtan élik le életüket.
Ilyen csillagok vannak többségben az Univerzumban, és hozzájuk tartozik a mi csillagunk, egy sárga törpe. Az öregség beköszöntével a sárga törpe vörös óriássá vagy szuperóriássá válik.
A csillagok keletkezésének elmélete alapján a csillagok keletkezési folyamata az univerzumban még nem ért véget. A legtöbb fényes csillagok galaxisunkban nemcsak a legnagyobbak a Naphoz képest, hanem a legfiatalabbak is. Az asztrofizikusok és csillagászok az ilyen csillagokat kék szuperóriásoknak nevezik. A végén ugyanarra a sorsra jutnak, mint más sztárok billióinak. Először is egy gyors születés, egy ragyogó és buzgó élet, ami után jön a lassú csillapítás időszaka. A Nap méretű csillagok életciklusa hosszú, a fő sorozatban (annak közepén) vannak.
A csillag tömegére vonatkozó adatok felhasználásával feltételezhetjük evolúciós út fejlődés. Ennek az elméletnek a világos illusztrációja csillagunk evolúciója. Semmi sem örök. A termonukleáris fúzió eredményeként a hidrogén héliummá alakul, ezért kezdeti készletei elfogynak és csökkennek. Egyszer, nagyon hamar elfogynak ezek a tartalékok. Abból a tényből ítélve, hogy Napunk több mint 5 milliárd évig ragyog anélkül, hogy mérete megváltozna, egy csillag érett kora még mindig körülbelül ugyanennyi ideig tart.
A hidrogéntartalékok kimerülése ahhoz a tényhez vezet, hogy a gravitáció hatására a Nap magja gyorsan zsugorodni kezd. Az atommag sűrűsége nagyon nagy lesz, aminek következtében a termonukleáris folyamatok a maggal szomszédos rétegekbe költöznek. Az ilyen állapotot összeomlásnak nevezzük, amelyet a csillag felső rétegeiben végbemenő termonukleáris reakciók okozhatnak. Ennek eredményeként magas nyomású hőnukleáris reakciók indulnak be héliummal.
A csillag ezen részének hidrogén- és héliumtartalékai több millió évre kitartanak. Nemsokára a hidrogéntartalékok kimerülése a sugárzás intenzitásának növekedéséhez, a burok és magának a csillagnak a méretének növekedéséhez vezet. Ennek következtében a Napunk nagyon nagy lesz. Ha ezt a képet több tízmilliárd év múlva képzeljük el, akkor egy vakítóan fényes korong helyett egy gigantikus méretű, forró vörös korong lóg majd az égen. A vörös óriások a csillag evolúciójának természetes fázisa, átmeneti állapota a változócsillagok kategóriájába.
Egy ilyen átalakulás eredményeként a Föld és a Nap távolsága lecsökken, így a Föld a napkorona hatászónájába kerül, és elkezd benne „sülni”. A bolygó felszínén a hőmérséklet tízszeresére emelkedik, ami a légkör eltűnéséhez és a víz elpárolgásához vezet. Ennek eredményeként a bolygó élettelen sziklás sivataggá változik.
Miután elérte a vörös óriás fázist, egy normál csillag fehér törpévé válik a gravitációs folyamatok hatására. Ha egy csillag tömege megközelítőleg megegyezik Napunk tömegével, akkor az összes fő folyamat nyugodtan, impulzusok és robbanásveszélyes reakciók nélkül megy végbe. A fehér törpe sokáig meghal, porig ég.
Azokban az esetekben, amikor a csillag tömege kezdetben 1,4-szer nagyobb volt, mint a Nap tömege, a fehér törpe nem lesz a végső szakasz. A csillag belsejében nagy tömeggel a csillaganyag tömörítési folyamatai atomi, molekuláris szinten kezdődnek. A protonok neutronokká alakulnak, a csillag sűrűsége növekszik, mérete pedig gyorsan csökken.
A tudomány által ismert neutroncsillagok átmérője 10-15 km. Ilyen kis méret mellett a neutroncsillagnak kolosszális tömege van. Egy köbcentiméter csillaganyag több milliárd tonnát nyomhat.
Abban az esetben, ha kezdetben egy nagy tömegű csillaggal volt dolgunk, az evolúció végső szakasza más formákat ölt. Egy hatalmas csillag sorsa egy fekete lyuk - egy feltáratlan természetű és kiszámíthatatlan viselkedésű objektum. A csillag hatalmas tömege hozzájárul a gravitációs erők növekedéséhez, mozgásba hozza a kompressziós erőket. Ezt a folyamatot nem lehet megállítani. Az anyag sűrűsége addig növekszik, amíg végtelenné nem változik, szinguláris teret képezve (Einstein relativitáselmélete). Egy ilyen csillag sugara végül nullává válik, és fekete lyuk lesz a világűrben. Sokkal több fekete lyuk lenne, ha az űrben a tér nagy részét hatalmas és szupermasszív csillagok foglalnák el.
Meg kell jegyezni, hogy a vörös óriás neutroncsillaggá vagy fekete lyukká történő átalakulása során az Univerzum egyedülálló jelenséget tapasztalhat - egy új kozmikus objektum születését.
A szupernóva születése a csillagok evolúciójának leglenyűgözőbb utolsó szakasza. Itt a természet természetes törvénye működik: egy test létezésének megszűnése új életet szül. Az olyan ciklus időszaka, mint a szupernóva születése, főként a hatalmas csillagokra vonatkozik. Az elhasznált hidrogéntartalékok azt a tényt eredményezik, hogy a hélium és a szén részt vesz a termonukleáris fúzió folyamatában. A reakció eredményeként a nyomás ismét megemelkedik, és a csillag közepén vasmag képződik. A legerősebb gravitációs erők hatására a tömegközéppont a csillag középső részére tolódik el. A mag olyan nehézzé válik, hogy nem tud ellenállni saját gravitációjának. Ennek eredményeként megindul a mag gyors tágulása, ami azonnali robbanáshoz vezet. A szupernóva születése egy robbanás, egy szörnyű erejű lökéshullám, egy fényes villanás az Univerzum hatalmas kiterjedésében.
Meg kell jegyezni, hogy Napunk nem egy hatalmas csillag, ezért ilyen sors nem fenyegeti, és bolygónknak nem kell félnie egy ilyen finálétól. A legtöbb esetben a szupernóva-robbanások távoli galaxisokban történnek, ez az oka annak, hogy meglehetősen ritka észlelésüket.
A csillagok evolúciója több tízmilliárd éven át tartó folyamat. A folyamatban lévő folyamatok megértése csak egy matematikai és fizikai modell, egy elmélet. A földi idő csak egy pillanat egy hatalmas időciklusban, amelyben Univerzumunk él. Csak megfigyelhetjük, mi történt évmilliárdokkal ezelőtt, és találgathatjuk, mivel nézhetnek szembe későbbi generációk földiek.
Ha bármilyen kérdése van - hagyja meg őket a cikk alatti megjegyzésekben. Mi vagy látogatóink szívesen válaszolunk rájuk.
A csillagfejlődés tanulmányozása lehetetlen egyetlen csillag megfigyelésével – a csillagok sok változása túl lassan megy végbe, hogy még sok évszázad után is észrevegyék. Ezért a tudósok sok csillagot tanulmányoznak, amelyek mindegyike életciklusának egy bizonyos szakaszában van. Az elmúlt néhány évtizedben a csillagok szerkezetének számítógépes technológiával történő modellezése széles körben elterjedt az asztrofizikában.
1 / 5
✪ Csillagok és csillagfejlődés (mondja Szergej Popov asztrofizikus)
✪ Csillagok és csillagfejlődés (Szergej Popov és Ilgonis Vilks narrátora)
✪ Csillagfejlődés. A kék óriás evolúciója 3 perc alatt
✪ Surdin V.G. Star Evolution 1. rész
✪ S. A. Lamzin – "Star Evolution"
A csillagkeletkezés folyamata leírható egységesen, de a csillag fejlődésének további szakaszai szinte teljes mértékben a tömegétől függenek, és csak a csillagfejlődés legvégén játszhat szerepet a kémiai összetétele.
Kis tömegű (legfeljebb három naptömegű) fiatal csillagok [ ] , amelyek a fősorozat felé haladnak, teljesen konvektívek, - a konvekciós folyamat a csillag teljes testét lefedi. Valójában még mindig protocsillagokról van szó, amelyek központjában a magreakciók csak most kezdődnek, és az összes sugárzás elsősorban a gravitációs összenyomódásnak köszönhető. Amíg a hidrosztatikus egyensúly létre nem jön, a csillag fényereje állandó effektív hőmérsékleten csökken. A Hertzsprung-Russell diagramban az ilyen csillagok egy majdnem függőleges pályát alkotnak, amelyet Hayashi-pályának neveznek. Ahogy az összehúzódás lelassul, a fiatal csillag megközelíti a fő sorozatot. Az ilyen típusú objektumok a Taurus típusú csillagokhoz kapcsolódnak.
Ekkor a 0,8 naptömegnél nagyobb tömegű csillagokban a mag átlátszóvá válik a sugárzás számára, és a magban a sugárzási energiaátvitel válik uralkodóvá, mivel a konvekciót egyre inkább gátolja a csillaganyag egyre nagyobb tömörödése. A csillagtest külső rétegeiben a konvektív energiaátadás érvényesül.
Nem tudni biztosan, hogy a kisebb tömegű csillagok milyen tulajdonságokkal rendelkeznek, amikor a fősorozatba érkeztek, mivel az idő, amelyet ezek a csillagok a fiatal kategóriában töltenek, meghaladja az Univerzum korát. ] . E csillagok evolúciójával kapcsolatos minden elképzelés csak numerikus számításokon és matematikai modellezésen alapul.
Ahogy a csillag összehúzódik, a degenerált elektrongáz nyomása növekedni kezd, és a csillag bizonyos sugarának elérésekor az összehúzódás leáll, ami a csillagmagban az összehúzódás okozta további hőmérséklet-emelkedés megtorpanásához vezet. majd annak csökkenésére. A 0,0767 naptömegnél kisebb csillagok esetében ez nem történik meg: a magreakciók során felszabaduló energia soha nem lesz elegendő a belső nyomás és a gravitációs összehúzódás egyensúlyára. Az ilyen „csillagok alatti csillagok” több energiát sugároznak, mint amennyi a termonukleáris reakciók során keletkezik, és az úgynevezett barna törpékhez tartoznak. Sorsuk az állandó összehúzódás, amíg a degenerált gáz nyomása meg nem állítja, majd a fokozatos lehűlés az összes megindult fúziós reakció megszűnésével.
Közepes tömegű (2-8 naptömegű) fiatal csillagok [ ] minőségileg pontosan ugyanúgy fejlődnek, mint kisebb testvéreik, azzal az eltéréssel, hogy nincs konvektív zónájuk a főszekvenciáig.
Az ilyen típusú objektumok az ún. Az Ae\Be Herbig csillagok B-F0 spektrális osztályba tartozó szabálytalan változók. Vannak lemezeik és bipoláris fúvókáik is. Az anyag felszínről való kiáramlásának sebessége, a fényerő és az effektív hőmérséklet lényegesen magasabb, mint a T Taurusnál, így hatékonyan felmelegítik és szétszórják a protostelláris felhő maradványait.
Az ilyen tömegű csillagok már rendelkeznek a normál csillagok jellemzőivel, mert átmentek az összes közbenső szakaszon, és olyan sebességű magreakciókat tudtak elérni, amely kompenzálta a sugárzás okozta energiaveszteséget, miközben a tömeg felhalmozódott a hidrosztatikus egyensúly eléréséhez. a mag. Ezeknél a csillagoknál a tömeg és a fényerő kiáramlása olyan nagy, hogy nemcsak megállítják a molekulafelhő azon külső tartományainak gravitációs összeomlását, amelyek még nem váltak a csillag részévé, hanem éppen ellenkezőleg, eloszlatják azokat. Így a kialakult csillag tömege észrevehetően kisebb, mint a protostelláris felhő tömege. Valószínűleg ez magyarázza a körülbelül 300 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok hiányát galaxisunkban.
A csillagok sokféle színben és méretben kaphatók. A legfrissebb becslések szerint spektrális típusuk a forró kéktől a hideg vörösig terjed, tömegük pedig 0,0767-től körülbelül 300 naptömegig terjed. A csillag fényereje és színe a felületének hőmérsékletétől függ, amelyet viszont a tömege határoz meg. Minden új csillag „elfoglalja a helyét” a fő sorozaton kémiai összetételének és tömegének megfelelően. Ez természetesen nem a csillag fizikai mozgásáról szól, hanem csak a jelzett diagramon elfoglalt helyzetéről, amely a csillag paramétereitől függ. Valójában egy csillag mozgása a diagram mentén csak a csillag paramétereinek változásának felel meg.
Az anyag termonukleáris "égetése" új szinten újraindul, a csillag szörnyű tágulását okozza. A csillag "felduzzad", nagyon "lazává" válik, mérete pedig körülbelül 100-szorosára nő. Így a csillag vörös óriássá válik, és a hélium égési fázisa körülbelül több millió évig tart. Szinte minden vörös óriás változócsillag.
Jelenleg nem tudni biztosan, hogy mi történik a fénycsillagokkal, miután kimerül a hidrogénkészletük belsejében. Mivel a világegyetem életkora 13,7 milliárd év, ami nem elegendő az ilyen csillagok hidrogén-üzemanyag-készletének kimerítéséhez, a jelenlegi elméletek az ilyen csillagokban végbemenő folyamatok számítógépes szimulációin alapulnak.
Egyes csillagok csak néhány aktív zónában képesek héliumot szintetizálni, ami instabilitásukat és erős csillagszelet okoz. Ebben az esetben nem jön létre bolygóköd, és a csillag csak elpárolog, és még egy barna törpénél is kisebb lesz [ ] .
A 0,5 naptömegnél kisebb tömegű csillag még azután sem képes átalakítani héliumot, ha a magjában a hidrogénnel lejátszódó reakciók megszűnnek - egy ilyen csillag tömege túl kicsi ahhoz, hogy a gravitációs összenyomódás új fázisát olyan mértékben biztosítsa, gyújtás" hélium. Ezek közé a csillagok közé tartoznak a vörös törpék, például a Proxima Centauri, amelyek fő sorozatának élettartama több tízmilliárdtól több tíz billió évig terjed. Magukban a termonukleáris reakciók befejeződése után fokozatosan lehűlve tovább gyengén sugároznak az elektromágneses spektrum infravörös és mikrohullámú tartományában.
Elérve csillag közepes méretű(0,4-3,4 naptömeg között) [ ] a vörös óriás fázisból a hidrogén a magjában végződik, és megindulnak a szénszintézis reakciói a héliumból. Ez a folyamat többel megy végbe magas hőmérsékletekés ezért megnövekszik az energiaáramlás a magból, és ennek következtében a csillag külső rétegei tágulni kezdenek. A szénszintézis kezdete új szakaszt jelent egy csillag életében, és egy ideig folytatódik. A Naphoz közeli csillagnál ez a folyamat körülbelül egymilliárd évig tarthat.
A kisugárzott energia mennyiségének változása miatt a csillag instabil időszakokon megy keresztül, beleértve a méret, a felszíni hőmérséklet és az energiafelszabadulás változásait. Az energiafelszabadulás az alacsony frekvenciájú sugárzás felé tolódik el. Mindez az erős csillagszelek és az intenzív pulzálás miatt növekvő tömegveszteséggel jár. Az ebben a fázisban lévő csillagokat "késői típusú csillagoknak" (más néven "nyugdíjas csillagoknak") nevezik, OH-IR csillagok vagy Mira-szerű csillagok, pontos jellemzőiktől függően. A kilökött gáz viszonylag gazdag a csillag belsejében keletkező nehéz elemekben, például oxigénben és szénben. A gáz táguló burkot képez, és a csillagtól távolodva lehűl, lehetővé téve porrészecskék és molekulák képződését. Egy erős infravörös sugárzás forráscsillag ilyen héjakban ideális feltételek alakulnak ki a kozmikus maserek aktiválásához.
A héliumfúziós reakciók nagyon érzékenyek a hőmérsékletre. Néha ez nagy instabilitáshoz vezet. A legerősebb pulzációk keletkeznek, amelyek eredményeképpen a külső rétegek kellő gyorsulást adnak ahhoz, hogy eldobják őket és bolygóköddé alakuljanak. Egy ilyen köd közepén a csillag csupasz magja marad, amelyben a termonukleáris reakciók leállnak, és lehűléskor hélium fehér törpévé alakul, amelynek tömege általában 0,5-0,6 nap. tömegek és a Föld átmérőjének nagyságrendjének megfelelő átmérője.
A csillagok túlnyomó többsége, beleértve a Napot is, összehúzódással fejezi be evolúcióját, amíg a degenerált elektronok nyomása egyensúlyba nem hozza a gravitációt. Ebben az állapotban, amikor a csillag mérete százszorosára csökken, és a sűrűsége milliószor nagyobb lesz, mint a vízé, a csillagot fehér törpének nevezik. Megfosztják energiaforrásaitól, és fokozatosan lehűlve láthatatlan fekete törpévé válik.
A Napnál nagyobb tömegű csillagokban a degenerált elektronok nyomása nem tudja megállítani az atommag további összenyomódását, és az elektronok atommagokká kezdenek "préselni", amitől a protonok neutronokká alakulnak, amelyek között nincs elektrosztatikus taszító erő. Az anyag ilyen neutronizálása ahhoz a tényhez vezet, hogy a csillag méretét, amely valójában egy hatalmas atommag, több kilométerben mérik, és a sűrűsége 100 milliószor nagyobb, mint a víz sűrűsége. Az ilyen objektumot neutroncsillagnak nevezik; egyensúlyát a degenerált neutronanyag nyomása tartja fenn.
Miután egy öt naptömegnél nagyobb tömegű csillag egy vörös szuperóriás színpadára lép, magja a gravitációs erők hatására zsugorodni kezd. A kompresszió növekedésével a hőmérséklet és a sűrűség nő, és a termonukleáris reakciók új sorozata kezdődik meg. Az ilyen reakciókban egyre nehezebb elemek szintetizálódnak: hélium, szén, oxigén, szilícium és vas, ami átmenetileg visszafogja az atommag összeomlását.
Ennek eredményeként, ahogy a periódusos rendszer egyre több nehéz eleme képződik, a vas-56 szilíciumból szintetizálódik. Ebben a szakaszban a további exoterm termonukleáris fúzió lehetetlenné válik, mivel a vas-56-os mag maximális tömeghibás, és nehezebb energiafelszabadulású atommagok kialakulása lehetetlen. Ezért amikor egy csillag vasmagja elér egy bizonyos méretet, a benne lévő nyomás már nem képes ellenállni a csillag fedőrétegeinek súlyának, és a mag azonnali összeomlása következik be az anyag neutronizálásával.
Hogy mi történik ezután, az még nem teljesen világos, de mindenesetre a folyamatban lévő folyamatok pillanatok alatt hihetetlen erejű szupernóva-robbanáshoz vezetnek.
Az erős neutrínó sugarak és a forgó mágneses tér kiszorítja a csillag által felhalmozott anyag nagy részét [ ] - az úgynevezett ülőelemek, beleértve a vasat és a könnyebb elemeket. A táguló anyagot a csillagmagból kibocsátott neutronok bombázzák, befogják őket, és ezáltal a vasnál nehezebb elemek halmaza jön létre, beleértve a radioaktívakat is, egészen az uránig (és esetleg Kaliforniáig). Így a szupernóva-robbanások magyarázzák a vasnál nehezebb elemek jelenlétét a csillagközi anyagban, de nem ez az egyetlen lehetséges módja képződményeiket, amelyek például technéciumcsillagokat mutatnak be.
robbanáshullám és neutrínó sugarai szállítják el az anyagot egy haldokló csillagtól [ ] a csillagközi térbe. Ezt követően, ahogy lehűl és az űrben halad, ez a szupernóva-anyag ütközhet más űrhulladékkal, és esetleg részt vehet új csillagok, bolygók vagy műholdak kialakulásában.
A szupernóva kialakulása során lezajló folyamatokat még vizsgálják, és ez a kérdés egyelőre nem tisztázott. Szintén kérdéses az a pillanat, hogy valójában mi maradt meg az eredeti csillagból. Két lehetőséget azonban mérlegelnek: neutroncsillagokat és fekete lyukakat.
Ismeretes, hogy egyes szupernóvákban a szuperóriás belsejében az erős gravitáció hatására az elektronok abszorbeálódnak az atommagban, ahol protonokkal egyesülve neutronokat képeznek. Ezt a folyamatot neutronizációnak nevezik. A közeli atommagokat elválasztó elektromágneses erők eltűnnek. A csillagok magja jelenleg atommagokból és egyedi neutronokból álló sűrű golyó.
Az ilyen, neutroncsillagoknak nevezett csillagok rendkívül kicsik – nem nagyobbak egy nagyvárosnál –, és elképzelhetetlenül nagy a sűrűségük. Keringési periódusuk rendkívül lerövidül a csillag méretének csökkenésével (a szögimpulzus megmaradása miatt). Egyes neutroncsillagok 600 fordulatot tesznek meg másodpercenként. Némelyiküknél a sugárzásvektor és a forgástengely közötti szög olyan lehet, hogy a Föld beleesik az e sugárzás által alkotott kúpba; ebben az esetben lehetséges a csillag forgási periódusával megegyező időközönként ismétlődő sugárzási impulzus rögzítése. Az ilyen neutroncsillagokat „pulzároknak” nevezték, és ők lettek az első felfedezett neutroncsillagok.
Nem minden csillag válik neutroncsillaggá, miután túljutott a szupernóva-robbanás fázisán. Ha a csillag tömege kellően nagy, akkor egy ilyen csillag összeomlása folytatódik, és maguk a neutronok elkezdenek befelé esni, amíg a sugara kisebb lesz, mint a Schwarzschild-sugár. Ekkor a csillagból fekete lyuk lesz.
A fekete lyukak létezését az általános relativitáselmélet jósolta meg. Ezen elmélet szerint
> Életciklus csillagok
Leírás csillagok élete és halála: evolúciós szakaszok fotóval, molekulafelhők, protocsillag, Bika, fősorozat, vörös óriás, fehér törpe.
Ezen a világon minden fejlődik. Minden ciklus születéssel, növekedéssel kezdődik és halállal végződik. Természetesen a csillagok sajátos módon rendelkeznek ezekkel a ciklusokkal. Emlékezzünk például arra, hogy nagyobb időkerettel rendelkeznek, és évmilliókban és milliárdokban mérik őket. Ráadásul haláluk bizonyos következményekkel is jár. Hogy néz ki a csillagok életciklusa?
Kezdjük egy csillag születésével. Képzeljünk el egy hatalmas hideg molekuláris gázfelhőt, amely könnyen, minden változás nélkül létezhet az univerzumban. Ám hirtelen egy szupernóva felrobban tőle nem messze, vagy összeütközik egy másik felhővel. Ennek a nyomásnak köszönhetően a pusztítás folyamata aktiválódik. Kis részekre van osztva, amelyek mindegyike magába húzódik. Amint már megértetted, ezek a csomók sztárokká készülnek. A gravitáció felmelegíti a hőmérsékletet, és a tárolt lendület tartja fenn a forgást. Az alsó diagram jól szemlélteti a csillagok körforgását (életet, fejlődési szakaszokat, átalakulási lehetőségeket és egy égitest halálát fényképpel).
Az anyag sűrűbben kondenzálódik, felmelegszik és a gravitációs összeomlás taszítja. Az ilyen objektumot protocsillagnak nevezik, amely körül anyagkorong keletkezik. Az alkatrész vonzódik a tárgyhoz, növelve a tömegét. A maradék törmeléket csoportosítják, és egy bolygórendszert hoznak létre. A csillag további fejlődése a tömegtől függ.
Amikor az anyag eléri a csillagot, hatalmas mennyiségű energia szabadul fel. Az új csillagszínpad a prototípusról, a Taurusról kapta a nevét. Ez egy változó csillag, amely 600 fényévnyire található (nem messze).
Nagy fényerőt érhet el, mert az anyag lebomlik és energiát szabadít fel. De a központi részen nincs elég hőmérséklet a magfúzió támogatásához. Ez a fázis 100 millió évig tart.
Egy bizonyos pillanatban az égitest hőmérséklete a szükséges szintre emelkedik, aktiválva a magfúziót. Minden csillag átmegy ezen. A hidrogén héliummá alakul, hatalmas hőtartalékot és energiát szabadítva fel.
Az energia gamma-sugárzásként szabadul fel, de a csillag lassú mozgása miatt hullámhosszal esik le. A fény kifelé tolódik, és szembeszáll a gravitációval. Feltételezhetjük, hogy itt tökéletes egyensúly jön létre.
Meddig lesz a fő sorozatban? A csillag tömegéből kell kiindulni. A vörös törpék (a naptömeg fele) több százmilliárd (billió) évet képesek üzemanyag-ellátásukra fordítani. Az átlagos sztárok 10-15 milliárdan élnek. De a legnagyobbak több milliárd vagy millió évesek. Nézze meg, hogyan néz ki a diagramon a különböző osztályokba tartozó csillagok evolúciója és halála.
Az olvadási folyamat során a hidrogén véget ér, és a hélium felhalmozódik. Ha már egyáltalán nem marad hidrogén, minden magreakció leáll, és a csillag a gravitáció hatására zsugorodni kezd. A mag körüli hidrogénhéj felmelegszik és meggyullad, aminek következtében a tárgy 1000-10000-szeresére nő. Egy bizonyos pillanatban Napunk megismétli ezt a sorsot, miután a Föld körüli pályára emelkedett.
A hőmérséklet és a nyomás eléri a maximumot, és a hélium szénné olvad. Ezen a ponton a csillag összehúzódik, és megszűnik vörös óriás lenni. Nagyobb tömeg esetén a tárgy más nehéz elemeket is eléget.
Egy naptömegű csillagnak nincs elég gravitációs nyomása a szén olvasztásához. Ezért a halál a hélium végével következik be. A külső rétegek kilökődnek, és megjelenik egy fehér törpe. Eleinte meleg, de több száz milliárd év múlva lehűl.
A csillag belső életét két erő szabályozza: a csillaggal szemben álló, azt megtartó vonzáserő és az atommagban végbemenő magreakciók során felszabaduló erő. Éppen ellenkezőleg, hajlamos „lökni” a csillagot a távoli űrbe. A kialakulás szakaszában a sűrű és összenyomott csillag erős gravitációs befolyás alatt áll. Ennek eredményeként erős felmelegedés lép fel, a hőmérséklet eléri a 10-20 millió fokot. Ez elegendő a nukleáris reakciók beindításához, amelyek eredményeként a hidrogén héliummá alakul.
Ezután hosszú időn keresztül a két erő kiegyensúlyozza egymást, a csillag stabil állapotba kerül. Amikor a mag nukleáris üzemanyaga fokozatosan kiszárad, a csillag az instabilitás fázisába lép, két erő áll egymással szemben. Leginkább egy sztár számára jön el a kritikus pillanat különböző tényezők– hőmérséklet, sűrűség, kémiai összetétel. A csillag tömege az első, ezen múlik ennek az égitestnek a jövője - vagy a csillag szupernóvaként fellángol, vagy fehér törpévé, neutroncsillaggá vagy fekete lyuká változik.
Hogyan fogy el a hidrogén
Csak a nagyon nagy égitestek (a Jupiter tömegének körülbelül 80-szorosa) válnak csillagokká, a kisebbek (körülbelül 17-szer kisebbek, mint a Jupiter) bolygókká. Vannak közepes tömegű testek is, túl nagyok ahhoz, hogy a bolygók osztályába tartozzanak, és túl kicsik és hidegek ahhoz, hogy mélységükben a csillagokra jellemző magreakciók menjenek végbe.
Ezek a sötét színű égitestek gyenge fényerővel rendelkeznek, elég nehéz megkülönböztetni őket az égen. Őket "barna törpének" hívják.
Tehát egy csillag a csillagközi gázból álló felhőkből jön létre. Mint már említettük, egy csillag meglehetősen hosszú ideig kiegyensúlyozott állapotban marad. Aztán jön az instabilitás időszaka. A sztár további sorsa számos tényezőtől függ. Tekintsünk egy hipotetikus kis csillagot, amelynek tömege 0,1 és 4 naptömeg között van. A kis tömegű csillagok jellegzetes vonása a konvekció hiánya a belső rétegekben, i.e. a csillagot alkotó anyagok nem keverednek, mint a nagy tömegű csillagoknál.
Ez azt jelenti, hogy amikor a magban elfogy a hidrogén, a külső rétegekben nincs új utánpótlás ebből az elemből. A hidrogén égve héliummá alakul. Fokozatosan a mag felmelegszik, a felszíni rétegek destabilizálják saját szerkezetüket, és a csillag, amint az a D-R diagramból is látható, lassan kilép a fázisból. fő szekvencia. Az új fázisban a csillag belsejében megnő az anyag sűrűsége, a mag összetétele „degenerálódik”, ennek következtében különleges konzisztencia jelenik meg. Ez eltér a normál anyagtól.
Az anyag módosítása
Amikor az anyag megváltozik, a nyomás csak a gázok sűrűségétől függ, a hőmérséklettől nem.
A Hertzsprung-Russell diagramban a csillag jobbra, majd felfelé tolódik, és megközelíti a vörös óriás régiót. Mérete jelentősen megnő, emiatt a külső rétegek hőmérséklete csökken. Egy vörös óriás átmérője elérheti a több száz millió kilométert. Amikor a miénk ebbe a fázisba lép, „lenyeli” vagy a Vénuszt, és ha nem tudja befogni a Földet, akkor olyan mértékben felmelegíti, hogy bolygónkon megszűnik az élet.
A csillag fejlődése során magjának hőmérséklete emelkedik. Először nukleáris reakciók mennek végbe, majd az optimális hőmérséklet elérésekor a hélium megolvad. Amikor ez megtörténik, a maghőmérséklet hirtelen emelkedése kitörést okoz, és a csillag gyorsan balra mozdul. H-R diagramok. Ez az úgynevezett "hélium villanás". Ekkor a héliumtartalmú mag a magot körülvevő héj részét képező hidrogénnel együtt ég el. A G-P diagramon ezt a szakaszt a vízszintes vonal mentén jobbra mozgatva rögzítjük.
Az evolúció utolsó szakaszai
A hélium szénné alakulása során a mag megváltozik. Hőmérséklete addig emelkedik (ha a csillag nagy), amíg a szén el nem kezd égni. Új járvány van. Mindenesetre a csillag evolúciójának utolsó fázisaiban tömegének jelentős csökkenése figyelhető meg. Ez történhet fokozatosan vagy hirtelen, egy kitörés során, amikor a csillag külső rétegei felrobbannak, mint nagy buborék. Az utóbbi esetben egy bolygóköd képződik - egy gömb alakú héj, amely a világűrben másodpercenként több tíz vagy akár több száz kilométeres sebességgel terjed.
Egy csillag végső sorsa attól függ, mekkora tömeg marad minden után, ami benne történik. Ha az összes átalakulás és kitörés során sok anyagot lövellt ki, és tömege nem haladja meg az 1,44 naptömeget, a csillag fehér törpévé változik. Ezt a számot "Csandra-sekara határnak" nevezik Subrahmanyan Chandrasekhar pakisztáni asztrofizikus tiszteletére. Ez a csillag legnagyobb tömege, amelynél a magban lévő elektronok nyomása miatt nem következik be katasztrofális vég.
A külső rétegek kitörése után a csillag magja megmarad, felszíni hőmérséklete nagyon magas - körülbelül 100 000 °K. A csillag a G-R diagram bal szélére mozog, és lefelé száll. Fényereje a méretének csökkenésével csökken.
A csillag lassan eléri a fehér törpék zónáját. Ezek kis átmérőjű csillagok (mint a miénk), de nagyon nagy sűrűség jellemzi őket, a víz sűrűségének másfél milliószorosa. A fehér törpét alkotó anyag köbcentimétere körülbelül egy tonnát nyomna a Földön!
A fehér törpe a csillag evolúciójának utolsó szakaszát jelenti, kitörések nélkül. Lassan lehűl.
A tudósok úgy vélik, hogy a fehér törpe vége nagyon lassan telik el, mindenesetre az Univerzum létezésének kezdete óta úgy tűnik, hogy egyetlen fehér törpe sem szenvedett „hőhalált”.
Ha a csillag nagy, és tömege nagyobb, mint a Nap, akkor szupernóvaként fog kitörni. Egy kitörés során egy csillag teljesen vagy részben megsemmisülhet. Az első esetben gázfelhőt hagy maga után a csillag maradékanyagaival. A másodikban a legnagyobb sűrűségű égitest marad - egy neutroncsillag vagy egy fekete lyuk.
