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, eléggé hosszú idő a csillag egyensúlyban van. 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. jellemző tulajdonság kis tömegű csillagok a konvekció hiánya a belső rétegekben, azaz. 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 kimozdul a fősorozat fázisából. 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. Utóbbi esetben egy planetáris köd képződik - egy gömbhéj, amely beleterjed világűr másodpercenként több tíz vagy akár több száz kilométeres sebességgel.
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.
Mint minden test a természetben, a csillagok sem maradhatnak változatlanok. Megszületnek, fejlődnek és végül „meghalnak”. A csillagok evolúciója évmilliárdokat vesz igénybe, de keletkezésük idejével kapcsolatban viták vannak. Korábban a csillagászok úgy vélték, hogy a csillagporból való "születésük" folyamata több millió évig tart, de nem is olyan régen az Orion Nagy-köd égboltjának egy régiójáról készült fényképek. Néhány év alatt volt egy kicsi
Az 1947-es fényképeken csillagszerű objektumok egy kis csoportját rögzítették ezen a helyen. 1954-re ezek egy része már hosszúkássá vált, és újabb öt év elteltével ezek a tárgyak különálló tárgyakra bomlottak. Tehát először a csillagok születésének folyamata szó szerint a csillagászok előtt zajlott le.
Nézzük meg közelebbről, hogyan zajlik a csillagok szerkezete és evolúciója, hogyan kezdik és fejezik be végtelen, emberi mércével mért életüket.
Hagyományosan a tudósok azt feltételezik, hogy a csillagok a gáz-por környezet felhőinek kondenzációja eredményeként jönnek létre. A gravitációs erők hatására a kialakult felhőkből sűrű szerkezetű, átlátszatlan gázgömb képződik. Belső nyomása nem tudja kiegyenlíteni az őt összenyomó erőket. gravitációs erők. Fokozatosan a golyó annyira összezsugorodik, hogy a csillag belsejének hőmérséklete megemelkedik, és a golyó belsejében lévő forró gáz nyomása kiegyenlíti a külső erőket. Ezt követően a tömörítés leáll. Ennek a folyamatnak az időtartama a csillag tömegétől függ, és általában kettőtől több száz millió évig terjed.
A csillagok szerkezete egy nagyon magas hőmérsékletű mélységükben, ami hozzájárul a folyamatos termonukleáris folyamatokhoz (az őket alkotó hidrogén héliummá alakul). Ezek a folyamatok okozzák a csillagok intenzív sugárzását. Azt az időt, ameddig elfogyasztják a rendelkezésre álló hidrogénkészletet, a tömegük határozza meg. A sugárzás időtartama is ettől függ.
Amikor a hidrogéntartalékok kimerülnek, a csillagok evolúciója megközelíti a kialakulásának szakaszát, ami a következőképpen történik. Az energiafelszabadulás megszűnése után a gravitációs erők elkezdik összenyomni az atommagot. Ebben az esetben a csillag mérete jelentősen megnő. A fényerő is nő, ahogy a folyamat folytatódik, de csak vékony rétegben a mag határán.
Ezt a folyamatot a zsugorodó héliummag hőmérsékletének növekedése és a héliummagok szénmagokká történő átalakulása kíséri.
Az előrejelzések szerint Napunk nyolcmilliárd éven belül vörös óriássá válik. Ugyanakkor a sugara több tízszeresére, a fényerő pedig több százszorosára nő a jelenlegi mutatókhoz képest.
A csillagok élettartama, mint már említettük, a tömegétől függ. A napnál kisebb tömegű tárgyak nagyon gazdaságosan "kihasználják" tartalékaikat, így akár több tízmilliárd évig is ragyoghatnak.
A csillagok evolúciója a keletkezéssel ér véget, ez történik azokkal, amelyek tömege közel van a Nap tömegéhez, azaz. nem haladja meg az 1,2-t.
Az óriáscsillagok általában gyorsan kimerítik nukleáris üzemanyag-készletüket. Ez jelentős tömegvesztéssel jár együtt, különösen a külső héjak leválása miatt. Ennek eredményeként csak egy fokozatosan lehűlő központi rész marad meg, amelyben a nukleáris reakciók teljesen leálltak. Idővel az ilyen csillagok leállítják sugárzásukat és láthatatlanná válnak.
De néha megzavarják a csillagok normális fejlődését és szerkezetét. Ez leggyakrabban olyan hatalmas objektumokra vonatkozik, amelyek minden típusú termonukleáris üzemanyagot kimerítettek. Aztán neutronokká alakíthatók át, vagy És minél több tudós tanul meg ezekről a tárgyakról, annál több új kérdés merül fel.
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 egy bizonyos szakaszban van életciklus. 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 típusú 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 az univerzum életkora 13,7 milliárd év, ami nem elegendő az ilyen csillagok hidrogén-üzemanyag-készletének kimerítéséhez, modern elméletek az ilyen csillagokban végbemenő folyamatok számítógépes szimulációján 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 magasabb hőmérsékleten megy végbe, ezért a magból érkező energiaáram megnő, és ennek eredményeként 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. A forráscsillag erős infravörös sugárzásával ideális feltételek alakulnak ki az ilyen héjakban 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 lehűlve 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 további exoterm termonukleáris fúzió lehetetlenné válik, mivel a vas-56-os mag maximális tömeghibás, és nehezebb energiafelszabadulású magok képződése 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 a neutrínó fúvókák elszállítják az anyagot haldokló csillag [ ] 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 – legfeljebb nagyváros, és elképzelhetetlenül nagy sűrűségűek. 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
A jobb felső sarokban egy pontot foglal el: nagy fényerővel és alacsony hőmérséklet. A fő sugárzás a infravörös tartomány. A hideg porhéj sugárzása elér hozzánk. Az evolúció során a csillag helyzete a diagramon megváltozik. Az egyetlen energiaforrás ebben a szakaszban a gravitációs összehúzódás. Ezért a csillag meglehetősen gyorsan mozog az y tengellyel párhuzamosan.
A felület hőmérséklete nem változik, de a sugár és a fényesség csökken. A csillag középpontjában a hőmérséklet emelkedik, elérve azt az értéket, amelynél a reakciók beindulnak a könnyű elemekkel: lítium, berillium, bór, amelyek gyorsan kiégnek, de képesek lelassítani a kompressziót. A pálya párhuzamosan fordul az y tengellyel, a csillag felszínén a hőmérséklet emelkedik, a fényerő pedig szinte állandó marad. Végül a csillag közepén megindulnak a hidrogénből hélium képződésének reakciói (hidrogén égés). A csillag belép a fő sorozatba.
A kezdeti szakasz időtartamát a csillag tömege határozza meg. A Naphoz hasonló csillagok esetében ez körülbelül 1 millió év, egy 10 tömegű csillagnál M☉ körülbelül 1000-szer kisebb, és 0,1 tömegű csillag esetén M☉ ezerszer többet.
Evolúciójának kezdetén egy kis tömegű csillag sugárzó maggal és konvektív burokkal rendelkezik (82. ábra, I).
A szekvencia fő szakaszában a csillag a hidrogén héliummá történő átalakulásának magreakcióiban felszabaduló energia miatt világít. A hidrogénellátás biztosítja az 1 tömegű csillag fényességét M☉ Körülbelül 10 10 éven belül. A nagyobb tömegű csillagok gyorsabban fogyasztják a hidrogént: például egy 10 tömegű csillag M☉ a hidrogént kevesebb mint 10 7 éven belül elhasználja (a fényerő arányos a tömeg negyedik hatványával).
Ahogy a hidrogén kiég, a csillag központi részei erősen összenyomódnak.
A fő sorozatba való belépés után egy nagy tömegű csillag evolúciója (>1,5 M☉) a nukleáris üzemanyag égésének körülményei határozzák meg a csillag belsejében. A szekvencia fő szakaszában ez a hidrogén égése, de a kis tömegű csillagokkal ellentétben a magban a szén-nitrogén körfolyamat reakciói dominálnak. Ebben a ciklusban a C és N atomok katalizátorként játszanak szerepet. Az energiafelszabadulás sebessége egy ilyen ciklus reakcióiban arányos T 17 . Ezért a magban egy konvektív mag képződik, amelyet egy zóna vesz körül, amelyben az energiaátvitel sugárzással történik.
A nagy tömegű csillagok fényereje sokkal nagyobb, mint a Napé, a hidrogén pedig sokkal gyorsabban fogyasztódik el. Ez annak köszönhető, hogy az ilyen csillagok középpontjában a hőmérséklet is sokkal magasabb.
Ahogy a hidrogén aránya a konvektív mag anyagában csökken, az energiafelszabadulás sebessége csökken. De mivel a felszabadulás sebességét a fényerő határozza meg, a mag zsugorodni kezd, és az energiafelszabadulás sebessége állandó marad. Ugyanakkor a csillag kitágul, és átmegy a vörös óriások régiójába.
Mire a hidrogén teljesen kiég, egy kis héliummag képződik egy kis tömegű csillag közepén. A magban az anyagsűrűség és a hőmérséklet eléri a 10 9 kg/m, illetve a 10 8 K értéket. A hidrogén égése a mag felületén megy végbe. Ahogy a mag hőmérséklete emelkedik, a hidrogénégetés sebessége és a fényerő növekszik. A sugárzó zóna fokozatosan eltűnik. A konvektív áramlások sebességének növekedése miatt pedig a csillag külső rétegei megduzzadnak. Mérete és fényereje nő - a csillag vörös óriássá változik (82. ábra, II).
Amikor egy nagy tömegű csillag hidrogéne teljesen elfogy, a magban hármas héliumreakció indul be, és ezzel egyidejűleg az oxigénképződés reakciója (3He => C és C + He => 0). Ugyanakkor a hidrogén elkezd égni a héliummag felületén. Megjelenik az első réteg forrása.
A héliumkészlet nagyon gyorsan elfogy, mivel a leírt reakciókban minden elemi aktusban viszonylag kevés energia szabadul fel. A kép ismétli önmagát, és két rétegforrás jelenik meg a csillagban, és a magban megindul a C + C => Mg reakció.
Az evolúciós pálya ebben az esetben nagyon összetettnek bizonyul (84. ábra). A Hertzsprung-Russell diagramban a csillag az óriások sorozata mentén mozog, vagy (a szuperóriás régióban nagyon nagy tömeggel) periodikusan cefeivé válik.
Egy kis tömegű csillagban végül a konvektív áramlás sebessége valamilyen szinten eléri a másodpercet térsebesség, a héj leszakad, és a csillag fehér törpévé változik, körülötte egy bolygóköd.
Egy kis tömegű csillag evolúciós nyoma a Hertzsprung-Russell diagramon a 83. ábrán látható.
Az evolúció végén egy nagy tömegű csillagnak nagyon összetett szerkezete van. Minden rétegnek megvan a maga kémiai összetétele, több rétegforrásban nukleáris reakciók játszódnak le, középen vasmag képződik (85. ábra).
A vassal végbemenő nukleáris reakciók nem mennek végbe, mivel energia felhasználását (és nem felszabadulását) követelik meg. Ezért a vasmag gyorsan összenyomódik, a hőmérséklet és a sűrűség növekszik, fantasztikus értékeket érve el - 10 9 K hőmérsékletet és 10 9 kg / m 3 nyomást. anyag az oldalról
Ebben a pillanatban két legfontosabb folyamat indul be, amelyek egyszerre és nagyon gyorsan (nyilván percek alatt) mennek végbe a sejtmagban. Az első az, hogy az atommagok ütközése során a vasatomok 14 héliumatommá bomlanak, a második az, hogy az elektronok protonokká „préselődnek”, neutronokat képezve. Mindkét folyamat az energia elnyelésével jár, és a mag hőmérséklete (a nyomás is) azonnal leesik. A csillag külső rétegei a középpont felé kezdenek esni.
A külső rétegek esése a hőmérséklet meredek emelkedéséhez vezet bennük. A hidrogén, a hélium, a szén elkezd égni. Ezt egy erőteljes neutronáram kíséri, amely a központi magból származik. Ennek eredményeként a legerősebb atomrobbanás, a csillag külső, már minden nehéz elemet tartalmazó rétegeit ledobva egészen Kaliforniáig. A modern nézetek szerint a nehéz kémiai elemek összes atomja (azaz a héliumnál nehezebb) az Univerzumban pontosan fáklyákban jött létre.
Szövetségi Oktatási Ügynökség
GOU VPO
Ufa Állami Gazdasági és Szolgáltatási Akadémia
"fizika" tanszék
TESZT
"A modern természettudomány fogalmai" tudományágban
a "Csillagok és fejlődésük" témában
Készítette: Lavrinenko R.S.
csoport SZ-12
Ellenőrizte: Altaiskaya A.V.
Ufa-2010
Bevezetés……………………………………………………………………………3
A csillagok fejlődésének szakaszai…………………………………………………………………………………………………………………… ……………………………………………………………………………………………………………………………………… …………
A csillagok jellemzői és kémiai összetétele………………………… 11
A Nap evolúciójának előrejelzése……………………………………………… ........20
A csillagok hőenergiájának forrásai……………………………………………………………………………………………………………………… ……………………………………………………………………………………………………………………………………… ………………………….
Következtetés…………………………………………………………..............
Irodalom…………………………………………………………………………
Bevezetés
Egy tiszta, hold nélküli éjszakán szabad szemmel körülbelül 3000 csillag látható a horizont felett. És minden alkalommal, amikor a csillagos eget nézzük, feltesszük magunknak a kérdést - mik a csillagok? Egy felületes pillantással hasonlóságokat találhatunk a csillagok és a bolygók között. Végtére is, a bolygók, ha egyszerű szemmel megfigyeljük, különböző fényességű világító pontokként láthatók. Az égbolt figyelmes szemlélői - pásztorok és földművesek, tengerészek és karavánátkelés résztvevői - azonban már több évezred előtt arra a következtetésre jutottak, hogy a csillagok és a bolygók különböző természetű jelenségek. A bolygók, akárcsak a Hold és a Nap, megváltoztatják helyzetüket az égbolton, egyik csillagképből a másikba költöznek, és egy év alatt jelentős távolságot tudnak megtenni, a csillagok pedig egymáshoz képest rögzítettek. Még a mély öregek is pontosan ugyanúgy látják a csillagképek körvonalait, mint gyermekkorukban.
A csillagok nem tartozhatnak a Naprendszerhez. Ha körülbelül ugyanolyan távolságra lennének, mint a bolygók, lehetetlen lenne magyarázatot találni látszólagos mozdulatlanságukra. Természetes azt feltételezni, hogy a csillagok is mozognak az űrben, de távol vannak tőlünk, látszólagos mozgásuk elhanyagolható. Létrejön a csillagok rögzítettségének illúziója. De ha a csillagok olyan távol vannak, akkor a bolygók látszólagos fényességéhez hasonló látszólagos fényerővel sokszor erősebben kell tanulmányozniuk, mint a bolygók. Ez a gondolatmenet vezetett ahhoz az elképzeléshez, hogy a csillagok természetükben a Naphoz hasonló testek. Ezt az ötletet Giordano Bruno védte. De végül a probléma két felfedezés után megoldódott. Az elsőt Halley készítette 1718-ban. Megmutatta a hagyományos „fix csillagok” név konvencionális jellegét. A precessziós állandó tisztázása érdekében a korabeli csillagkatalógusokat összehasonlította az ókori csillagkatalógusokkal, és mindenekelőtt Hipparkhosz katalógusával (i.e. 129 körül) – az első olyan csillagkatalógussal, amelyet a történelmi dokumentumok és a Ptolemaiosz Almagest 1 katalógusával (i.sz. 138) említenek. ). A homogén kép hátterében, az összes csillag szabályos elmozdulása előtt Halley egy elképesztő tényt fedezett fel: "Három csillag: ... vagy a Bika szeme Aldebaran, Sirius és Arcturus egyenesen ellentmondott ennek a szabálynak." Így fedezték fel a csillagok helyes mozgását. Végső elismerését a XVIII. század 70-es éveiben kapta, miután Tobias Mayer német csillagász és Nevil Maskelyne angol csillagász több tucat csillag megfelelő mozgását mérte fel. A második felfedezést 1824-ben Josef Fraunhofer tette, aki a csillagok spektrumának első megfigyelését végezte. Ezt követően a csillagok spektrumának részletes vizsgálata arra a következtetésre jutott, hogy a csillagok a Naphoz hasonlóan magas hőmérsékletű gázból állnak, és az összes csillag spektruma több osztályba osztható, és a Nap spektruma a az egyik ilyen osztály. Ebből az következik, hogy a csillagok fénye ugyanolyan természetű, mint a Nap fénye.
A nap a csillagok egyike. Ez egy hozzánk nagyon közeli csillag, amellyel a Föld fizikailag össze van kötve, körülötte mozog. De sok csillag van, különböző fényűek, különböző színűek, hatalmas mennyiségű energiát sugároznak ki az űrbe, és ezért elveszítve ezt az energiát, nem tudnak mást tenni: valamilyen evolúciós utat kell bejárniuk.
A csillagfejlődés szakaszai
A csillagok grandiózus plazmarendszerek, amelyek fizikai jellemzői, belső szerkezete és kémiai összetétele idővel változnak. A csillagfejlődés ideje nagyon hosszú, és nem lehet közvetlenül nyomon követni egyik vagy másik csillag fejlődését. Ezt ellensúlyozza az a tény, hogy az égbolt számos csillaga mindegyike átesik az evolúció valamely szakaszán. Összegezve a megfigyeléseket, lehetőség nyílik a csillagfejlődés általános irányának visszaállítására (a Hertzsprung-Russell diagram (1. ábra) szerint a fősor és az attól való eltérés fel-le).
1. ábra: Hertzsprung-Russell diagram
A Hertzsprung-Russell diagramban a csillagok egyenetlenül oszlanak el. A csillagok körülbelül 90%-a egy keskeny sávban összpontosul, amely átlósan keresztezi a diagramot. Ezt a sávot főszekvenciának nevezik. Felső vége a fényes kék csillagok tartományában található. A fősorozaton és a fősorozattal szomszédos régiókban elhelyezkedő csillagok populációjában több nagyságrendnyi különbség van. Ennek az az oka, hogy a fő sorozatban a hidrogén égésének szakaszában lévő csillagok vannak, amelyek a csillagok életének nagy részét teszik ki. A nap a fő sorozatban van. A fő sorozat után a következő legnépesebb régiók a fehér törpék, a vörös óriások és a vörös szuperóriások. A vörös óriások és szuperóriások többnyire csillagok a hélium égésének szakaszában és a nehezebb atommagok.
A csillagok szerkezetének és fejlődésének modern elmélete a megfigyelési adatokkal jó összhangban magyarázza a csillagok fejlődésének általános menetét.
A csillag fejlődésének fő fázisai a születése (csillagképződés); a csillagok hosszú (általában stabil) létezésének időszaka, mint integrált rendszer hidrodinamikai és termikus egyensúlyban; és végül a „halálának” időszaka, azaz. visszafordíthatatlan egyensúlyhiány, amely egy csillag pusztulásához vagy katasztrofális összenyomódásához vezet.
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 protocsillag képződik, a középpontjában a hőmérséklet folyamatosan növekszik, amíg el nem éri azt a határt, amely ahhoz szükséges, hogy a részecskék hőmozgási sebessége túllépje a küszöbértéket, majd a protonok képesek legyőzni a makroszkopikus erőket. kölcsönös elektrosztatikus taszítás és termikus reakcióba lépnek. nukleáris fúzió.
Négy proton többlépcsős fúziós reakciója eredményeként végül egy héliummag (2 proton + 2 neutron) keletkezik, és egy egész szökőkút különböző elemi részecskék. A végállapotban a képződött részecskék össztömege kisebb, mint a négy kezdeti proton tömege, ami azt jelenti, hogy a reakció során szabadenergia szabadul fel. Emiatt az újszülött csillagok belső magja gyorsan ultramagas hőmérsékletre melegszik fel, és a felesleges energiája a kevésbé forró felület felé kezd kifröccsenni – és kifelé. Ugyanakkor a csillag középpontjában a nyomás emelkedni kezd. 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. Állítólag az aktívan hidrogént égető csillagok életciklusuk vagy evolúciójuk "fő fázisában" vannak. A csillag belsejében az egyik kémiai elem másikká történő átalakulását magfúziónak vagy nukleoszintézisnek nevezzük.
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. Azon csillagok esetében, amelyek tömege 15-ször meghaladja a Nap tömegét, a stabil létezés ideje csak körülbelül 10 millió év. Kozmikus mércével mérve ez egy rendkívül jelentéktelen idő, mert a Napunkra szánt idő 3 nagyságrenddel magasabb - körülbelül 10 milliárd év.
Előbb-utóbb bármely csillag elhasználja az összes hidrogént, amely alkalmas arra, hogy a termonukleáris kemencében elégethessen. Ez a csillag tömegétől is függ. A Nap (és minden csillag tömege nyolcszorosánál kisebb) nagyon banális módon fejezi be életét. Ahogy a csillag bélrendszerében a hidrogéntartalékok kimerülnek, a gravitációs összehúzódási erők, amelyek a csillag születésétől kezdve türelmesen vártak erre az órára, elkezdenek érvényesülni – és hatásukra a csillag beindul. 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 fúziós reakcióba lép, és hélium képződik. 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, a csillagok életciklusának egyik kulcsfontosságú pillanata.
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 bocsát ki, a csillag külső rétege vörösre hűl. a spektrum része. A csillag vörös óriássá változik.
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. Szerepét a degenerált elektrongáz nyomása játssza. 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, degenerált fehér törpévé alakul, amely maradék hőt 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 idő alatt (egyes teoretikusok úgy vélik, hogy ez másodpercek kérdése), szabadon, a csillag előző evolúciója során az elektronok szó szerint feloldódnak a vasmagok protonjaiban. A csillag magjának teljes anyaga folytonos neutroncsokormá alakul, 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 felrobban egy szupernóva vakító felvillanásával. 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 héj tágulása után a körülbelül 10-30 naptömegű csillagokban a folyamatos gravitációs összeomlás neutroncsillag kialakulásához vezet, amelynek anyaga addig préselődik, amíg a degenerált neutronok nyomása meg nem kezd. érezteti magát. Más szóval, most a neutronok (akárcsak az elektronok korábban) kezdenek ellenállni a további összenyomódásnak, életteret követelve maguknak. Ez általában akkor következik be, amikor a csillag eléri a körülbelül 15 km átmérőjű méretet. Ennek eredményeként egy gyorsan forgó neutroncsillag keletkezik, amely forgási gyakoriságával elektromágneses impulzusokat bocsát ki; az ilyen csillagokat pulzároknak nevezzük. Végül, ha a csillag magjának tömege meghaladja a 30 naptömeget, semmi sem állíthatja meg további gravitációs összeomlását, és egy szupernóva-robbanás következtében fekete lyuk keletkezik.
A gömbökből keletkeznek csillagok, ne feledje mindezt csillagok sugároznak és őket a sugárzásnak van ... akkor mindkettő forradalmi időszaka csillagok viszonylag őket közös súlypontja megegyezik ... utolsó szakaszaival evolúció elveszti a stabilitást. Ilyen csillagok felrobbanhat...
Fényerő diagram csillagok tól től őket spektrális osztályok (diagram... , a Nap környezetében, a legtöbb csillagok egy viszonylag keskeny sáv mentén koncentrálva... különböző távolságokra. A csillagok fejlődnek és őket evolúció visszafordíthatatlan, hiszen minden...
Bevezetés .................................................. ................................................ .. .......3 I. fejezet. Evolúcióújságok Oroszországban ... amely, megfosztva három csillagok A szocialista munka hőse... egészen őket evolúció aki nem...
