A csillagközi közeg kondenzációjával keletkezik. Megfigyelések révén meg lehetett állapítani, hogy csillagok keletkeztek más időés mind a mai napig.
A csillagok evolúciójában a fő probléma az energiájuk eredetének kérdése, aminek köszönhetően izzanak és hatalmas mennyiségű energiát sugároznak ki. Korábban számos elméletet terjesztettek elő, amelyek célja a csillagok energiaforrásainak azonosítása volt. Azt hitték, hogy a csillagenergia folyamatos forrása a folyamatos kompresszió. Ez a forrás természetesen jó, de nem képes hosszú ideig fenntartani a megfelelő sugárzást. A 20. század közepén erre a kérdésre megtalálták a választ. A sugárzás forrása a termonukleáris fúziós reakciók. E reakciók eredményeként a hidrogén héliummá alakul, és a felszabaduló energia áthalad a csillag belsejében, átalakul és kisugárzik a világtérbe (érdemes megjegyezni, hogy több hőmérsékletet, annál gyorsabban mennek ezek a reakciók; ez az oka annak, hogy a forró hatalmas csillagok gyorsabban mozognak fő szekvencia).
Most képzeld el egy csillag megjelenését...
A csillagközi gáz- és porközeg felhője kondenzálódni kezdett. Ebből a felhőből meglehetősen sűrű gázgömb képződik. A golyó belsejében uralkodó nyomás még nem képes egyensúlyba hozni a vonzási erőket, ezért zsugorodni fog (talán ilyenkor kisebb tömegű rögök képződnek a csillag körül, amelyek végül bolygókká alakulnak). Összenyomva a hőmérséklet emelkedik. Így a csillag fokozatosan rátelepszik a fő sorozatra. Ekkor a csillag belsejében lévő gáz nyomása kiegyenlíti a vonzást, és a protocsillag csillaggá változik.
Egy csillag fejlődésének korai szakasza nagyon kicsi, és a csillag ekkor már elmerül egy ködben, ezért nagyon nehéz protocsillagot észlelni.
A hidrogén héliummá alakulása csak a csillag középső régióiban történik. A külső rétegekben a hidrogéntartalom gyakorlatilag változatlan marad. Mivel a hidrogén mennyisége korlátozott, előbb-utóbb kiég. Az energiafelszabadulás a csillag közepén leáll, és a csillag magja zsugorodni kezd, a héj pedig megduzzad. Továbbá, ha a csillag kisebb, mint 1,2 naptömeg, akkor a külső réteget ledobja (bolygóköd képződése).
Miután a héj elválik a csillagtól, megnyílnak a belső nagyon forró rétegei, és közben a héj egyre távolabb kerül. Több tízezer év elteltével a héj szétesik, és csak egy nagyon forró és sűrű csillag marad, amely fokozatosan lehűl, fehér törpévé válik. Fokozatosan lehűlve láthatatlan fekete törpékké alakulnak. A fekete törpék nagyon sűrű és hideg csillagok, kb több földet, de tömege összemérhető a Nap tömegével. A fehér törpék lehűlési folyamata több száz millió évig tart.
Ha egy csillag tömege 1,2-2,5 nap, akkor egy ilyen csillag felrobban. Ezt a robbanást hívják szupernóva. Egy pár másodperc alatt feltörő csillag fényességét százmilliószorosára növeli. Az ilyen járványok rendkívül ritkák. Galaxisunkban körülbelül százévente történik szupernóva-robbanás. Egy ilyen villanás után marad egy köd, aminek nagy a rádiósugárzása, és nagyon gyorsan szóródik is, és az úgynevezett neutroncsillag (erről később). Egy ilyen köd a hatalmas rádiósugárzás mellett röntgensugárzás forrása is lesz, de ezt a sugárzást elnyeli a föld légköre, így csak az űrből figyelhető meg.
A csillagrobbanások (szupernóvák) okáról több hipotézis is létezik, de általánosan elfogadott elmélet még nincs. Feltételezhető, hogy ennek oka a csillag belső rétegeinek túl gyors hanyatlása a középpont felé. A csillag gyorsan katasztrofálisan kicsire, körülbelül 10 km-re zsugorodik, sűrűsége ebben az állapotban 10 17 kg/m 3, ami közel áll az atommag sűrűségéhez. Ez a csillag neutronokból áll (miközben úgy tűnik, hogy az elektronok protonokká préselődnek), ezért ún. "NEUTRON". Kezdeti hőmérséklete körülbelül egymilliárd kelvin, de a jövőben gyorsan lehűl.
Ez a csillag kis méretének és gyors lehűlésének köszönhetően hosszú ideje lehetetlennek tartották megfigyelni. De egy idő után pulzárokat fedeztek fel. Ezekről a pulzárokról kiderült, hogy neutroncsillagok. A rádióimpulzusok rövid távú sugárzása miatt nevezték el így. Azok. a csillag villogni látszik. Ez a felfedezés egészen véletlenül és nem is olyan régen, mégpedig 1967-ben történt. Ezek a periodikus impulzusok abból fakadnak, hogy a tekintetünk melletti nagyon gyors forgás során a mágneses tengely kúpja folyamatosan vibrál, ami szöget zár be a forgástengellyel.
A pulzárt nálunk csak mágneses tengely orientáció mellett lehet kimutatni, és ez az összlétszámuk körülbelül 5%-a. Néhány pulzár nem található rádióködben, mivel a ködök viszonylag gyorsan szétszóródnak. Százezer év elteltével ezek a ködök már nem láthatók, a pulzárok korát pedig több tízmillió évre becsülik.
Ha egy csillag tömege meghaladja a 2,5 naptömeget, akkor létezése végén mintegy önmagába omlik, és saját súlya által összetörik. Pillanatok alatt ponttá válik. Ezt a jelenséget "gravitációs összeomlásnak" nevezték, és ezt az objektumot "fekete lyuknak" is nevezték.
A fentiekből kitűnik, hogy a csillag fejlődésének végső szakasza a tömegétől függ, de figyelembe kell venni ennek a tömegnek és forgásnak az elkerülhetetlen elvesztését is.
Különböző tömegű csillagok evolúciója
A csillagászok nem figyelhetik meg egy csillag életét az elejétől a végéig, mert még a legrövidebb életű csillagok is léteznek évmilliókig. hosszabb élettartam az egész emberiségé. A fizikai jellemzők időbeli változása és kémiai összetétel csillagok, azaz. A csillagok evolúcióját a csillagászok az evolúció különböző szakaszaiban lévő csillagok jellemzőinek összehasonlításával vizsgálják.
A csillagok megfigyelt jellemzőit összekötő fizikai mintázatok tükröződnek a szín-fényesség diagramon - a Hertzsprung-Russell diagramon, amelyen a csillagok külön csoportosításokat - sorozatokat alkotnak: a csillagok fő sorozata, szuperóriások sorozata, fényes és halvány óriások, alóriások. , szubtörpék és fehér törpék.
Életének nagy részében bármely csillag a szín-fényesség diagram úgynevezett fősorozatán szerepel. A csillagok evolúciójának összes többi szakasza a tömör maradvány kialakulása előtt ennek az időnek legfeljebb 10%-át veszi igénybe. Ez az oka annak, hogy a galaxisunkban megfigyelt csillagok többsége szerény vörös törpe, amelynek tömege a Nap vagy annál kisebb. A fő sorozat az összes megfigyelt csillag körülbelül 90%-át tartalmazza.
Egy csillag élettartama és mivé válik a végén életút, teljes mértékben a tömege határozza meg. A Nap tömegénél nagyobb tömegű csillagok sokkal kevesebbet élnek, mint a Nap, és a legnagyobb tömegű csillagok élettartama is csak több millió év. A csillagok túlnyomó többségének élettartama körülbelül 15 milliárd év. Miután a csillag kimeríti energiaforrásait, hűlni és zsugorodni kezd. A csillagok evolúciójának végterméke kompakt, nagy tömegű objektumok, amelyek sűrűsége sokszorosa a közönséges csillagokénak.
Csillagok különböző súlyú végül három állapot valamelyikébe jutnak: fehér törpék, neutroncsillagok vagy fekete lyukak. Ha a csillag tömege kicsi, akkor a gravitációs erők viszonylag gyengék, és a csillag összenyomódása (gravitációs összeomlása) leáll. Egy fehér törpe stabil állapotába lép. Ha a tömeg meghaladja a kritikus értéket, a tömörítés folytatódik. Nagyon nagy sűrűség esetén az elektronok protonokkal egyesülve neutronokat képeznek. Hamarosan szinte az egész csillag csak neutronokból áll, és olyan hatalmas sűrűségű, hogy egy nagyon kicsi, több kilométeres sugarú golyóban hatalmas csillagtömeg koncentrálódik, és a kompresszió leáll - neutroncsillag keletkezik. Ha a csillag tömege akkora, hogy még a neutroncsillag kialakulása sem állítja meg a gravitációs összeomlást, akkor a csillag fejlődésének végső szakasza egy fekete lyuk lesz.
Bár a csillagok emberi időskálán örökkévalónak tűnnek, mint minden természetben, születnek, élnek és meghalnak. A gáz- és porfelhő általánosan elfogadott hipotézise szerint a csillag egy csillagközi gáz- és porfelhő gravitációs összenyomásának eredményeként születik. Ahogy egy ilyen felhő sűrűsödik, először kialakul protosztár, a középpontjában a hőmérséklet folyamatosan növekszik, amíg el nem éri azt a határt, amely ahhoz szükséges, hogy a részecskék hőmozgásának sebessége túllépje a küszöbértéket, ami után a protonok képesek legyőzni a kölcsönös elektrosztatikus taszítás makroszkopikus erőit ( cm. Coulomb-törvény) és reagáljon termo nukleáris fúzió (cm. Nukleáris bomlás és fúzió).
Többlépcsős reakció eredményeként termonukleáris fúzió négy protonból végül egy héliummag keletkezik (2 proton + 2 neutron), és egy egész szökőkút szabadul fel különféle elemi részecskékből. Végső állapotban a képződött részecskék össztömege Kevésbé a négy eredeti proton tömege, ami azt jelenti, hogy a reakció során szabad energia szabadul fel ( cm. Relativitás-elmélet). Emiatt az újszülött csillagok belső magja gyorsan ultramagas hőmérsékletre melegszik fel, és felesleges energiája elkezd kifröccsenni a kevésbé forró felülete felé – és kifelé. Ugyanakkor a csillag középpontjában a nyomás növekedni kezd ( cm. Az ideális gáz állapotegyenlete). Így a termonukleáris reakció során a hidrogén "elégetésével" a csillag nem engedi, hogy a gravitációs vonzás erői szupersűrűségbe sűrítsék össze magát, így a gravitációs összeomlást folyamatosan megújuló belső hőnyomással ellensúlyozzák, ami stabil energiát eredményez. egyensúly. Az aktív hidrogénégető szakaszban lévő csillagokról azt mondják, hogy életciklusuk vagy evolúciójuk "fő fázisában" vannak. cm. Hertzsprung-Russell diagram). Egyesek átalakulása kémiai elemek másoknak a csillagok belsejében hívják nukleáris fúzió vagy nukleoszintézis.
A Nap körülbelül 5 milliárd éve a hidrogén elégetésének aktív szakaszában van az aktív nukleoszintézis folyamatában, és a magban lévő hidrogéntartalékoknak elegendőnek kell lenniük a világítótestünk számára további 5,5 milliárd évre. Minél nagyobb egy csillag, annál több a hidrogén üzemanyaga, de a gravitációs összeomlás erőinek ellensúlyozása érdekében a hidrogént olyan sebességgel kell elégetnie, amely meghaladja a hidrogéntartalékok növekedési sebességét, ahogy a csillag tömege nő. Így minél nagyobb tömegű a csillag, annál rövidebb az élettartama, amelyet a hidrogéntartalékok kimerülése határoz meg, és a legnagyobb csillagok szó szerint "néhány" tízmillió év alatt kiégnek. A legkisebb csillagok viszont több száz milliárd évig kényelmesen élnek. Tehát e skála szerint a mi Napunk az „erős középparasztokhoz” tartozik.
Előbb-utóbb azonban bármelyik csillag elhasználja a fúziós kemencében az elégetéshez rendelkezésre álló hidrogént. Mi a következő lépés? Ez a csillag tömegétől is függ. A Nap (és minden csillag tömege nyolcszorosánál kisebb) nagyon banális módon fejezi be életét. Ahogy a csillag belsejében lévő hidrogéntartalékok kimerülnek, a gravitációs összehúzódási erők, amelyek a csillag születése óta türelmesen vártak erre az órára, elkezdenek érvényesülni - és ezek hatására a csillag megindul. összezsugorodni és lecsapódni. Ennek a folyamatnak kettős hatása van: A közvetlenül a csillag magja körüli rétegekben a hőmérséklet olyan szintre emelkedik, amelynél az ott található hidrogén végül fúziós reakcióba lép, hélium képződésével. Ugyanakkor magában a magban, amely jelenleg gyakorlatilag egy héliumból áll, a hőmérséklet annyira megemelkedik, hogy maga a hélium - a bomló elsődleges nukleoszintézis reakció egyfajta "hamuja" - új termonukleáris fúziós reakcióba lép: egy szén. mag három héliummagból képződik. A termonukleáris fúziónak ez a másodlagos reakciófolyamata, amelyet az elsődleges reakció termékei táplálnak, az egyik Főbb pontok a csillagok életciklusa.
A hélium másodlagos égése során a csillagok magjában annyi energia szabadul fel, hogy a csillag szó szerint duzzadni kezd. Különösen a Nap burka ebben az életszakaszban fog kitágulni a Vénusz pályáján túlra. Ebben az esetben a csillag sugárzásának összenergiája megközelítőleg ugyanazon a szinten marad, mint életének fő szakaszában, de mivel ez az energia most sokkal nagyobb felületen sugárzik ki, a csillag külső rétege vörösre hűl. a spektrum része. A csillag átváltozik vörös óriás.
Az olyan csillagok esetében, mint a Nap, a nukleoszintézis másodlagos reakcióját tápláló üzemanyag kimerülése után ismét beáll a gravitációs összeomlás szakasza - ezúttal a végső. A mag belsejében a hőmérséklet már nem képes arra a szintre emelkedni, amely a fúzió következő szintjének elindításához szükséges. Ezért a csillag addig zsugorodik, amíg a gravitációs vonzás erőit a következő erőgát kiegyenlíti. Az ő szerepében az degenerált elektrongáz nyomás(cm. Chandrasekhar határ). Az elektronok, amelyek eddig a csillagfejlődésben a munkanélküli statiszták szerepét játszották, nem vesznek részt a magfúziós reakciókban, és szabadon mozognak a fúziós folyamatban lévő atommagok között, a kompresszió egy bizonyos szakaszában megfosztják őket. az "élettér" és elkezdenek "ellenállni" a csillag további gravitációs összenyomásának. A csillag állapota stabilizálódik, és degenerálttá válik fehér törpe, amely maradékhőt sugároz az űrbe, amíg teljesen ki nem hűl.
A Napnál nagyobb tömegű csillagok sokkal látványosabb végre várnak. A hélium elégetése után tömegük a kompresszió során elegendő ahhoz, hogy a mag és a héj a következő nukleoszintézis-reakciók - szén, majd szilícium, magnézium - és így tovább, a magtömeg növekedésével a következő nukleoszintézis-reakciók elindításához szükséges hőmérsékletre melegedjenek. Ugyanakkor a csillag magjában minden új reakció elején az előző a héjában folytatódik. Valójában az Univerzumot alkotó összes kémiai elem, a vasig, pontosan a nukleoszintézis eredményeként jött létre az ilyen típusú haldokló csillagok belsejében. De a vas a határ; nem szolgálhat üzemanyagként magfúzióhoz vagy bomlási reakciókhoz semmilyen hőmérsékleten és nyomáson, mivel mind bomlásához, mind további nukleonok hozzáadásához külső energia beáramlása szükséges. Ennek eredményeként egy hatalmas csillag fokozatosan felhalmoz magában egy vasmagot, amely nem tud üzemanyagként szolgálni további nukleáris reakciókhoz.
Amint az atommag belsejében a hőmérséklet és a nyomás elér egy bizonyos szintet, az elektronok kölcsönhatásba lépnek a vasmagok protonjaival, ami neutronok képződését eredményezi. És nagyon rövid időn belül - egyes teoretikusok úgy vélik, hogy ez másodpercek kérdése - a csillag előző evolúciója során szabaddá vált elektronok szó szerint feloldódnak a vasmagok protonjaiban, a csillag magjának összes anyaga folyamatos anyaggá alakul. neutroncsomó, és a gravitációs összeomlás során gyorsan zsugorodni kezd, mivel a vele szemben álló degenerált elektrongáz nyomása nullára csökken. A csillag külső héja, amely alól minden támasz kiütődik, a közepe felé omlik. Az összeomlott külső héj ütközési energiája a neutronmaggal olyan nagy, hogy nagy sebességgel visszapattan és minden irányba szétszóródik a magról – a csillag pedig szó szerint egy vakító villanással felrobban. szupernóva csillagok. Egy szupernóva-robbanás során pillanatok alatt több energia szabadulhat fel az űrbe, mint a galaxis összes csillaga együttvéve ugyanannyi idő alatt.
A szupernóva-robbanás és a 10-30 naptömegű csillagok héjának kitágulása után a folyamatban lévő gravitációs összeomlás egy neutroncsillag kialakulásához vezet, amelynek anyaga addig összenyomódik, amíg el nem kezdi önmagát alkotni. filc degenerált neutronok nyomása - más szóval, most a neutronok (akárcsak az elektronok korábban) kezdenek ellenállni a további kompressziónak, ami megköveteli saját magadélettér. Ez általában akkor következik be, amikor a csillag eléri a körülbelül 15 km átmérőjű méretet. Ennek eredményeként gyorsan forgó neutroncsillag keletkezik, amely kibocsát elektromágneses impulzusok forgási gyakoriságával; az ilyen csillagokat hívják pulzárok. Végül, ha a csillag magjának tömege meghaladja a 30 naptömeget, semmi sem állíthatja meg további gravitációs összeomlását, és egy szupernóva-robbanás következtében
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. A világűrben az idő a maga kategóriái szerint él, a távolságok és dimenziók 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 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 galaxisunkban élő csillagok és bolygók evolúciója Tejútés az egész univerzum, többnyire jól tanulmányozott. A térben megingathatatlanok a fizika törvényei, amelyek segítenek megérteni az eredetet űrobjektumok. dőlj be ez az eset az ősrobbanás elmélete fogadta el, amely ma a világegyetem keletkezésének 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 megjelenésének tana csillagrendszerek eltér a történések léptékében és az időkeretben, ami az Univerzum egészétől eltérően megfigyelhető modern eszközökkel tudomány.
tanul életciklus a csillagok a hozzánk legközelebb álló csillagok példájának tekinthetők. 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 apró részecskék csillagközi felhők keletkeztek, 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, nulla alatti hőmérsékletet és zónát hozva létre a sűrű gázfelhalmozódáson belül. alacsony nyomás. 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 emelkedése képződéshez vezet jövő sztárja saját súlypont.
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 származó sugárzás csak abban figyelhető meg infravörös tartomány, amely az egyetlen lehetőség egy sztár születésére. 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, 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.
tanul spektrális elemzés A Nap és más csillagok energiájával kapcsolatban a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy a csillagok és 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 különböző időszakok másként néz ki a létezése. 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.
Egy csillag tömegére vonatkozó adatok felhasználásával feltételezhetjük fejlődési útját. 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 növekedéshez gravitációs erők nyomóerők meghajtása. 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 túlélheti egyedi jelenség- egy új űrobjektum születése.
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.
Napunk több mint 4,5 milliárd éve süt. Ugyanakkor folyamatosan hidrogént fogyaszt. Teljesen világos, hogy bármennyire is nagyok voltak a tartalékai, de egyszer kimerülnek. És mi lesz a fénnyel? Erre a kérdésre van válasz. Egy csillag életciklusa más hasonló űrképződményekből is tanulmányozható. Valóban, az űrben léteznek igazi pátriárkák, akiknek életkora 9-10 milliárd év. És vannak nagyon fiatal sztárok. Nem többek néhány tízmillió évesnél.
Ezért, ha megfigyeljük az Univerzumot „szórva” különböző csillagok állapotát, megérthetjük, hogyan viselkednek az idő múlásával. Itt analógiát vonhatunk egy idegen megfigyelővel. A Földre repült, és embereket kezdett tanulmányozni: gyerekeket, felnőtteket, időseket. Tehát abszolút rövid periódus amikor megértette, milyen változások történnek az emberekben életük során.
A Nap jelenleg egy sárga törpe
Évmilliárdok telik el, és vörös óriás lesz belőle - 2
Aztán válj fehér törpévé - 3
Ezért biztosan kijelenthető, hogy amikor a Nap központi részének hidrogéntartalékai kimerülnek, a termonukleáris reakció nem áll le. Az a zóna, ahol ez a folyamat folytatódik, elkezd mozdulni világítótestünk felszíne felé. Ugyanakkor a gravitációs erők már nem lesznek képesek befolyásolni a termonukleáris reakció eredményeként kialakuló nyomást.
Következésképpen, a csillag mérete növekedni kezd, és fokozatosan vörös óriássá válik. Ez egy űrobjektum az evolúció késői szakaszában. De ez ugyanúgy történik korai fázis csillagképződés során. Csak a második esetben a vörös óriás összezsugorodik és átalakul fősorozat csillaga. Vagyis olyanban, amelyben a hélium hidrogénből történő szintézisének reakciója megy végbe. Egyszóval amivel egy csillag életciklusa kezdődik, azzal véget is ér.
Napunk mérete annyira megnő, hogy elnyeli a legközelebbi bolygókat. Ezek a Merkúr, a Vénusz és a Föld. De nem kell félned. A világítótest néhány milliárd év múlva elkezd elhalni. Ezalatt az idő alatt civilizációk tucatjai, sőt talán százai is megváltoznak. Az ember többször is felvesz egy klubot, és évezredek után újra leül a számítógéphez. Ez a szokásos ciklikusság, amelyen az egész univerzum alapul.
De a vörös óriássá válás nem jelenti a végét. A termonukleáris reakció a külső héjat az űrbe dobja. És a központban lesz egy hélium mag, amely mentes az energiától. A gravitációs erők hatására összezsugorodik, és a végén rendkívül sűrű, nagy tömegű térképződmény lesz. A kihunyt és lassan lehűlő csillagok ilyen maradványait nevezzük fehér törpék.
Fehér törpénk sugara 100-szor kisebb lesz, mint a Nap sugara, és a fényesség 10 ezerszeresére csökken. Ugyanakkor a tömeg hasonló lesz a jelenlegi napelemhez, és a sűrűség több mint egymilliószorosa lesz. Nagyon sok ilyen fehér törpe van a galaxisunkban. Számuk az összes csillagszám 10%-a.
Meg kell jegyezni, hogy a fehér törpék hidrogén és hélium. De nem mászunk be a vadonba, csak azt vegyük észre, hogy erős kompresszió esetén gravitációs összeomlás következhet be. És ez tele van egy kolosszális robbanással. Ugyanakkor szupernóva-robbanást figyelnek meg. A "szupernova" kifejezés nem a kort, hanem a vaku fényerejét jellemzi. Csak hát a fehér törpe sokáig nem volt látható a kozmikus mélységben, és hirtelen ragyogó fény jelent meg.
A legtöbb felrobbanó szupernóva nagy sebességgel szóródik szét az űrben. A megmaradt központi részt pedig még sűrűbb képződménybe tömörítjük és ún neutroncsillag. Ez a csillagfejlődés végterméke. Tömege a Napéhoz hasonlítható, sugara pedig mindössze néhány tíz kilométert ér el. Egy kocka egy neutroncsillag több millió tonnát nyomhat. Elég sok ilyen képződmény van az űrben. Számuk körülbelül ezerszer kevesebb, mint a hétköznapi napoké, amelyek a Föld éjszakai égboltjával vannak teleszórva.
Azt kell mondanom, hogy egy csillag életciklusa közvetlenül összefügg a tömegével. Ha megfelel a Napunk tömegének, vagy annál kisebb, akkor az élet végén megjelenik egy fehér törpe. Vannak azonban olyan világítótestek, amelyek tízszer és százszor nagyobbak a Napnál.
Amikor az ilyen óriások az öregedés során összezsugorodnak, úgy torzítják el a teret és az időt, hogy fehér törpe helyett fekete lyuk. Gravitációs vonzása olyan erős, hogy még a fénysebességgel mozgó tárgyak sem tudják legyőzni. A lyuk mérete jellemzi gravitációs sugár. Ez annak a gömbnek a sugara, amelyet határol eseményhorizont. A tér-idő határt képviseli. Bármely kozmikus test, miután legyőzte azt, örökre eltűnik, és soha nem tér vissza.
Sok elmélet létezik a fekete lyukakról. Mindegyik a gravitáció elméletén alapul, mivel a gravitáció az egyik legfontosabb erő az univerzumban. A fő minősége pedig az sokoldalúság. Legalábbis ma egyetlen olyan űrobjektumot sem fedeztek fel, amelynek ne lenne gravitációs kölcsönhatása.
Van egy feltételezés, hogy keresztül fekete lyuk párhuzamos világba léphetsz. Vagyis egy csatorna egy másik dimenzióba. Minden lehetséges, de minden kijelentés megköveteli gyakorlati bizonyítékok. Ilyen kísérletet azonban még egyetlen halandó sem tudott végrehajtani.
Így egy csillag életciklusa több szakaszból áll. Mindegyikben a világítótest egy bizonyos minőségben működik, ami alapvetően különbözik az előzőtől és a jövőbenitől. Ez az egyediség és a titokzatosság világűr. Amikor megismered, önkéntelenül is arra gondolsz, hogy az ember fejlődésének több szakaszán is keresztülmegy. És a burok, amelyben most létezünk, csak az átmeneti szakasz valamilyen másik államba. De ez a következtetés ismét gyakorlati megerősítést igényel..
