Sztárhírek
Különböző tömegű csillagok evolúciója. Hogyan halnak meg a csillagok
Napunk több mint 4,5 milliárd éve süt. Ugyanakkor folyamatosan hidrogént fogyaszt. Teljesen világos, hogy bármilyen nagyok is a tartalékai, egyszer kimerülnek. És mi lesz a lámpatesttel? Erre a kérdésre van válasz. Egy csillag életciklusa más hasonló kozmikus képződményekből is tanulmányozható. Hiszen az űrben léteznek igazi pátriárkák, akiknek életkora 9-10 milliárd év. És vannak nagyon fiatal sztárok. Koruk nem több tízmillió évesnél.
Következésképpen az Univerzumban „elszórt” különböző csillagok állapotának megfigyelésével megérthetjük, hogyan viselkednek az idő múlásával. Itt analógiát vonhatunk egy idegen megfigyelővel. A Földre repült, és embereket kezdett tanulmányozni: gyerekeket, felnőtteket, időseket. Így nagyon rövid idő alatt megértette, milyen változások történnek az emberekkel az élet során.
A Nap jelenleg egy sárga törpe – 1
Évmilliárdok telik el, és vörös óriás lesz belőle - 2
És akkor fehér törpévé válik - 3
Ezért teljes bizalommal kijelenthetjük, hogy amikor a Nap központi részének hidrogéntartalékai kimerülnek, a termonukleáris reakció nem áll le. A zóna, ahol ez a folyamat folytatódik, csillagunk felszíne felé tolódik. Ugyanakkor a gravitációs erők már nem lesznek képesek befolyásolni a termonukleáris reakció eredményeként létrejövő nyomást.
Ennek következtében a csillag mérete növekedni kezd, és fokozatosan vörös óriássá válik. Ez egy űrobjektum az evolúció késői szakaszában. De ez a csillagkeletkezés korai szakaszában is megtörténik. Csak a második esetben a vörös óriás összezsugorodik és átalakul fősorozat csillaga. Vagyis olyan, amelyben a hélium hidrogénből történő szintézisének reakciója megy végbe. Egyszóval, ahol egy csillag életciklusa kezdődik, ott végződik.
Napunk mérete annyira megnő, hogy elnyeli a közeli bolygókat. Ezek a Merkúr, a Vénusz és a Föld. De ne félj. A csillag néhány milliárd év múlva elkezd halni. Ezalatt az idő alatt civilizációk tucatjai, sőt talán százai is megváltoznak. Az ember többször is felvesz egy ütőt, és több ezer év múlva újra számítógéphez ül. 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 marad egy energia nélkülözhetetlen hélium mag. A gravitációs erők hatására összenyomódik, és végül rendkívül sűrű, nagy tömegű kozmikus formációvá alakul. A kihunyt és lassan lehűlő csillagok ilyen maradványait nevezzük fehér törpék.
Fehér törpénk sugara 100-szor kisebb lesz, mint a Nap sugara, fényessége pedig 10 ezerszeresére csökken. Ebben az esetben a tömeg hasonló lesz a jelenlegi napelemhez, és a sűrűség milliószor nagyobb lesz. Nagyon sok ilyen fehér törpe van a galaxisunkban. Számuk 10%-a teljes szám csillagok
Meg kell jegyezni, hogy a fehér törpék hidrogén és hélium. De nem megyünk a vadonba, csak azt jegyezzük meg, hogy erős kompresszió esetén gravitációs összeomlás következhet be. És ez tele van egy kolosszális robbanással. Ugyanakkor egy villanás figyelhető meg szupernóva. A "szupernova" kifejezés nem a kort, hanem a vaku fényerejét írja le. Csak arról van szó, hogy a fehér törpe sokáig nem volt látható a kozmikus szakadékban, és hirtelen ragyogó fény jelent meg.
A legtöbb felrobbanó szupernóva óriási 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 cm-es neutroncsillag több millió tonnát is nyomhat. Elég sok ilyen képződmény van az űrben. Számuk körülbelül ezerszer kevesebb hétköznapi napok, mellyel a Föld éjszakai ege van szórva.
Azt kell mondani, hogy egy csillag életciklusa közvetlenül összefügg a tömegével. Ha megfelel a Napunk tömegének, vagy kisebb annál, akkor élete végén megjelenik fehér törpe. Vannak azonban olyan világítótestek, amelyek tízszer és százszor nagyobbak a Napnál.
Amikor az ilyen óriások az életkor előrehaladtával összezsugorodnak, annyira eltorzítják a teret és az időt, hogy a fehér törpe helyett egy fehér törpe jelenik meg. fekete lyuk. Gravitációs vonzása olyan erős, hogy még a fénysebességgel mozgó tárgyak sem tudják legyőzni. A furat méreteit az jellemzi gravitációs sugár. Ez annak a gömbnek a sugara, amelyet határol eseményhorizont. Tér-idő korlátot jelent. Bármely kozmikus test, miután legyőzte azt, örökre eltűnik, és soha többé nem tér vissza.
Sok elmélet létezik a fekete lyukakról. Mindegyik a gravitáció elméletén alapul, mivel a gravitáció az Univerzum egyik legfontosabb ereje. A fő minősége pedig az sokoldalúság. Által- legalább, manapság egyetlen olyan űrobjektumot sem fedeztek fel, amelynek ne lenne gravitációs kölcsönhatása.
Van egy olyan feltételezés, hogy egy fekete lyukon keresztül egy párhuzamos világba kerülhet. Vagyis egy csatorna egy másik dimenzióba. Bármi lehetséges, de minden állítás gyakorlati bizonyítékot igényel. Ilyen kísérletet azonban még egyetlen halandó sem tudott végrehajtani.
Így egy csillag életciklusa több szakaszból áll. Mindegyikben a világítótest egy bizonyos kapacitásban jelenik meg, amely gyökeresen különbözik a korábbi és a jövőbeliektől. Ez a világűr egyedisége és rejtélye. Megismerve önkéntelenül is elkezdi azt gondolni, hogy az ember fejlődésének több szakaszán is keresztülmegy. És a burok, amelyben most létezünk, csak egy átmeneti szakasz egy másik állapot felé. De ez a következtetés ismét gyakorlati megerősítést igényel..
Bár a csillagok emberi időskálán örökkévalónak tűnnek, mint minden a természetben, születnek, élnek és meghalnak. Az általánosan elfogadott gáz-porfelhő-hipotézis szerint a csillag egy csillagközi gáz-porfelhő gravitációs összenyomódása eredményeként születik. Ahogy egy ilyen felhő megvastagszik, először keletkezik protosztár, a középpontjában lévő hőmérséklet folyamatosan emelkedik, amíg el nem éri azt a határt, amely ahhoz szükséges, hogy a részecskék hőmozgási sebessége túllépje azt a küszöbértéket, amely után a protonok képesek legyőzni a kölcsönös elektrosztatikus taszítás makroszkopikus erőit ( cm. Coulomb-törvény) és termonukleáris fúziós reakcióba lépnek ( cm. Nukleáris bomlás és fúzió).
A többlépcsős termonukleáris fúziós reakció eredményeként végül négy proton héliummagot alkot (2 proton + 2 neutron), és egy egész szökőkút szabadul fel különböző elemi részecskékből. Végső állapotban a képződött részecskék össztömege kevesebb a négy kezdeti proton tömege, ami azt jelenti, hogy a reakció során szabadenergia szabadul fel ( cm. relativitáselmélet). Emiatt az újszülött csillag belső magja gyorsan ultramagas hőmérsékletre melegszik fel, és a felesleges energiája a kevésbé forró felület felé fröccsenni kezd - és kifelé. Ugyanakkor a csillag középpontjában a nyomás növekedni kezd ( cm. Ideális gáz állapotegyenlete). Így a termonukleáris reakció során a hidrogén „elégetésével” a csillag nem engedi, hogy a gravitációs vonzás erői szupersűrű állapotba sűrítsék magukat, folyamatosan megújuló belső hőnyomással ellensúlyozva a gravitációs összeomlást, ami stabil. energiaegyensúly. A hidrogént aktívan égető csillagokról azt mondják, hogy a „fő fázisban” vannak életciklus vagy evolúció ( cm. Hertzsprung-Russell diagram). Az egyik kémiai elem átalakulását a másikba a csillag belsejében nevezzük magfúzió 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 a csillag, annál nagyobb a tartalék hidrogén üzemanyag megvan, de a gravitációs összeomlás erőinek ellensúlyozására olyan intenzitással kell hidrogént égetnie, amely növekedési ütemében meghaladja a hidrogéntartalékok növekedési ütemét a csillag tömegének növekedésével. Így minél nagyobb a csillag tömege, 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 ezen a skálán a mi Napunk az „erős középosztályhoz” tartozik.
Előbb-utóbb azonban bármelyik csillag elhasználja az elégetésre alkalmas hidrogént termonukleáris kemencéjében. mi lesz ezután? Ez a csillag tömegétől is függ. A Nap (és minden csillag, amely nem haladja meg nyolcszorosnál nagyobb tömegét) nagyon banális módon vet véget az életemnek. Ahogy a csillag bélrendszerében lévő hidrogéntartalékok kimerülnek, a gravitációs kompressziós erők, amelyek a csillag születése óta türelmesen vártak erre az órára, kezdenek felülkerekedni - és hatásukra. a csillag zsugorodni kezd és sűrűbbé válik. Ennek a folyamatnak kettős hatása van: a közvetlenül a csillag magja körüli rétegekben a hőmérséklet olyan szintre emelkedik, amelynél az ott található hidrogén végül termonukleáris fúzión megy keresztül, és hélium keletkezik. Ugyanakkor magának a magnak a hőmérséklete, amely mára szinte teljes egészében héliumból áll, annyira megemelkedik, hogy maga a hélium – az elhalványuló elsődleges nukleoszintézis reakciójának egyfajta „hamuja” – új termonukleáris fúziós reakcióba lép: három héliummagok, egy szénmag képződik. A másodlagos termonukleáris fúziós reakció folyamata, amelyet az elsődleges reakció termékei táplálnak, a csillagok életciklusának egyik kulcsfontosságú pillanata.
A hélium másodlagos égése során a csillag magjában annyi energia szabadul fel, hogy a csillag szó szerint felfújódni kezd. Különösen a Nap héja 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 lehűl a spektrum vörös része. A csillag átváltozik vörös óriás.
A napelemes osztályú csillagok esetében, miután a másodlagos nukleoszintézisreakciót tápláló tüzelőanyag kimerült, újra kezdődik a gravitációs összeomlás szakasza – ezúttal végleges. A mag belsejében a hőmérséklet már nem képes arra a szintre emelkedni, amely a termonukleáris reakció következő szintjének elindításához szükséges. Ezért a csillag addig zsugorodik, amíg a gravitációs vonzás erőit a következő erőgát kiegyenlíti. Az ő szerepét játssza degenerált elektrongáz nyomás(cm. Chandrasekhar határ). Az elektronok, amelyek idáig a csillag evolúciójában a munkanélküli statiszták szerepét játszották, nem vettek részt a magfúziós reakciókban, és a fúzió során szabadon mozogtak az atommagok között, a kompresszió egy bizonyos szakaszában megfosztják magukat az „élettértől”. és elkezdenek „ellenállni” a csillag további gravitációs összenyomódásának. A csillag állapota stabilizálódik, és degenerálttá válik fehér törpe, amely maradékhőt sugároz az űrbe, amíg teljesen le nem hűl.
A Napnál nagyobb tömegű csillagok sokkal látványosabb véget érnek. A hélium elégetése után tömegük a kompresszió során elegendőnek bizonyul a mag és a héj felmelegítéséhez a következő nukleoszintézis-reakciók - szén, majd szilícium, magnézium - és így tovább, a magtömeg növekedésével a szükséges hőmérsékletre. Sőt, minden új reakció kezdetével a csillag magjában az előző a héjában folytatódik. Valójában az Univerzumot alkotó összes kémiai elem, beleértve a vasat is, pontosan nukleoszintézis eredményeként jött létre az ilyen típusú haldokló csillagok mélyén. De a vas a határ; nem szolgálhat üzemanyagként magfúzióhoz vagy bomlási reakciókhoz semmilyen hőmérsékleten vagy nyomáson, mivel mind bomlásához, mind további nukleonok hozzáadásához külső energia beáramlása szükséges. Ennek eredményeként egy hatalmas csillag fokozatosan felhalmoz magában egy vasmagot, amely nem szolgálhat üzemanyagként további nukleáris reakciókhoz.
Miután 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 – a csillag előző evolúciója során szabaddá vált elektronok szó szerint feloldódnak a vasmagok protonjaiban, a csillag magjának teljes anyaga átalakul szilárd neutroncsomó, és a gravitációs összeomlás során gyorsan összenyomódik, mivel a degenerált elektrongáz ellentétes nyomása nullára csökken. A csillag külső héja, amely alól minden támasz kiütődik, a közepe felé omlik. Az összeomlott külső héj és a neutronmag ütközésének energiája olyan nagy, hogy óriási sebességgel visszapattan és minden irányba szétszóródik a magról – a csillag pedig szó szerint egy vakító villanással felrobban. szupernóva csillagok. Egy szupernóva-robbanás pillanatok alatt több energiát bocsáthat ki az űrbe, mint a galaxis összes csillaga együttvéve ugyanannyi idő alatt.
A szupernóva-robbanás és a körülbelül 10-30 naptömegű csillagok héjának tágulása után a folyamatban lévő gravitációs összeomlás neutroncsillag kialakulásához vezet, amelynek anyaga addig nyomódik, amíg érezni nem kezdi magát. degenerált neutronok nyomása - más szóval, most a neutronok (akárcsak az elektronok korábban) kezdenek ellenállni a további kompressziónak, ami megköveteli magamnakélettér. Ez általában akkor következik be, amikor a csillag eléri a körülbelül 15 km átmérőjű méretet. Az eredmény egy gyorsan forgó neutroncsillag, amely forgási frekvenciájával elektromágneses impulzusokat bocsát ki; az ilyen csillagokat hívják pulzárok. Végül, ha a csillag magtömege meghaladja a 30 naptömeget, semmi sem állíthatja meg további gravitációs összeomlását, és szupernóva-robbanás következik be.
Első rész A PROBLÉMA CSILLAGÁSZATI VONATKOZÁSA
4. A csillagok evolúciója A modern csillagászatnak számos érve szól amellett, hogy a csillagok a csillagközi közegben lévő gáz- és porfelhők kondenzációjából jönnek létre. A csillagkeletkezési folyamat ebből a környezetből a mai napig tart. Ennek a ténynek a tisztázása az egyik legnagyobb eredmény modern csillagászat . Egészen a közelmúltig azt hitték, hogy az összes csillag szinte egyidejűleg keletkezett sok milliárd évvel ezelőtt. Ezeknek a metafizikai elképzeléseknek az összeomlását elsősorban a megfigyelő csillagászat fejlődése, valamint a csillagok szerkezetének és fejlődésének elméletének fejlődése segítette elő. Ennek eredményeként világossá vált, hogy a megfigyelt csillagok közül sok viszonylag fiatal objektum, és néhányuk akkor keletkezett, amikor az ember már a Földön tartózkodott. Fontos érv amellett, hogy a csillagok a csillagközi gáz- és porközegből keletkeznek, a nyilvánvalóan fiatal csillagok csoportjainak (az úgynevezett „társulásoknak”) elhelyezkedése a Galaxis spirálkarjaiban. A tény az, hogy a rádiócsillagászati megfigyelések szerint a csillagközi gáz főként a galaxisok spirális karjaiban koncentrálódik. Ez különösen a mi galaxisunkban fordul elő. Ráadásul egyes közeli galaxisok részletes „rádiófelvételeiből” az következik, hogy a csillagközi gáz legnagyobb sűrűsége a spirál belső (a megfelelő galaxis középpontjához viszonyított) szélein figyelhető meg, aminek természetes magyarázata van, melynek részletein itt nem időzhetünk. De éppen a spirálok ezen részein figyelik meg optikai csillagászati módszerekkel a „HII-zónákat”, azaz az ionizált csillagközi gázfelhőket. ch. 3 már elmondták, hogy az ilyen felhők ionizációjának oka csak a hatalmas forró csillagok - nyilvánvalóan fiatal objektumok - ultraibolya sugárzása lehet (lásd alább). A csillagok evolúciójával kapcsolatos probléma központi kérdése az energiaforrások kérdése. Valóban, honnan származik például az a hatalmas energiamennyiség, amely ahhoz szükséges, hogy a Nap sugárzását több milliárd éven keresztül megközelítőleg a megfigyelt szinten tartsa? A Nap minden másodpercben 4x10 33 erget bocsát ki, 3 milliárd év alatt pedig 4x10 50 erget. Kétségtelen, hogy a Nap kora körülbelül 5 milliárd év. Ez legalábbis a Föld korának különböző radioaktív módszerekkel végzett modern becsléseiből következik. Nem valószínű, hogy a Nap „fiatalabb” a Földnél. A múlt században és a század elején különféle hipotéziseket javasoltak a Nap és a csillagok energiaforrásainak természetéről. Egyes tudósok például úgy vélték, hogy a napenergia forrása a meteoroidok folyamatos hullása a felszínén, mások a Nap folyamatos összenyomódásában keresték a forrást. Az ilyen folyamatok során felszabaduló potenciális energia bizonyos körülmények között sugárzássá alakulhat. Amint alább látni fogjuk, ez a forrás meglehetősen hatékony lehet a csillagfejlődés korai szakaszában, de nem képes a szükséges ideig a Nap sugárzását biztosítani. A magfizika fejlődése lehetővé tette a csillagok energiaforrásaival kapcsolatos probléma megoldását századunk harmincas éveinek végén. Ilyen forrás a thermo nukleáris reakciók szintézis a csillagok belsejében, az ott uralkodó nagyon magas hőmérsékleten (körülbelül tízmillió Kelvin). E reakciók, amelyek sebessége erősen függ a hőmérséklettől, eredményeként a protonok hélium atommagokká alakulnak, és a felszabaduló energia lassan „elszivárog” a csillagok mélyén, és végül jelentősen átalakulva kibocsátódik a világűrbe. Ez egy rendkívül erős forrás. Ha feltételezzük, hogy a Nap kezdetben csak hidrogénből állt, ami a termonukleáris reakciók eredményeként teljesen héliummá alakult, akkor a felszabaduló energia mennyisége megközelítőleg 10 52 erg lesz. Így ahhoz, hogy a sugárzást évmilliárdokon keresztül a megfigyelt szinten tartsák, elegendő, ha a Nap a kezdeti hidrogénkészletének legfeljebb 10%-át „használja el”. Most a következőképpen képzelhetjük el egy csillag fejlődését. Bizonyos okok miatt (ezek közül több is megadható) csillagközi gáz- és porfelhő kezdett kicsapódni. Nemsokára (természetesen csillagászati léptékben!) az egyetemes gravitációs erők hatására ebből a felhőből egy viszonylag sűrű, átlátszatlan gázgömb képződik. Szigorúan véve ez a golyó még nem nevezhető csillagnak, mivel a középső régióiban a hőmérséklet nem elegendő a termonukleáris reakciók megindulásához. A labda belsejében lévő gáznyomás még nem képes kiegyenlíteni az egyes részeinek vonzási erőit, ezért folyamatosan összenyomódik. Egyes csillagászok korábban úgy vélték, hogy az ilyen „protasztárokat” az egyes ködökben nagyon sötét, tömör képződmények, úgynevezett gömböcskék formájában figyelték meg (12. ábra). A rádiócsillagászat sikerei azonban arra kényszerítettek bennünket, hogy feladjuk ezt a meglehetősen naiv nézőpontot (lásd alább). Általában nem egy protocsillag képződik egyszerre, hanem egy többé-kevésbé sok csoportja. Ezt követően ezek a csoportok csillagszövetségekké és -halmazokká válnak, amelyek jól ismertek a csillagászok számára. Nagyon valószínű, hogy a csillag fejlődésének ebben a nagyon korai szakaszában kisebb tömegű csomók képződnek körülötte, amelyek aztán fokozatosan bolygókká alakulnak (lásd a 9. fejezetet).Rizs. 12. Gömbök diffúziós ködben
Amikor egy protocsillag összehúzódik, hőmérséklete megemelkedik, és a felszabaduló potenciális energia jelentős része kisugárzik a környező térbe. Mivel az összeomló gázgömb méretei nagyon nagyok, a felületére jutó sugárzás jelentéktelen lesz. Mivel az egységnyi felületre jutó sugárzási fluxus arányos a hőmérséklet negyedik hatványával (Stefan-Boltzmann-törvény), a csillag felületi rétegeinek hőmérséklete viszonylag alacsony, fényessége pedig majdnem megegyezik egy közönséges csillagéval. azonos tömegű. Ezért a spektrum-fényesség diagramon az ilyen csillagok a fő sorozat jobb oldalán helyezkednek el, azaz a vörös óriások vagy a vörös törpék tartományába esnek, kezdeti tömegük értékétől függően. Ezt követően a protocsillag továbbra is összehúzódik. Méretei kisebbek, felületi hőmérséklete nő, aminek következtében a spektrum egyre „koraibb” lesz. Így a spektrum-fényesség diagram mentén haladva a protocsillag meglehetősen gyorsan „leül” a fő sorozatra. Ebben az időszakban a csillagok belsejének hőmérséklete már elegendő ahhoz, hogy ott termonukleáris reakciók induljanak el. Ebben az esetben a leendő csillag belsejében lévő gáznyomás egyensúlyba hozza a vonzást, és a gázgömb összenyomódása megszűnik. A protocsillagból csillag lesz. Viszonylag kevés időbe telik, amíg a protocsillagok keresztülmennek fejlődésük legkorábbi szakaszán. Ha például a protocsillag tömege nagyobb, mint a szolárisé, csak néhány millió év kell hozzá, ha kevesebb, akkor több százmillió év. Mivel a protocsillagok evolúciós ideje viszonylag rövid, a csillagfejlődésnek ezt a legkorábbi szakaszát nehéz észlelni. Ennek ellenére láthatóan megfigyelhetőek az ilyen stádiumban lévő csillagok. Nagyon érdekes T Tauri csillagokról beszélünk, amelyek általában sötét ködökbe ágyazódnak. 1966-ban, egészen váratlanul, lehetővé vált a protocsillagok megfigyelése fejlődésük korai szakaszában. A könyv harmadik fejezetében már említettük, hogy a csillagközi közegben számos molekulát, elsősorban hidroxil-OH-t és vízgőzt, rádiócsillagászattal fedeztek fel. A rádiócsillagászokat nagy meglepetés érte, amikor az OH rádióvonalnak megfelelő 18 cm-es hullámhosszon vizsgálva fényes, rendkívül kompakt (azaz kis szögmérettel rendelkező) forrásokat fedeztek fel. Ez annyira váratlan volt, hogy először nem is hitték el, hogy ilyen fényes rádióvonalak egy hidroxilmolekulához tartozhatnak. Feltételezték, hogy ezek a vonalak valami ismeretlen anyaghoz tartoznak, amely azonnal a „megfelelő” „mysterium” nevet kapta. A "mysterium" azonban hamarosan megosztotta optikai "testvérei" - a "köd" és a "korona" - sorsát. A tény az, hogy hosszú évtizedekig a ködök fényes vonalait és a napkoronát nem tudták azonosítani egyetlen ismert spektrumvonallal sem. Ezért bizonyos, a Földön ismeretlen hipotetikus elemeknek tulajdonították őket - a „köd” és a „korona”. Ne mosolyogjunk lekezelően a csillagászok tudatlanságán századunk elején: elvégre akkor még nem volt atomelmélet! A fizika fejlődése nem hagyott helyet Mengyelejev periódusos rendszerében az egzotikus „égi állatok” számára: 1927-ben felszámolták a „ködöt”, amelynek vonalait teljesen megbízhatóan azonosították az ionizált oxigén és nitrogén „tiltott” vonalaival. 1939-1941. Meggyőzően kimutatták, hogy a titokzatos "korónium" vonalak többszörösen ionizált vas-, nikkel- és kalciumatomokhoz tartoznak. Ha évtizedekbe telt a „köd” és a „kodónia” „leleplezése”, akkor a felfedezés után néhány héten belül világossá vált, hogy a „rejtély” vonalak a közönséges hidroxilcsoporthoz tartoznak, de csak szokatlan körülmények között. A további megfigyelések mindenekelőtt azt mutatták ki, hogy a „rejtély” forrásainak rendkívül kicsi a szögmérete. Ezt az akkori új, nagyon hatékony módszer kutatás, az úgynevezett "rádió-interferometria nagyon hosszú alapvonalakon". A módszer lényege a források egyidejű megfigyelése két, egymástól több ezer kilométeres távolságra lévő rádióteleszkópon. Mint kiderült, a szögfelbontást a hullámhossz és a rádióteleszkópok közötti távolság aránya határozza meg. Esetünkben ez az érték ~3x10 -8 rad vagy több ezred ívmásodperc lehet! Megjegyzendő, hogy az optikai csillagászatban az ilyen szögfelbontás még mindig teljesen elérhetetlen. Az ilyen megfigyelések azt mutatták, hogy a "rejtély" forrásainak legalább három osztálya létezik. Itt az 1. osztályú forrásokra leszünk kíváncsiak. Mindegyik gáznemű ionizált ködben található, például a híres Orion-ködben. Mint már említettük, méretük rendkívül kicsi, sok ezerszer kisebb, mint a köd mérete. A legérdekesebb az, hogy összetett térszerkezettel rendelkeznek. Vegyünk például egy forrást, amely a W3 nevű ködben található.
Rizs. 13. A hidroxilvonal négy komponensének profilja
ábrán. A 13. ábra az e forrás által kibocsátott OH vonal profilját mutatja. Amint látjuk, abból áll nagy mennyiségben keskeny fényes vonalak. Minden vonal egy bizonyos mozgási sebességnek felel meg az ezt a vonalat kibocsátó felhő látószöge mentén. Ennek a sebességnek a nagyságát a Doppler-effektus határozza meg. A különböző felhők közötti sebességkülönbség (a látóvonal mentén) eléri a ~10 km/s-ot. A fent említett interferometrikus megfigyelések azt mutatták, hogy az egyes vonalakat kibocsátó felhők térben nincsenek egy vonalban. A kép a következőképpen alakul: egy körülbelül 1,5 másodperces területen belül az ívek együtt mozognak különböző sebességgel körülbelül 10 tömör felhő. Minden felhő egy meghatározott (frekvencia) vonalat bocsát ki. A felhők szögméretei nagyon kicsik, néhány ezred ívmásodperc nagyságrendűek. Mivel a W3 köd távolsága ismert (kb. 2000 db), a szögméretek könnyen átszámíthatók lineárisra. Kiderült, hogy a felhők mozgási tartományának lineáris méretei 10 -2 pc nagyságrendűek, és az egyes felhők méretei csak egy nagyságrenddel nagyobbak, mint a Föld és a Nap távolsága. Felmerülnek a kérdések: milyen felhők ezek, és miért bocsátanak ki ennyit a hidroxil rádióvezetékekben? A második kérdésre elég gyorsan megérkezett a válasz. Kiderült, hogy a sugárzási mechanizmus nagyon hasonló a laboratóriumi masereknél és lézereknél megfigyelthez. A „rejtély” forrásai tehát a hidroxilvonal hullámán működő óriási, természetes kozmikus maserek, amelyek hossza 18 cm. A maserekben (és az optikai és infravörös frekvenciákon - a lézerekben) a hatalmas fényerő. a vonal elérte, és a spektrális szélessége kicsi. Mint ismeretes, a sugárzás e hatás miatti felerősítése a vonalakban akkor lehetséges, ha a sugárzás terjedő közeget valamilyen módon „aktiválják”. Ez azt jelenti, hogy valamilyen „külső” energiaforrás (az úgynevezett „szivattyúzás”) abnormálisan megnöveli az atomok vagy molekulák koncentrációját a kezdeti (felső) szinten. Folyamatosan működő "szivattyúzás" nélkül maser vagy lézer lehetetlen. A kozmikus maserek „szivattyúzására” szolgáló mechanizmus természetének kérdése még nem teljesen megoldott. A „szivattyúzást” azonban valószínűleg meglehetősen erős infravörös sugárzás biztosítja. Egy másik lehetséges pumpálási mechanizmus bizonyos kémiai reakciók lehetnek. Érdemes megszakítani a kozmikus maserekről szóló történetünket, hogy elgondolkodjunk azon, milyen csodálatos jelenségekkel találkoznak a csillagászok az űrben. Zavaros századunk egyik legnagyobb műszaki találmánya, amely jelentős szerepet játszik a most átélt tudományos-technikai forradalomban, természetes körülmények között, ráadásul óriási méretekben könnyen megvalósítható! Egyes kozmikus maserek rádiósugárzásának fluxusa akkora, hogy még a rádiócsillagászat technikai szintjén is kimutatható lett volna 35 évvel ezelőtt, vagyis még a maserek és lézerek feltalálása előtt! Ehhez „csak” tudnia kellett az OH rádiókapcsolat pontos hullámhosszát, és érdeklődni kellett a probléma iránt. Egyébként nem ez az első eset, hogy az emberiség előtt álló legfontosabb tudományos-technikai problémák természetes körülmények között valósulnak meg. Termonukleáris reakciók, amelyek támogatják a Nap és a csillagok sugárzását (lásd. alább), ösztönözte a Földön nukleáris „üzemanyag” előállítására irányuló projektek kidolgozását és végrehajtását, amelyek a jövőben minden energiaproblémánkat megoldanak. Sajnos még mindig messze vagyunk attól, hogy megoldjuk ezt a legfontosabb problémát, amelyet a természet „könnyen” megoldott. Másfél évszázaddal ezelőtt a fény hullámelméletének megalapítója, Fresnel (természetesen más alkalommal) megjegyezte: „A természet nevet a nehézségeinken.” Amint látjuk, Fresnel megjegyzése ma még inkább igaz. De térjünk vissza a kozmikus mesterekhez. Bár ezeknek a masereknek a „szivattyúzásának” mechanizmusa még nem teljesen tisztázott, még mindig hozzávetőleges képet kaphatunk fizikai feltételek a maser mechanizmussal 18 cm-es vonalat kibocsátó felhőkben először is kiderül, hogy ezek a felhők meglehetősen sűrűek: egy köbcentiméterben legalább 10 8 -10 9 részecske van, és jelentős (és talán a legtöbb) egy részük molekula. A hőmérséklet valószínűleg nem haladja meg a kétezer Kelvint, nagy valószínűséggel körülbelül 1000 Kelvin. Ezek a tulajdonságok élesen eltérnek még a legsűrűbb csillagközi gázfelhők tulajdonságaitól is. Figyelembe véve még viszonylag kis méretek felhők, önkéntelenül arra a következtetésre jutunk, hogy inkább a szuperóriás csillagok kiterjedt, meglehetősen hideg légkörére hasonlítanak. Nagyon valószínű, hogy ezek a felhők nem mások, mint a protocsillagok fejlődésének korai szakaszai, közvetlenül a csillagközi közegből való kondenzációjuk után. Más tények is alátámasztják ezt az állítást (amelyet a könyv szerzője még 1966-ban fogalmazott meg). Azokban a ködökben, ahol kozmikus masereket figyelnek meg, fiatal, forró csillagok láthatók (lásd alább). Következésképpen a csillagkeletkezési folyamat ott nemrég véget ért, és valószínűleg jelenleg is tart. A legkülönösebb talán az, hogy amint azt a rádiócsillagászati megfigyelések mutatják, az ilyen típusú kozmikus maserek mintegy „elmerülnek” az ionizált hidrogén kis, nagyon sűrű felhőiben. Sokan vannak ezekben a felhőkben kozmikus por, ami az optikai tartományban nem észlelhetővé teszi őket. Az ilyen "gubókat" a bennük található fiatal, forró csillag ionizálja. Az infravörös csillagászat nagyon hasznosnak bizonyult a csillagkeletkezési folyamatok tanulmányozásában. Valójában az infravörös sugarak esetében a csillagközi fényelnyelés nem olyan jelentős. Most a következő képet tudjuk elképzelni: a csillagközi közeg felhőjéből annak kondenzációja révén több különböző tömegű csomó képződik, amelyek protocsillagokká fejlődnek. Az evolúció sebessége eltérő: a masszívabb csomóknál nagyobb lesz (lásd az alábbi 2. táblázatot). Ezért a legmasszívabb csomóból először forró csillag lesz, míg a többi többé-kevésbé sokáig a protosztár szakaszban marad. Egy „újszülött” forró csillag közvetlen közelében maser sugárzás forrásaként figyeljük meg őket, ionizálva a „gubó” hidrogént, amely nem kondenzált csomókká. Ezt a durva sémát természetesen tovább finomítjuk, és természetesen jelentős változtatásokat is eszközölünk majd rajta. A tény azonban tény marad: váratlanul kiderült, hogy egy ideig (valószínűleg viszonylag rövid ideig) az újszülött protocsillagok képletesen szólva a kvantumradiofizika legújabb módszereivel (azaz maserekkel) „üvöltöznek” születésükről... 2 évekkel később a kozmikus maserek felfedezése után a hidroxilon (18 cm-es vonal) - kiderült, hogy ugyanazok a források egyidejűleg bocsátanak ki (szintén maser-mechanizmussal) egy vízgőz vonalat, melynek hullámhossza 1,35 cm a "víz" maser még nagyobb, mint a "hidroxil"". A H2O vonalat kibocsátó felhők bár ugyanolyan kis térfogatban helyezkednek el, mint a „hidroxil” felhők, eltérő sebességgel mozognak és sokkal tömörebbek. Nem zárható ki, hogy a közeljövőben más maser vonalak* is felfedezésre kerülnek. Így egészen váratlanul fordult a rádiócsillagászat klasszikus probléma csillagkeletkezés a megfigyelő csillagászat ágában**. A fő sorozatba kerülve, és abbahagyta az összehúzódást, a csillag hosszú ideig sugárzik, gyakorlatilag anélkül, hogy megváltoztatná a spektrum-fényesség diagramon elfoglalt helyzetét. Kisugárzását a központi régiókban lezajló termonukleáris reakciók támogatják. A fő sorozat tehát mintegy a spektrum-fényesség diagram azon pontjainak geometriai elhelyezkedése, ahol a csillag (tömegétől függően) a termonukleáris reakciók következtében hosszú ideig és folyamatosan sugározhat. A csillagok helyét a fő sorozatban a tömege határozza meg. Meg kell jegyezni, hogy van még egy olyan paraméter, amely meghatározza az egyensúlyt kibocsátó csillag helyzetét a spektrum-fényesség diagramon. Ez a paraméter a csillag kezdeti kémiai összetétele. Ha a nehéz elemek relatív bősége csökken, a csillag "le fog esni" az alábbi diagramon. Ez a körülmény magyarázza a szubtörpék sorozatának jelenlétét. Mint fentebb említettük, ezekben a csillagokban a nehéz elemek relatív bősége több tízszer kisebb, mint a fő sorozatú csillagokban. Azt az időt, amikor egy csillag a fősorozaton marad, a kezdeti tömege határozza meg. Ha a tömeg nagy, akkor a csillag sugárzásának hatalmas ereje van, és gyorsan elhasználja a hidrogén "üzemanyag" tartalékait. Például a fősorozatú csillagok, amelyek tömege több tízszer nagyobb, mint a Nap (ezek az O spektrális osztályú forró kék óriások), folyamatosan sugározhatnak, miközben csak néhány millió évig maradnak ezen a sorozaton, míg a közeli tömegű csillagok napenergia, már 10-15 milliárd éve a fő sorozatban vannak. Alul a táblázat látható. 2, amely megadja a gravitációs összenyomás és a fő sorozaton való tartózkodás számított időtartamát különböző spektrális osztályú csillagok esetében. Ugyanez a táblázat mutatja a csillagok tömegének, sugarának és fényességének értékeit napelemekben.
2. táblázat
| év | |||||
|
Spektrális osztály |
Fényesség |
gravitációs kompresszió |
maradjon a fő sorozatnál | ||
|
G2 (V) |
|||||
Rizs. 14. Különböző tömegű csillagok evolúciós nyomai a fényesség-hőmérséklet diagramon
Rizs. 15. Hertzsprung-Russell diagram az NGC 2254 csillaghalmazhoz
Rizs. 16. Hertzsprung - Russell diagram az M gömbhalmazhoz 3. A függőleges tengely mentén - relatív nagyság
A megfelelő diagram jól mutatja a teljes fősorozatot, beleértve a bal felső részét is, ahol a forró tömegű csillagok találhatók (a 0,2-es színindex 20 ezer K hőmérsékletnek felel meg, azaz B osztályú spektrum). Az M3 gömbhalmaz egy „régi” objektum. Jól látható, hogy az erre a halmazra szerkesztett fő sorozatdiagram felső részén szinte nincsenek csillagok. De az M 3 vörös óriás ága nagyon gazdagon képviselteti magát, míg az NGC 2254-nek nagyon kevés vörös óriása van. Ez érthető: a régi M 3-as halmazban nagyszámú csillag már „elhagyta” a fősorozatot, míg a fiatal NGC 2254-es halmazban ez csak kis számú, viszonylag nagy tömegű, gyorsan fejlődő csillaggal történt. Figyelemre méltó, hogy az óriás ág az M 3 esetében meglehetősen meredeken megy felfelé, míg az NGC 2254-nél szinte vízszintes. Elméleti szempontból ez azzal magyarázható, hogy az M3-ban lényegesen alacsonyabb a nehézelemek mennyisége, és valóban, a gömbhalmazok csillagaiban (valamint más olyan csillagokban, amelyek nem annyira a galaktikus sík felé koncentrálódnak). a galaktikus központ felé), a nehéz elemek relatív bősége jelentéktelen . Az M 3 színindex-fényesség diagramja egy másik szinte vízszintes ágat mutat. Az NGC 2254-hez készült diagramon nincs hasonló ág. Az elmélet a következőképpen magyarázza ennek az ágnak a megjelenését. Miután a csillag - egy vörös óriás - összehúzódó sűrű héliummagjának hőmérséklete eléri a 100-150 millió K-t, ott új nukleáris reakció indul meg. Ez a reakció abból áll, hogy három héliummagból szénmag képződik. Amint ez a reakció elkezdődik, a mag összenyomódása leáll. Ezt követően a felületi rétegek
a csillagok növelik a hőmérsékletüket, és a spektrum-fényesség diagramon a csillag balra fog elmozdulni. Ilyen csillagokból alakul ki az M 3 diagramjának harmadik vízszintes ága.
Rizs. 17. Összefoglaló Hertzsprung-Russell diagram 11 csillaghalmazra
ábrán. A 17. ábra sematikusan látható összefoglaló diagram"szín - fényesség" 11 klaszterhez, amelyek közül kettő (M 3 és M 92) gömb alakú. Jól látható, hogy a különböző klaszterek fő sorozatai hogyan „hajlanak” jobbra és felfelé a már tárgyalt elméleti koncepciókkal teljes összhangban. ábrából 17 azonnal megállapítható, hogy melyik klaszter fiatal és melyik öreg. Például a „kettős” X és h Perseus klaszter fiatal. A fő szekvencia jelentős részét "megőrizte". Az M 41 klaszter régebbi, a Hyades klaszter még régebbi, az M 67 klaszter pedig nagyon régi, amelynek szín-fényesség diagramja nagyon hasonlít az M 3 és M 92 gömbhalmazok hasonló diagramjához. Csak az óriás. A gömbhalmazok ága magasabb, összhangban a korábban tárgyalt kémiai összetételbeli különbségekkel. Így a megfigyelési adatok teljes mértékben megerősítik és igazolják az elmélet következtetéseit. Nehéznek tűnik a csillagok belsejében zajló folyamatok elméletének megfigyeléses igazolására számítani, amelyeket hatalmas vastagságú csillaganyag rejt el előlünk. Pedig az elméletet itt folyamatosan figyelemmel kíséri a csillagászati megfigyelések gyakorlata. Meg kell jegyezni, hogy a nagyszámú szín-fényesség diagram összeállítása óriási munkát igényelt a csillagászoktól, és radikálisan javította a megfigyelési módszereket. Másrészt az elmélet sikere belső szerkezet a csillagok evolúciója pedig lehetetlen lett volna a nagy sebességű elektronikus számológépek használatán alapuló modern számítástechnika nélkül. A magfizikai kutatások szintén felbecsülhetetlen értékű szolgálatot nyújtottak az elméletnek, amely lehetővé tette a csillagok belsejében lezajló magreakciók mennyiségi jellemzőinek meghatározását. Túlzás nélkül kijelenthetjük, hogy a csillagok szerkezetének és fejlődésének elméletének kidolgozása a 20. század második felének csillagászatának egyik legnagyobb vívmánya. A modern fizika fejlődése megnyitja a csillagok, és különösen a Nap belső szerkezetére vonatkozó elmélet közvetlen megfigyelési ellenőrzésének lehetőségét. kb egy erőteljes neutrínófolyam észlelésének lehetőségéről, amelyet a Napnak kellene kibocsátania, ha nukleáris reakciók zajlanak le a mélyében. Köztudott, hogy a neutrínók rendkívül gyengén lépnek kölcsönhatásba más elemi részecskékkel. Például egy neutrínó szinte abszorpció nélkül képes átrepülni a Nap teljes vastagságán, míg a röntgensugárzás csak néhány milliméternyi anyagon tud áthaladni a nap belsejében abszorpció nélkül. Ha elképzeljük, hogy minden részecske energiájával egy erőteljes neutrínósugár halad át a Napon
A csillagok evolúciója a fizikaiság változása. jellemzők, belső szerkezetek és kémia a csillagok időbeli összetétele. Az E.Z. elméletének legfontosabb feladatai. - a csillagok kialakulásának, megfigyelhető tulajdonságaik változásának magyarázata, különböző csillagcsoportok genetikai kapcsolatának vizsgálata, végső állapotuk elemzése.
Mivel az Univerzum általunk ismert részében kb. E.Z. magyarázata szerint a megfigyelt anyag tömegének 98-99%-a csillagokban van, vagy már átment a csillagok állapotán. yavl. az asztrofizika egyik legfontosabb problémája.
Az álló állapotban lévő csillag egy gázgömb, amely hidrosztatikus állapotban van. és termikus egyensúly (azaz a gravitációs erők hatását a belső nyomás egyensúlyozza ki, a sugárzásból eredő energiaveszteségeket pedig a csillag beleiben felszabaduló energia kompenzálja, lásd). A csillag „születése” egy hidrosztatikailag egyensúlyi objektum kialakulása, amelynek sugárzását a sajátja támogatja. energiaforrások. Egy csillag „halála” egy visszafordíthatatlan egyensúlyhiány, amely a csillag pusztulásához vagy katasztrófájához vezet. tömörítés.
A gravitáció izolálása az energia csak akkor játszhat döntő szerepet, ha a csillag belsejének hőmérséklete nem elegendő ahhoz, hogy a nukleáris energia felszabaduljon az energiaveszteségek kompenzálására, és a csillagnak mint egésznek vagy annak egy részének össze kell húzódnia az egyensúly fenntartásához. A hőenergia felszabadítása csak az atomenergia-tartalékok kimerülése után válik fontossá. T.o., E.z. a csillagok energiaforrásainak következetes változásaként ábrázolható.
Jellegzetes idő E.z. túl nagy ahhoz, hogy minden evolúció közvetlenül nyomon követhető legyen. Ezért a fő E.Z. kutatási módszer yavl. belső változásokat leíró csillagmodell sorozatok felépítése szerkezetek és kémia a csillagok időbeli összetétele. Evolúció. A szekvenciákat ezután megfigyelési eredményekkel hasonlítják össze, például (G.-R.D.), amely nagyszámú csillag megfigyelését foglalja össze az evolúció különböző szakaszaiban. Különösen fontos szerepet játszik a G.-R.d. csillaghalmazok esetében, mivel a halmaz összes csillagának ugyanaz a kezdeti vegyi anyaga. összetétele és szinte egyszerre alakult ki. G.-R.d. különböző korú klaszterek, sikerült megállapítani az E.Z. irányát. Az evolúció részleteiben. sorozatok kiszámítása a tömeg, a sűrűség, a hőmérséklet és a fényesség csillagon való eloszlását leíró differenciálegyenlet-rendszer numerikus megoldásával történik, amelyhez hozzáadódnak a csillaganyag energiafelszabadulása és átlátszatlanságának törvényei, valamint a kémiai tulajdonságok változását leíró egyenletek. csillag kompozíció az idő múlásával.
A csillag evolúciójának lefolyása elsősorban a tömegétől és a kezdeti kémiától függ. összetétel. A csillag forgása és mágneses tere bizonyos, de nem alapvető szerepet játszhat. területen azonban ezeknek a tényezőknek a szerepe az E.Z. még nem kutatták kellőképpen. Chem. Egy csillag összetétele attól függ, hogy mikor keletkezett, és attól, hogy a galaxisban milyen pozícióban van a keletkezés időpontjában. Az első generációs csillagok anyagból keletkeztek, amelynek összetételét a kozmológia határozta meg. körülmények. Nyilvánvalóan körülbelül 70 tömegszázalék hidrogént, 30 tömegszázalék héliumot és jelentéktelen deutérium és lítium keveréket tartalmazott. Az első generációs csillagok evolúciója során nehéz elemek (a héliumot követően) keletkeztek, amelyek a csillagok anyagának kiáramlása vagy a csillagrobbanások hatására a csillagközi térbe löktek ki. A következő generációk csillagai 3-4 tömegszázalék nehéz elemeket tartalmazó anyagból keletkeztek.
A jelenség a legközvetlenebb jele annak, hogy a csillagkeletkezés még mindig folyamatban van. masszív létezése fényes csillagok spektrum. O és B osztályú, élettartama nem haladhatja meg a ~ 10 7 évet. A csillagkeletkezés üteme a modern időkben. korszak évi 5-re becsülik.
2. Csillagképződés, a gravitációs kompresszió szakasza
A legelterjedtebb nézőpont szerint a csillagok gravitációs erők hatására jönnek létre. az anyag kondenzációja a csillagközi közegben. A csillagközi közeg szükséges felosztása két fázisra - sűrű hideg felhőkre és egy magasabb hőmérsékletű ritkított közegre - a csillagközi mágneses térben a Rayleigh-Taylor termikus instabilitás hatására következhet be. mező. Gáz-por komplexek tömeggel 
, jellemző méret (10-100) db és részecskekoncentráció n~10 2 cm -3 . valójában rádióhullám-kibocsátásuk miatt figyelhetők meg. Az ilyen felhők összenyomásához (összeomlásához) bizonyos feltételek szükségesek: a gravitáció. A felhő részecskéinek meg kell haladniuk a részecskék hőmozgási energiájának, a felhő egészének forgási energiájának és a mágneses mezőnek az összegét. felhőenergia (farmer kritérium). Ha csak a hőmozgás energiáját vesszük figyelembe, akkor az egység nagyságrendjének egy tényezőjével a Jeans-kritérium a következő formában van írva: align="absmiddle" width="205" height="20">, hol van a felhő tömege, T- a gáz hőmérséklete K-ban, n- részecskék száma 1 cm3-ben. Tipikus modernnel csillagközi felhők hőmérséklete K csak olyan felhőket tudnak összeomolni, amelyek tömege nem kisebb, mint . A Jeans-kritérium azt jelzi, hogy a ténylegesen megfigyelt tömegspektrumú csillagok kialakulásához az összeomló felhőkben a részecskék koncentrációjának el kell érnie a (10 3 -10 6) cm -3-t, azaz. 10-1000-szer magasabb, mint a tipikus felhőknél. Ilyen koncentrációjú részecskék azonban a már összeomlásnak indult felhők mélyén is elérhetők. Ebből következik, hogy ez egy szekvenciális folyamaton keresztül történik, több lépésben. szakaszai, hatalmas felhők feldarabolódása. Ez a kép természetesen megmagyarázza a csillagok csoportokban - halmazokban - létrejöttét. Ugyanakkor a felhő hőegyensúlyával, a benne lévő sebességmezővel, valamint a töredékek tömegspektrumát meghatározó mechanizmussal kapcsolatos kérdések továbbra sem tisztázottak.
Az összeesett csillagtömegű objektumokat ún protosztárok. Egy gömbszimmetrikus, nem forgó protocsillag összeomlása mágneses tér nélkül. mezők több részét is tartalmazzák. szakaszaiban. A kezdeti pillanatban a felhő homogén és izoterm. A sajátja számára átlátszó. sugárzás, így az összeomlás térfogati energiaveszteségekkel következik be, Ch. arr. a por hősugárzása miatt a vágás átadja kinetikáját. egy gázrészecske energiája. Egy homogén felhőben nincs nyomásgradiens és a kompresszió szabadesésben kezdődik egy jellemző idővel, ahol G- , - felhősűrűség. A tömörítés kezdetével egy ritkító hullám jelenik meg, amely hangsebességgel halad a középpont felé, és azóta Az összeomlás gyorsabban megy végbe, ahol nagyobb a sűrűség, a protocsillag egy kompakt magra és egy kiterjesztett héjra oszlik, amelybe az anyag a törvény szerint eloszlik. Amikor a részecskék koncentrációja a magban eléri a ~ 10 11 cm -3 értéket, átlátszatlanná válik a porszemcsék infravörös sugárzása számára. A magban felszabaduló energia a sugárzásos hővezetés miatt lassan felszivárog a felszínre. A hőmérséklet szinte adiabatikusan emelkedni kezd, ez nyomásnövekedéshez vezet, és a mag hidrosztatikussá válik. egyensúly. A héj továbbra is a magra esik, és a perifériáján jelenik meg. A mag paraméterei ekkor gyengén függenek a protocsillag össztömegétől: K. Ahogy a mag tömege az akkréció következtében növekszik, a hőmérséklete szinte adiabatikusan változik, amíg el nem éri a 2000 K-t, amikor is megindul a H 2 molekulák disszociációja. . A disszociációhoz szükséges energiafelhasználás eredményeként, nem pedig a kinetika növekedése miatt. a részecske energiája, az adiabatikus index értéke 4/3 alá csökken, a nyomásváltozások nem képesek kompenzálni a gravitációs erőket és a mag újra összeesik (lásd). Új, paraméterekkel rendelkező mag képződik, amelyet lökhárító front vesz körül, amelyre az első mag maradványai felhalmozódnak. Az atommag hasonló átrendeződése hidrogénnel történik.
A mag további növekedése a héj anyagának rovására mindaddig folytatódik, amíg az összes anyag a csillagra nem esik, vagy szétszóródik a hatása alatt, vagy ha a mag kellően masszív (lásd). A héj anyagának jellegzetes idejével rendelkező protocsillagok t a >t kn, ezért fényességüket az összeomló magok energiafelszabadulása határozza meg.
A magból és egy burokból álló csillagot infravörös forrásként figyelik meg a burában lévő sugárzás feldolgozása miatt (a burok porja, amely elnyeli az UV sugárzás fotonjait a magból, az infravörös tartományban bocsát ki). Amikor a héj optikailag elvékonyodik, a protocsillagot a csillagok közönséges tárgyaként kezdik megfigyelni. A legnagyobb tömegű csillagok mindaddig megtartják héjukat, amíg a hidrogén termonukleáris égése meg nem kezdődik a csillag közepén. A sugárzási nyomás valószínűleg a csillagok tömegét korlátozza. Még ha tömegesebb csillagok keletkeznek is, pulzációsan instabilnak bizonyulnak, és elveszíthetik erejüket. a tömeg egy része a magban a hidrogénégés szakaszában. A protostelláris héj összeomlásának és szétszóródásának stádiumának időtartama azonos nagyságrendű a szülőfelhő szabadesési idejével, azaz. 10 5 -10 6 év. A mag által megvilágított, a héj maradványaiból származó, a csillagszél által felgyorsított sötét anyag csomókat Herbig-Haro objektumokkal azonosítják (emissziós spektrummal rendelkező csillagcsomók). A kis tömegű csillagok, amikor láthatóvá válnak, a T Tauri csillagok által elfoglalt régióban vannak (törpe), a nagyobb tömegűek a Herbig emissziós csillagok régiójában (szabálytalan korai spektrális osztályok emissziós vonalakkal a spektrumokban). ).Evolúció. protostar magok sávjai állandó tömeg a hidrosztatikus szakaszban. ábrán láthatók a tömörítések. 1. Kis tömegű csillagok esetén abban a pillanatban, amikor a hidrosztatikus állapot kialakul. egyensúly, a körülmények az atommagokban olyanok, hogy az energia átadódik nekik. A számítások azt mutatják, hogy egy teljesen konvektív csillag felszíni hőmérséklete szinte állandó. A csillag sugara folyamatosan csökken, mert tovább zsugorodik. Állandó felületi hőmérséklet és csökkenő sugár mellett a csillag fényessége is a G.-R.D. ennek a fejlődési szakasznak felel meg függőleges szakaszok pályák.
Ahogy a kompresszió folytatódik, a csillag belsejében a hőmérséklet növekszik, az anyag átlátszóbbá válik, és az align="absmiddle" width="90" height="17"> csillagoknak sugárzó magjuk van, de a héjak konvektívek maradnak. A kisebb tömegű csillagok teljesen konvektívek maradnak. Fényességüket a fotoszférában lévő vékony sugárzó réteg szabályozza. Minél nagyobb a csillag tömege és minél magasabb az effektív hőmérséklete, annál nagyobb a sugárzási magja (az align="absmiddle" width="74" height="17"> csillagoknál a sugárzási mag azonnal megjelenik). Végül szinte az egész csillag (kivéve a felszíni konvektív zónát a tömeges csillagok esetében) sugárzási egyensúlyi állapotba kerül, amelyben a magban felszabaduló összes energia sugárzással átadásra kerül.
3. Magreakciókon alapuló evolúció
A magokban ~ 10 6 K hőmérsékleten megindulnak az első magreakciók - a deutérium, lítium, bór kiég. Ezen elemek elsődleges mennyisége olyan kicsi, hogy kiégésük gyakorlatilag nem bírja a nyomást. A kompresszió leáll, ha a csillag középpontjában a hőmérséklet eléri a ~ 10 6 K-t és a hidrogén meggyullad, mert A hidrogén termonukleáris égése során felszabaduló energia elegendő a sugárzási veszteségek kompenzálására (lásd). Homogén csillagok, amelyek magjában a hidrogén ég, a G.-R.D. kezdeti főszekvencia (IMS). A masszív csillagok gyorsabban érik el az NGP-t, mint a kis tömegű csillagok, mert egységnyi tömegre jutó energiaveszteségük, és így az evolúció sebessége is nagyobb, mint a kis tömegű csillagoké. Amióta belépett az NGP E.z. nukleáris égés alapján történik, melynek főbb szakaszait a táblázat foglalja össze. Az atommag égése megtörténhet a vascsoport elemeinek kialakulása előtt, amelyeknek a kötési energiája a legmagasabb az összes atommag közül. Evolúció. csillagok nyomai a G.-R.D.-n ábrán láthatók. 2. A csillagok hőmérsékletének és sűrűségének központi értékeinek alakulását az ábra mutatja. 3. K főnél. energiaforrás yavl. a hidrogénciklus reakciója általában T- a szén-nitrogén (CNO) ciklus reakciói (lásd). Mellékhatás CNO ciklus jelenség a 14 N, 12 C, 13 C - 95%, 4% és 1 tömeg% nuklidok egyensúlyi koncentrációjának megállapítása. A nitrogén túlsúlyát azokban a rétegekben, ahol a hidrogénégés megtörtént, megerősítik azok a megfigyelések, amelyekben ezek a rétegek a külső veszteség következtében jelennek meg a felszínen. rétegek. Azokban a csillagokban, amelyek közepén a CNO ciklus megvalósul ( align="absmiddle" width="74" height="17">), egy konvektív mag jelenik meg. Ennek oka az energiafelszabadulás igen erős hőmérsékletfüggősége: . A sugárzó energia áramlása ~ T 4(lásd), ezért nem tudja átadni az összes felszabaduló energiát, és konvekciónak kell bekövetkeznie, ami hatékonyabb, mint a sugárzási átvitel. A legnagyobb tömegű csillagokban a csillagok tömegének több mint 50%-át konvekció borítja. A konvektív mag fontosságát az evolúció szempontjából az határozza meg, hogy a nukleáris üzemanyag egyenletesen a hatékony égési tartománynál jóval nagyobb tartományban fogy, míg a konvektív mag nélküli csillagokban kezdetben csak a centrum kis közelében ég ki. , ahol elég magas a hőmérséklet. A hidrogén kiégési ideje ~ 10 10 évtől a . A nukleáris égés minden további szakaszának ideje nem haladja meg a hidrogénégetés idejének 10%-át, ezért a hidrogénégés szakaszában lévő csillagok a G.-R.D. sűrűn lakott régió - (GP). Azokban a csillagokban, amelyek középpontjában a hőmérséklet soha nem éri el a hidrogén elégetéséhez szükséges értékeket, végtelenségig zsugorodnak, és „fekete” törpékké alakulnak. A hidrogén kiégése az átl. a maganyag molekulatömege, és ezért a hidrosztatikus hatás fenntartása érdekében. Egyensúly esetén a középpontban a nyomásnak növekednie kell, ami a középpont hőmérsékletének és a csillagon átívelő hőmérsékleti gradiensnek, következésképpen a fényességnek a növekedésével jár. A fényerő növekedése az anyag átlátszatlanságának csökkenését is eredményezi a hőmérséklet emelkedésével. A mag összehúzódik, hogy fenntartsa a hidrogéntartalom csökkenésével járó atomenergia-leadási feltételeket, és a héj kitágul, mivel a megnövekedett energiaáramot át kell vinni a magból. A G.-R.d. a csillag az NGP jobb oldalára kerül. Az átlátszatlanság csökkenése a konvektív magok pusztulásához vezet a legnagyobb tömegű csillagok kivételével. A hatalmas csillagok evolúciós sebessége a legmagasabb, és ők hagyják el elsőként az MS-t. Az élettartam az MS-en a kb. 10 millió év, kb. 70 millió év, és kb. 10 milliárd év.Ha a mag hidrogéntartalma 1%-ra csökken . A héj összenyomása a héliummaggal szomszédos rétegben a hidrogén felmelegedését okozza a termonukleáris égés hőmérsékletére, és egy rétegenergia-felszabadulási forrás keletkezik. A tömegű csillagokban, amelyekben kevésbé függ a hőmérséklettől, és az energiafelszabadulás tartománya nem koncentrálódik olyan erősen a középpont felé, nincs általános kompressziós szakasz.
E.z. a hidrogén kiégése után tömegüktől függ. A legfontosabb tényező, a tömegű csillagok evolúciójának lefolyását befolyásoló , yavl. elektrongáz degenerációja at nagy sűrűségűek. esedékes nagy sűrűségű az alacsony energiájú kvantumállapotok száma a Pauli-elv miatt korlátozott, és az elektronok nagy energiával töltik meg a kvantumszinteket, jelentősen meghaladva a hőmozgásuk energiáját. Főbb jellemzők degenerált gáz az, hogy a nyomása p csak a sűrűségtől függ: a nem relativisztikus degenerációhoz és a relativisztikus degenerációhoz. Az elektronok gáznyomása sokkal nagyobb, mint az ionok nyomása. Ez követi azt, ami E.Z. számára alapvető. Következtetés: mivel a relativisztikusan degenerált gáz térfogategységére ható gravitációs erő ugyanúgy függ a sűrűségtől, mint a nyomásgradiens, ezért léteznie kell egy korlátozó tömegnek (lásd), így az align="absmiddle" width="66"-nál " magasság ="15"> az elektronnyomás nem tudja ellensúlyozni a gravitációt, és megkezdődik a kompresszió. Limit weight align="absmiddle" width="139" height="17">. ábrán látható annak a tartománynak a határa, amelyben az elektrongáz degenerált. 3. A kis tömegű csillagokban a degeneráció már a héliummagok kialakulásának folyamatában is észrevehető szerepet játszik.
A második, az E.z. a későbbi szakaszokban ezek a neutrínó energiaveszteségei. A csillagok mélyén T~10 8 K fő. a születésben szerepet játszanak: fotoneutrínó folyamat, plazma rezgéskvantumok (plazmonok) bomlása neutrínó-antineutrínó párokká (), elektron-pozitron párok megsemmisülése () és (lásd). A neutrínók legfontosabb jellemzője, hogy a csillag anyaga szinte átlátszó számukra, és a neutrínók szabadon viszik el az energiát a csillagtól.
A héliummag, amelyben még nem alakultak ki a hélium égésének feltételei, összenyomódik. A mag melletti réteges forrás hőmérséklete nő, és a hidrogén égésének sebessége nő. A megnövekedett energiaáramlás átvitelének szükségessége a héj tágulásához vezet, amelyre az energia egy része elpazarol. Mivel a csillag fényessége nem változik, felszínének hőmérséklete csökken, és a G.-R.D. a csillag a vörös óriások által elfoglalt területre költözik. A csillag átstrukturálódási ideje két nagyságrenddel rövidebb, mint amennyi idő alatt a hidrogén kiég a magban, így kevés csillag van az MS sáv és a vörös szuperóriások tartománya között. . A héj hőmérsékletének csökkenésével növekszik az átlátszósága, aminek következtében külső megjelenés jelenik meg. konvektív zóna és a csillag fényereje növekszik.
Az energia eltávolítása a magból a degenerált elektronok hővezető képessége és a csillagok neutrínóvesztesége révén késlelteti a hélium égésének pillanatát. A hőmérséklet csak akkor kezd észrevehetően emelkedni, amikor a mag majdnem izotermvé válik. A 4 Ő égése határozza meg az E.Z. attól a pillanattól kezdve, amikor az energiafelszabadulás meghaladja a hővezetés és a neutrínósugárzás által okozott energiaveszteséget. Ugyanez a feltétel vonatkozik minden további típusú nukleáris üzemanyag elégetésére.
A degenerált gázból készült, neutrínókkal hűtött csillagmagok figyelemre méltó jellemzője a „konvergencia” - a pályák konvergenciája, amely a sűrűség és a hőmérséklet kapcsolatát jellemzi. Tc a csillag közepén (3. ábra). A mag összenyomása során felszabaduló energia sebességét a rétegforráson keresztül az anyag hozzáadásának sebessége határozza meg, és csak a mag tömegétől függ egy adott típusú tüzelőanyag esetében. A magban az energia be- és kiáramlásának egyensúlyát fenn kell tartani, ezért a csillagok magjában azonos hőmérséklet- és sűrűségeloszlás jön létre. Mire a 4 He meggyullad, az atommag tömege a nehézelemek tartalmától függ. A degenerált gáz atommagjaiban a 4 He égése termikus robbanás jellegű, mert az égés során felszabaduló energia az elektronok hőmozgásának energiáját növeli, de a nyomás a hőmérséklet emelkedésével szinte változatlan marad mindaddig, amíg az elektronok hőenergiája nem lesz egyenlő az elektronok degenerált gázának energiájával. Ezután a degeneráció megszűnik, és a mag gyorsan kitágul - hélium felvillan. A héliumkitöréseket valószínűleg a csillaganyag elvesztése kíséri. Ahol a hatalmas csillagok már rég befejezték az evolúciót, és a vörös óriások tömege van, ott a hélium égési szakaszában lévő csillagok kb. vízszintes ág G.-R.d.
Az align="absmiddle" width="90" height="17">-es csillagok hélium magjaiban a gáz nem degenerálódik, 4 csendesen meggyullad, de a magok a növekedés hatására kitágulnak. Tc. A legnagyobb tömegű csillagokban a 4 He égése akkor is megtörténik, amikor azok aktívak. kék szuperóriások. A mag kiterjedése csökkenéshez vezet T a hidrogénréteg forrás tartományában, és a csillag fényereje a hélium kitörése után csökken. A termikus egyensúly fenntartása érdekében a héj összehúzódik, és a csillag elhagyja a vörös szuperóriások régióját. Amikor a magban lévő 4 He kimerül, a mag összenyomása és a héj kitágulása újra kezdődik, a csillag ismét vörös szuperóriássá válik. 4 He réteges égésforrás képződik, amely uralja az energialeadást. Ismét megjelenik a külső. konvektív zóna. A hélium és a hidrogén kiégésével a rétegforrások vastagsága csökken. Vékony réteg A hélium égése termikusan instabilnak bizonyul, mert nagyon erős hőmérséklet-kibocsátási érzékenység esetén () az anyag hővezető képessége nem elegendő az égési rétegben fellépő hőzavarok eloltásához. A hőkitörések során konvekció megy végbe a rétegben. Ha hidrogénben gazdag rétegekbe hatol, akkor lassú folyamat eredményeként ( s-folyamat, lásd) 22 Ne és 209 B közötti atomtömegű elemek szintetizálódnak.
A vörös szuperóriások hideg, kiterjedt héjában képződő porra és molekulákra gyakorolt sugárzási nyomás folyamatos anyagvesztéshez vezet, akár egy évig is. A folyamatos tömegveszteség kiegészíthető a rétegégés instabilitásából vagy pulzációból eredő veszteségekkel, amelyek egy vagy több felszabadulásához vezethetnek. kagylók. Amikor a szén-oxigén mag feletti anyagmennyiség egy bizonyos határ alá csökken, a héjat az égési rétegekben a hőmérséklet fenntartása érdekében addig kell összenyomni, amíg a kompresszió nem képes fenntartani az égést; sztár a G.-R.D. szinte vízszintesen balra mozog. Ebben a szakaszban az égési rétegek instabilitása a héj tágulásához és anyagveszteséghez is vezethet. Amíg a csillag elég forró, egy vagy több magnak tekinthető. kagylók. Amikor a rétegforrások annyira eltolódnak a csillag felszíne felé, hogy bennük a hőmérséklet alacsonyabb lesz, mint a nukleáris égéshez szükséges, a csillag lehűl, és fehér törpévé változik, amely a csillag ionos komponensének hőenergia-fogyasztása miatt kisugárzik. a dolga. A fehér törpék jellemző lehűlési ideje ~ 10 9 év. A fehér törpévé váló egyes csillagok tömegének alsó határa nem tisztázott, 3-6-ra becsülik. A c csillagokban az elektrongáz a csillagok szén-oxigén (C,O-) magjainak növekedési szakaszában degenerálódik. Akárcsak a csillagok héliummagjában, a neutrínók energiaveszteségei miatt a körülmények „konvergenciája” következik be a C,O mag közepén és a szén égésének pillanatában. A 12 C égés ilyen körülmények között nagy valószínűséggel robbanás jellegű, és a csillag teljes pusztulásához vezet. A teljes pusztulás nem következhet be, ha 
. Ez a sűrűség akkor érhető el, ha a mag növekedési sebességét a műholdak anyagának akkréciója határozza meg egy szoros bináris rendszerben.
Csillag-- olyan égitest, amelyben termonukleáris reakciók zajlanak, történtek vagy fognak bekövetkezni. A csillagok hatalmas, világító gázgömbök (plazma). Gáz-por környezetből (hidrogén és hélium) keletkezik gravitációs kompresszió eredményeként. Az anyag hőmérsékletét a csillagok belsejében millió kelvinben mérik, a felszínükön pedig több ezer kelvinben. A csillagok túlnyomó többségének energiája a hidrogént héliummá alakító termonukleáris reakciók eredményeként szabadul fel, magas hőmérsékleten a belső régiókban. A csillagokat gyakran az Univerzum fő testeinek nevezik, mivel ezek tartalmazzák a természetben található világítóanyag nagy részét. A csillagok hatalmas, gömb alakú tárgyak, amelyek héliumból és hidrogénből, valamint egyéb gázokból állnak. A csillag energiája a magjában található, ahol a hélium másodpercenként kölcsönhatásba lép a hidrogénnel. Mint minden szerves anyag az univerzumban, a csillagok is felbukkannak, fejlődnek, megváltoznak és eltűnnek – ez a folyamat több milliárd évig tart, és „Star Evolution” folyamatnak nevezik.
1. A csillagok evolúciója
A csillagok evolúciója-- azoknak a változásoknak a sorozata, amelyeken egy csillag élete során, azaz több százezer, millió vagy milliárd éven keresztül megy keresztül, miközben fényt és hőt bocsát ki. A csillagok hideg, ritkított csillagközi gázfelhőként kezdik meg életét (egy ritkított gáznemű közeg, amely kitölti a csillagok közötti teret), saját gravitációja hatására összenyomódik, és fokozatosan golyó alakot vesz fel. Összenyomva a gravitációs energia (az összes anyagi test közötti univerzális alapvető kölcsönhatás) hővé alakul, és a tárgy hőmérséklete nő. Amikor a középpontban a hőmérséklet eléri a 15-20 millió K-t, a termonukleáris reakciók megindulnak, és a kompresszió leáll. Az objektum teljes értékű csillaggá válik. A csillagok életének első szakasza hasonló a napéhoz – a hidrogénciklus reakciói uralják. Élete nagy részében ebben az állapotban marad, a Hertzsprung-Russell diagram fő sorozatán (1. ábra) (amely a csillag abszolút magnitúdója, fényessége, spektrális típusa és felszíni hőmérséklete között, 1910) látható, egészen addig, amíg tüzelőanyag-tartalékai a magjában kifogynak. Amikor a csillag közepén lévő összes hidrogén héliummá alakul, egy héliummag képződik, és a hidrogén termonukleáris égése a perifériáján folytatódik. Ebben az időszakban a csillag szerkezete megváltozni kezd. Fényereje növekszik, külső rétegei kitágulnak, felszíni hőmérséklete csökken – a csillag vörös óriássá válik, amely a Hertzsprung-Russell diagramon ágat alkot. A csillag lényegesen kevesebb időt tölt ezen az ágon, mint a fő sorozaton. Amikor a héliummag felhalmozódott tömege jelentőssé válik, nem tudja elviselni saját súlyát, és zsugorodni kezd; ha a csillag kellően tömegű, a növekvő hőmérséklet a hélium további termonukleáris átalakulását okozhatja nehezebb elemekké (hélium szénné, szén oxigénné, oxigén szilíciummá, végül a szilícium vasvá).
2. Termonukleáris fúzió a csillagok belsejében
1939-re megállapították, hogy a csillagok energiájának forrása a csillagok belsejében fellépő termonukleáris fúzió. A legtöbb csillag azért sugárzik, mert magjában négy proton egyesül egy sor közbenső lépésen keresztül egyetlen alfa-részecskévé. Ez az átalakulás két fő módon történhet: proton-proton vagy p-p ciklus, illetve szén-nitrogén vagy CN ciklus. Kis tömegű csillagokban az energiafelszabadulást elsősorban az első ciklus, a nehéz csillagoknál a második ciklus biztosítja. A csillagok nukleáris üzemanyag-ellátása korlátozott, és folyamatosan sugárzásra költik. A termonukleáris fúzió folyamata, amely energiát szabadít fel és megváltoztatja a csillag anyagának összetételét, a gravitációval kombinálva, amely hajlamos a csillagot összenyomni és energiát is felszabadítani, valamint a felszínről érkező sugárzás, amely a felszabaduló energiát elszállítja. a csillagfejlődés fő mozgatórugói. A csillagok evolúciója egy óriási molekulafelhőben kezdődik, amelyet csillagbölcsőnek is neveznek. A galaxis „üres” terének nagy része valójában 0,1 és 1 közötti molekulát tartalmaz cm-enként?. A molekulafelhő sűrűsége körülbelül egymillió molekula per cm?. Egy ilyen felhő tömege méretéből adódóan 100 000-10 000 000-szer haladja meg a Nap tömegét: 50-300 fényév átmérőjű. Míg a felhő szabadon forog otthona galaxisa közepe körül, semmi sem történik. A gravitációs tér inhomogenitása miatt azonban zavarok léphetnek fel benne, ami helyi tömegkoncentrációhoz vezethet. Az ilyen zavarok a felhő gravitációs összeomlását okozzák. Az egyik ehhez vezető forgatókönyv két felhő ütközése. Egy másik összeomlást okozó esemény lehet egy felhő áthaladása egy spirálgalaxis sűrű karján. Szintén kritikus tényező lehet egy közeli szupernóva felrobbanása, amelynek lökéshulláma óriási sebességgel ütközik majd a molekulafelhővel. Az is lehetséges, hogy galaxisok ütköznek, ami csillagkeletkezési robbanást okozhat, mivel az egyes galaxisokban a gázfelhők összenyomódnak az ütközés következtében. Általánosságban elmondható, hogy a felhő tömegére ható erők bármilyen inhomogenitása elindíthatja a csillagkeletkezés folyamatát. A kialakult inhomogenitások miatt a molekuláris gáz nyomása már nem tudja megakadályozni a további összenyomódást, és a gravitációs vonzási erők hatására a gáz a leendő csillag középpontja körül gyülekezni kezd. A felszabaduló gravitációs energia fele a felhő fűtésére, a fele pedig fénysugárzásra megy el. A felhőkben a nyomás és a sűrűség a középpont felé növekszik, a központi rész összeomlása gyorsabban megy végbe, mint a periféria. A tömörítés előrehaladtával a fotonok átlagos szabad útja csökken, és a felhő egyre kevésbé lesz átlátszó saját sugárzása számára. Ez gyorsabb hőmérséklet-emelkedéshez és még gyorsabb nyomásemelkedéshez vezet. Ennek eredményeként a nyomásgradiens kiegyenlíti a gravitációs erőt, és hidrosztatikus mag keletkezik, amelynek tömege a felhő tömegének körülbelül 1%-a. Ez a pillanat láthatatlan. A protocsillag további fejlődése az anyag felhalmozódása, amely továbbra is a mag „felszínére” hullik, ami ennek köszönhetően megnövekszik. A felhőben szabadon mozgó anyag tömege kimerül, és a csillag láthatóvá válik az optikai tartományban. Ezt a pillanatot tekintik a protocsillag fázis végének és a fiatal csillag fázis kezdetének. A csillagkeletkezés folyamata egységesen leírható, de a csillag fejlődésének további szakaszai szinte teljes mértékben a tömegétől függenek, és csak a csillagfejlődés legvégén játszhat szerepet a kémiai összetétel.
3. Egy csillag életciklusának fele
A csillagok sokféle színben és méretben kaphatók. Spektrális osztályuk a forró kéktől a hideg vörösig terjed, tömegük pedig 0,0767 és több mint 200 naptömeg között mozog. A csillag fényessége és színe a felületének hőmérsékletétől függ, amelyet viszont a tömege határoz meg. Minden új sztár „elfoglalja a helyét” a fősorozaton a sajátja szerint kémiai összetételés tömeg. Nem a csillag fizikai mozgásáról beszélünk - csak a jelzett diagramon elfoglalt helyzetéről, a csillag paramétereitől függően. Valójában egy csillag mozgása a diagram mentén csak a csillag paramétereinek változásának felel meg. A kicsi, hűvös vörös törpék lassan elégetik hidrogéntartalékaikat, és több százmilliárd évig a fő sorozatban maradnak, míg a hatalmas szuperóriások a kialakulás után néhány millió éven belül elhagyják a fő sorozatot. A közepes méretű csillagok, mint a Nap, átlagosan 10 milliárd évig maradnak a fő sorozatban. Úgy gondolják, hogy a Nap még mindig rajta van, mivel életciklusa közepén van. Amint egy csillag kifogy a magjából a hidrogénből, elhagyja a fő sorozatot. Egy bizonyos idő elteltével - egymilliótól több tízmilliárd évig, a kezdeti tömegtől függően - a csillag kimeríti a mag hidrogénkészletét. A nagy és forró csillagokban ez sokkal gyorsabban történik, mint a kicsiben és a hidegebb csillagokban. A hidrogénkészlet kimerülése a termonukleáris reakciók leállásához vezet. Az e reakciók által a csillag saját gravitációs vonzerejét kiegyenlítő nyomás nélkül a csillag újra összehúzódni kezd, ahogy korábban is történt kialakulása során. A hőmérséklet és a nyomás ismét emelkedik, de a protocsillag-stádiumtól eltérően többre magas szintű. Az összeomlás addig tart, amíg a héliummal járó termonukleáris reakciók körülbelül 100 millió K hőmérsékleten meg nem kezdődnek. Az anyag termonukleáris égése, amely új szinten folytatódott, a csillag szörnyű tágulását okozza. A csillag „elenged”, mérete 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. Hogy mi történik ezután, az ismét a csillag tömegétől függ.
4. Későbbi évek és a csillagok halála
Kis tömegű régi csillagok
Egyelőre nem tudni biztosan, mi történik a könnyű csillagokkal, miután hidrogénkészletük kimerül. Mivel a világegyetem életkora 13,7 milliárd év, ami nem elegendő az ilyen csillagok hidrogén-üzemanyag-készletének kimerítéséhez, a modern elméletek az ilyen csillagokban végbemenő folyamatok számítógépes szimulációin alapulnak. Egyes csillagok csak bizonyos aktív zónákban képesek héliumot szintetizálni, ami instabilitást és erős csillagszelet okoz. Ebben az esetben nem jön létre bolygóköd, és a csillag csak elpárolog, és még kisebb lesz, mint egy barna törpe. A 0,5 napnál kisebb tömegű csillagok még azután sem képesek átalakítani a héliumot, ha a hidrogénnel lejátszódó reakciók megszűnnek a magban - tömegük túl kicsi ahhoz, hogy a gravitációs kompresszió új fázisát biztosítsák olyan mértékben, amely elindítja a hélium „gyulladását”. Ezek közé a csillagok közé tartoznak a vörös törpék, például a Proxima Centauri, amelyek fő sorozatában több tízmilliárd-tízbillió év van. A magjukban lezajló termonukleáris reakciók megszűnése után fokozatosan lehűlve továbbra is gyengén bocsátanak ki az elektromágneses spektrum infravörös és mikrohullámú tartományában.
Közepes méretű csillagok
Amikor egy átlagos méretű (0,4-3,4 naptömegű) csillag eléri a vörös óriás fázist, magjából kifogy a hidrogén, és megindulnak a szén-héliumból történő szintetizálási reakciók. Ez a folyamat magasabb hőmérsékleten megy végbe, ezért megnő az energiaáramlás a magból, ami ahhoz vezet, hogy a csillag külső rétegei tágulni kezdenek. A szénszintézis kezdete új szakaszt jelent egy csillag életében, és egy ideig folytatódik. A Naphoz hasonló méretű csillag esetében ez a folyamat körülbelül egymilliárd évig tarthat. A kibocsátott energia mennyiségének változása miatt a csillag instabil időszakokon megy keresztül, beleértve a méret, a felszíni hőmérséklet és az energiatermelés változásait. Az energiakibocsátás 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 pontos jellemzőiktől függően késői típusú csillagoknak, OH-IR csillagoknak vagy Mira-szerű csillagoknak nevezik. 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 központi csillag erős infravörös sugárzásával ideális feltételek alakulnak ki az ilyen héjakban a maserek aktiválásához. A hélium égési reakciói nagyon hőmérsékletérzékenyek. Néha ez nagy instabilitáshoz vezet. Erős lüktetések keletkeznek, amelyek végső soron kellő gyorsulást kölcsönöznek a külső rétegeknek ahhoz, hogy azok kilökjenek és bolygóköddé alakuljanak át. A köd középpontjában megmarad a csillag csupasz magja, amelyben a termonukleáris reakciók leállnak, és ahogy lehűl, hélium fehér törpévé alakul, amelynek tömege általában 0,5-0,6 nap, átmérője pedig a csillagokon. a Föld átmérőjének sorrendje.
Fehér törpék
Nem sokkal a hélium felvillanása után a szén és az oxigén „meggyullad”; ezen események mindegyike a csillag komoly átalakulását és gyors mozgását okozza a Hertzsprung-Russell diagram mentén. A csillag légkörének mérete még tovább növekszik, és a csillagszél szétszóródó folyamai formájában gyorsan kezd gázt veszíteni. A csillag központi részének sorsa teljes mértékben a kezdeti tömegétől függ: a csillag magja fehér törpeként fejezheti be fejlődését (kis tömegű csillagok); ha tömege az evolúció későbbi szakaszaiban meghaladja a Chandrasekhar határértéket - mint egy neutroncsillag (pulzár); ha a tömeg meghaladja az Oppenheimer-határt – Volkov – mint egy fekete lyuk. Az utóbbi két esetben a csillagok evolúciójának befejezését katasztrofális események – szupernóva-robbanások – kísérik. A csillagok túlnyomó többsége, beleértve a Napot is, evolúciójukat összehúzódással fejezi be, amíg a degenerált elektronok nyomása egyensúlyba nem hozza a gravitációt. Ebben az állapotban, amikor a csillag mérete százszorosára csökken, és a sűrűség milliószor nagyobb lesz, mint a víz sűrűsége, a csillagot fehér törpének nevezik. Megfosztják az energiaforrásoktól, és fokozatosan lehűlve elsötétül és láthatatlanná válik. A Napnál nagyobb tömegű csillagokban a degenerált elektronok nyomása nem tudja megállítani a mag további összenyomódását, és az elektronok elkezdenek „nyomódni” az atommagokba, ami a protonok neutronokká történő átalakulásához vezet, amelyek között nincs elektrosztatikus taszítás. erők. Az anyag ilyen neutronizálása ahhoz a tényhez vezet, hogy a csillag méretét, amely valójában egy hatalmas atommagot képvisel, több kilométerben mérik, és a sűrűsége 100 milliószor nagyobb, mint a víz sűrűsége. Az ilyen objektumot neutroncsillagnak nevezik.
Szupermasszív sztárok
Miután a Nap ötszörösénél nagyobb tömegű csillag a vörös szuperóriás stádiumba lép, magja a gravitáció hatására zsugorodni kezd. A kompresszió növekedésével a hőmérséklet és a sűrűség növekszik, és a termonukleáris reakciók új sorozata kezdődik meg. Az ilyen reakciókban egyre nehezebb elemek szintetizálódnak: hélium, szén, oxigén, szilícium és vas, ami átmenetileg visszafogja a mag összeomlását. Végül, ahogy a periódusos rendszer nehezebb és nehezebb elemei képződnek, a vas-56 szilíciumból szintetizálódik. Ebben a szakaszban a további termonukleáris fúzió lehetetlenné válik, mivel a vas-56 mag maximális tömeghibás, és nehezebb magok képződése energia felszabadulásával lehetetlen. Ezért amikor egy csillag vasmagja elér egy bizonyos méretet, a benne lévő nyomás már nem képes ellenállni a csillag külső rétegeinek gravitációjának, és a mag azonnali összeomlása következik be az anyag neutronizálásával. Hogy ezután mi történik, az még nem teljesen világos, de mindenesetre a pillanatok alatt lezajló folyamatok egy hihetetlen erejű szupernóva robbanásához vezetnek. A kísérő neutrínókitörés lökéshullámot vált ki. A neutrínók erős sugarai és a forgó mágneses tér kiszorítja a csillag felhalmozódott anyagának nagy részét – az úgynevezett magelemeket, köztük a vasat és a könnyebb elemeket. A felrobbanó anyagot az atommagból kibocsátott neutronok bombázzák, befogják őket, és ezáltal a vasnál nehezebb elemek halmaza jön létre, beleértve a radioaktív elemeket is, egészen az uránig (sőt talán a kaliforniumig). Így a szupernóva-robbanások magyarázzák a vasnál nehezebb elemek jelenlétét a csillagközi anyagban, ami azonban nem az egyetlen lehetséges módja a keletkezésüknek, ezt például a technéciumcsillagok bizonyítják. A robbanáshullám és a neutrínó fúvókák az anyagot a haldokló csillagból a csillagközi térbe szállítják. Ezt követően, ahogy lehűl és az űrben halad, ez a szupernóva-anyag ütközhet más űrszeméttel, és esetleg részt vehet új csillagok, bolygók vagy műholdak kialakulásában. A szupernóva kialakulása során lezajló folyamatokat még tanulmányozzák, és ez a kérdés egyelőre nem tisztázott. Az is kérdéses, hogy valójában mi maradt meg az eredeti sztárból. Két lehetőséget azonban mérlegelnek: neutroncsillagokat és fekete lyukakat.
Neutroncsillagok
Ismeretes, hogy egyes szupernóváknál a szuperóriás mélyén az erős gravitáció arra kényszeríti az elektronokat, hogy elnyeljék az atommagot, ahol protonokkal egyesülve neutronokat képeznek. Ezt a folyamatot neutronizációnak nevezik. A közeli atommagokat elválasztó elektromágneses erők eltűnnek. A csillag magja jelenleg atommagokból és egyedi neutronokból álló sűrű golyó. Az ilyen neutroncsillagoknak nevezett csillagok rendkívül kicsik – nem nagyobbak egy nagyváros méreténél –, és elképzelhetetlenül nagy a sűrűségük. Keringési periódusuk rendkívül lerövidül a csillag méretének csökkenésével (a szögimpulzus megmaradása miatt). Egyesek 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 lehetőség van bizonyos időközönként ismétlődő sugárzási impulzus rögzítésére, egyenlő az időszakkal csillagkeringés. Az ilyen neutroncsillagokat „pulzároknak” nevezték, és ők lettek az első felfedezett neutroncsillagok.
Fekete lyukak
Nem minden szupernóva válik neutroncsillaggá. Ha a csillag tömege kellően nagy, akkor a csillag összeomlása folytatódik, és maguk a neutronok elkezdenek befelé esni, amíg a sugara kisebb lesz, mint a Schwarzschild-sugár. Ezt követően a csillagból fekete lyuk lesz. A fekete lyukak létezését az általános relativitáselmélet jósolta meg. Ezen elmélet szerint az anyag és az információ semmilyen körülmények között nem hagyhatja el a fekete lyukat. A kvantummechanika azonban valószínűleg kivételeket tesz e szabály alól. Számos nyitott kérdés maradt. A fő közülük: „Léteznek egyáltalán fekete lyukak?” Hiszen ahhoz, hogy biztosan kijelenthessük, hogy egy adott objektum fekete lyuk, meg kell figyelni az eseményhorizontját. Ez pusztán a horizont meghatározásával lehetetlen, de ultra-hosszú alapvonalú rádióinterferometria segítségével meg lehet határozni a metrikát egy objektum közelében, valamint gyors, ezredmásodperces változékonyságot rögzíteni. Ezeknek az egy objektumban megfigyelt tulajdonságoknak végérvényesen bizonyítaniuk kell a fekete lyukak létezését.
