Sztárhírek
A csillagok születése és fejlődése: az Univerzum óriási gyára. Csillagfejlődés
Az Univerzum egy folyamatosan változó makrokozmosz, ahol minden tárgy, anyag vagy anyag átalakulás és változás állapotában van. Ezek a folyamatok több milliárd évig tartanak. Időtartamhoz képest emberi élet ez a felfoghatatlan idő óriási. Kozmikus léptékben ezek a változások meglehetősen múlékonyak. A csillagok, amelyeket most az éjszakai égbolton látunk, ugyanazok voltak több ezer évvel ezelőtt, amikor az egyiptomi fáraók láthatták őket, de valójában ez idő alatt az égitestek fizikai tulajdonságainak változása egy pillanatra sem állt meg. Csillagok születnek, élnek és természetesen öregszenek – a csillagok evolúciója a megszokott módon zajlik.
Az Ursa Major csillagkép csillagainak helyzete a különböző történelmi időszakokban a 100 000 évvel ezelőtti intervallumban - a mi időnkben és 100 ezer év után
A csillagok evolúciójának értelmezése az átlagember szemszögéből
Az átlagember számára az űr a nyugalom és a csend világának tűnik. Valójában az Univerzum egy óriási fizikai laboratórium, ahol óriási átalakulások mennek végbe, amelyek során a csillagok kémiai összetétele, fizikai jellemzői és szerkezete megváltozik. Egy csillag élete addig tart, amíg fénylik és hőt ad ki. Egy ilyen ragyogó állapot azonban nem tart örökké. A fényes születést a csillagérettség időszaka követi, amely óhatatlanul az égitest elöregedésével és halálával ér véget.
Egy protocsillag kialakulása gáz- és porfelhőből 5-7 milliárd évvel ezelőtt
A csillagokkal kapcsolatos összes információnk a tudomány keretei közé illeszkedik. A termodinamika magyarázatot ad a hidrosztatikai és termikus egyensúlyi folyamatokra, amelyekben a csillaganyag található. A nukleáris és kvantumfizika betekintést nyújt nehéz folyamat magfúzió, amelynek köszönhetően létezik egy csillag, amely hőt bocsát ki és fényt ad a környező térnek. Egy csillag születésekor hidrosztatikai és termikus egyensúly jön létre, amelyet saját energiaforrásai tartanak fenn. A ragyogó sztárkarrier végén ez az egyensúly megbomlik. Visszafordíthatatlan folyamatok sorozata veszi kezdetét, melynek eredménye a csillag pusztulása vagy összeomlása – egy grandiózus folyamat, amely azonnali és ragyogó halálégi test.
A szupernóva-robbanás a világegyetem korai éveiben született csillag életének fényes befejezése.
A csillagok fizikai jellemzőiben bekövetkező változások a tömegüknek köszönhetőek. Az objektumok evolúciós sebességét befolyásolja kémiai összetételük és bizonyos mértékig a meglévő asztrofizikai paraméterek - a forgási sebesség és állapot mágneses mező. A leírt folyamatok óriási időtartama miatt nem lehet pontosan beszélni arról, hogyan történik minden valójában. Az evolúció sebessége és az átalakulás szakaszai a csillag születési idejétől és a születés időpontjában az Univerzumban elfoglalt helyétől függenek.
A csillagok evolúciója tudományos szempontból
Bármely csillag hideg csillagközi gázcsomóból születik, amely külső és belső gravitációs erők hatására gázgömb állapotba sűrül. A gáznemű anyag összenyomásának folyamata egy pillanatra sem áll le, és a hőenergia hatalmas felszabadulása kíséri. Az új formáció hőmérséklete addig emelkedik, amíg a termonukleáris fúzió meg nem indul. Ettől a pillanattól kezdve a csillaganyag összenyomódása leáll, és egyensúly jön létre az objektum hidrosztatikus és termikus állapota között. Az Univerzum feltöltődött egy új, teljes értékű csillaggal.
A csillagok fő tüzelőanyaga a hidrogénatom egy beindított termonukleáris reakció eredményeként.
A csillagok evolúciójában alapvető fontosságúak a hőenergia-forrásaik. A csillag felszínéről az űrbe szökő sugárzó és hőenergia az égitest belső rétegeinek hűtésével pótolódik. Folyamatosan szivárgó termo nukleáris reakciókés a gravitációs kompresszió a csillag beleiben pótolja a veszteséget. Amíg elegendő nukleáris üzemanyag van a csillag belsejében, a csillag erős fénnyel világít és hőt bocsát ki. Amint a termonukleáris fúzió lelassul vagy teljesen leáll, a csillag belső összenyomódásának mechanizmusa aktiválódik, hogy fenntartsa a termikus és termodinamikai egyensúlyt. Ebben a szakaszban a tárgy már kibocsát hőenergia, amely csak az infravörös tartományban látható.
A leírt folyamatok alapján megállapíthatjuk, hogy a csillagok evolúciója a csillagok energiaforrásainak következetes változását jelenti. A modern asztrofizikában a csillagok átalakulási folyamatai három skála szerint rendezhetők:
- nukleáris idővonal;
- a csillagok életének termikus időszaka;
- egy világítótest élettartamának dinamikus szegmense (végső).
Mindenben különleges eset Figyelembe veszik azokat a folyamatokat, amelyek meghatározzák a csillag korát, fizikai jellemzőit és az objektum halálának típusát. A nukleáris idővonal mindaddig érdekes, amíg az objektumot saját hőforrásai táplálják, és energiát bocsát ki, amely nukleáris reakciók eredménye. Ennek a szakasznak az időtartamát a termonukleáris fúzió során héliummá alakuló hidrogén mennyiségének meghatározásával becsülik meg. Minél nagyobb a csillag tömege, annál nagyobb a magreakciók intenzitása, és ennek megfelelően annál nagyobb a tárgy fényessége.
Különféle csillagok mérete és tömege, a szuperóriástól a vörös törpékig
A termikus időskála határozza meg az evolúció azon szakaszát, amely alatt a csillag az összes hőenergiáját felhasználja. Ez a folyamat attól a pillanattól kezdődik, amikor az utolsó hidrogéntartalékok is elfogynak, és a nukleáris reakciók leállnak. Az objektum egyensúlyának fenntartása érdekében egy tömörítési folyamat indul el. A csillaganyag a középpont felé esik. Ebben az esetben a kinetikus energia hőenergiává alakul, amelyet a csillag belsejében a szükséges hőmérsékleti egyensúly fenntartására fordítanak. Az energia egy része a világűrbe távozik.
Figyelembe véve azt a tényt, hogy a csillagok fényességét tömegük határozza meg, a tárgy összenyomódásának pillanatában a fényereje a térben nem változik.
Egy csillag a fő sorozat felé tart
A csillagképződés dinamikus időskála szerint történik. A csillaggáz szabadon esik befelé a középpont felé, növelve a sűrűséget és a nyomást a leendő objektum beleiben. Minél nagyobb a sűrűség a gázgömb közepén, annál magasabb a hőmérséklet a tárgy belsejében. Ettől a pillanattól kezdve a hő lesz az égitest fő energiája. Hogyan nagyobb sűrűségűés minél magasabb a hőmérséklet, annál nagyobb a nyomás a leendő csillag beleiben. A molekulák és atomok szabadesése leáll, a csillaggáz összenyomódása pedig leáll. Az objektumnak ezt az állapotát általában protocsillagnak nevezik. Az objektum 90%-ban molekuláris hidrogén. Amikor a hőmérséklet eléri az 1800 K-t, a hidrogén atomi állapotba kerül. A bomlási folyamat során energia fogy, a hőmérséklet növekedése lelassul.
Az Univerzum 75%-ban molekuláris hidrogénből áll, amely a protocsillagok képződése során atomi hidrogénné, egy csillag nukleáris üzemanyagává alakul.
Ebben az állapotban a gázgömb belsejében a nyomás csökken, ezáltal szabadságot ad a nyomóerőnek. Ez a sorozat minden alkalommal megismétlődik, amikor először az összes hidrogént, majd a héliumot ionizálják. 10⁵ K hőmérsékleten a gáz teljesen ionizálódik, a csillag kompressziója leáll, és létrejön a tárgy hidrosztatikus egyensúlya. A csillag további evolúciója a termikus időskálának megfelelően, sokkal lassabban és következetesebben megy végbe.
A protocsillag sugara a kialakulás kezdete óta 100 AU-ról csökken. legfeljebb ¼ a.u. Az objektum egy gázfelhő közepén van. A csillaggázfelhő külső régióiból származó részecskék felszaporodásának eredményeként a csillag tömege folyamatosan növekszik. Következésképpen az objektumon belüli hőmérséklet emelkedni fog, ami a konvekciós folyamatot kíséri - az energia átvitelét a csillag belső rétegeiből a külső szélére. Ezt követően az égitest belsejében a hőmérséklet emelkedésével a konvekciót sugárzási átvitel váltja fel, a csillag felszíne felé haladva. Ebben a pillanatban az objektum fényereje gyorsan növekszik, és a csillaggömb felszíni rétegeinek hőmérséklete is megnő.
Konvekciós folyamatok és sugárzás transzfer egy újonnan kialakult csillagban a termonukleáris fúziós reakciók kezdete előtt
Például a Napunk tömegével azonos tömegű csillagok esetében a protocsillagfelhő összenyomódása mindössze néhány száz év alatt következik be. Ami az objektum kialakulásának végső szakaszát illeti, a csillaganyag kondenzációja évmilliók óta húzódik. A Nap elég gyorsan halad a fősorozat felé, és ez az út több száz millió vagy milliárd évbe fog telni. Más szóval, minél nagyobb a csillag tömege, annál hosszabb ideig kell egy teljes értékű csillag kialakulásához. A 15 M tömegű csillag sokkal hosszabb ideig - körülbelül 60 ezer évig - halad a fő sorozathoz vezető úton.
Fő szekvencia fázis
Annak ellenére, hogy egyes termonukleáris fúziós reakciók alacsonyabb hőmérsékleten indulnak be, a hidrogén égésének fő fázisa 4 millió fokos hőmérsékleten kezdődik. Ettől a pillanattól kezdődik a fő sorozat fázisa. A csillagenergia-reprodukció új formája lép életbe – a nukleáris. A tárgy tömörítése során felszabaduló mozgási energia háttérbe szorul. Az elért egyensúly biztosítja a hosszú és csendes élet csillag a fősorozat kezdeti fázisában.
A hidrogénatomok hasadása és bomlása egy csillag belsejében végbemenő termonukleáris reakció során
Ettől a pillanattól kezdve a csillagok életének megfigyelése egyértelműen a fő sorozat fázisához kötődik, ami az égitestek evolúciójának fontos része. Ebben a szakaszban a csillagenergia egyetlen forrása a hidrogénégetés eredménye. Az objektum egyensúlyi állapotban van. A nukleáris üzemanyag elfogyasztásával csak az objektum kémiai összetétele változik meg. A Nap tartózkodása a fő sorozat fázisában körülbelül 10 milliárd évig fog tartani. Ennyi ideig tart, amíg őshonos csillagunk elhasználja teljes hidrogénkészletét. Ami a hatalmas csillagokat illeti, evolúciójuk gyorsabb. Több energia kibocsátásával egy hatalmas csillag csak 10-20 millió évig marad a fősorozat fázisában.
A kisebb tömegű csillagok sokkal tovább égnek az éjszakai égbolton. Így egy 0,25 M tömegű csillag több tízmilliárd évig a fősorozat fázisában marad.
Hertzsprung–Russell diagram a csillagok spektruma és fényességük kapcsolatát értékeli. A diagramon szereplő pontok az ismert csillagok elhelyezkedését jelentik. A nyilak a csillagok elmozdulását jelzik a fő sorozatból az óriás és a fehér törpe fázisba.
A csillagok evolúciójának elképzeléséhez csak nézze meg a diagramot, amely egy égitest útját jellemzi a fő sorozatban. A grafikon felső része kevésbé tűnik telítettnek objektumokkal, mivel itt koncentrálódnak a hatalmas csillagok. Ezt a helyet rövid életciklusuk magyarázza. A ma ismert csillagok közül néhánynak 70 M tömegű. Előfordulhat, hogy a 100 M felső határt meghaladó tömegű objektumok egyáltalán nem képződnek.
A 0,08 M-nél kisebb tömegű égitesteknek nincs lehetőségük leküzdeni a termonukleáris fúzió megindulásához szükséges kritikus tömeget, és egész életükben hidegek maradnak. A legkisebb protocsillagok összeomlanak és bolygószerű törpéket alkotnak.
Bolygószerű barna törpe egy normál csillaghoz (a mi Napunkhoz) és a Jupiter bolygóhoz képest
A sorozat alján koncentrált objektumok helyezkednek el, amelyekben csillagok dominálnak, amelyek tömege megegyezik a mi Napunk tömegével és valamivel nagyobb tömeggel. A képzeletbeli határ a fő sorozat felső és alsó része között olyan objektumok, amelyek tömege – 1,5 M.
A csillagfejlődés következő szakaszai
A csillag állapotának kialakulásának mindegyikét a tömege és az az időtartam határozza meg, amely alatt a csillaganyag átalakulása megtörténik. Az Univerzum azonban sokrétű és összetett mechanizmus, így a csillagok evolúciója más utakat is bejárhat.
A fő sorozat mentén haladva egy csillagnak, amelynek tömege megközelítőleg megegyezik a Nap tömegével, három fő útvonali lehetősége van:
- éld nyugodtan az életed és pihenj békésen az Univerzum hatalmas kiterjedésein;
- lépjen be a vörös óriás fázisba, és lassan öregszik;
- fehér törpévé válni, szupernóvaként felrobbanni és neutroncsillaggá válni.
A protocsillagok evolúciójának lehetséges lehetőségei az időtől, a tárgyak kémiai összetételétől és tömegétől függően
A fő szekvencia után jön az óriás fázis. Ekkorra a csillag belsejében lévő hidrogéntartalékok teljesen kimerülnek, az objektum központi része egy héliummag, és a termonukleáris reakciók az objektum felszínére tolódnak el. A termonukleáris fúzió hatására a héj kitágul, de a héliummag tömege megnő. Egy közönséges csillag vörös óriássá változik.
Óriásfázis és jellemzői
Az alacsony tömegű csillagokban a magsűrűség kolosszálissá válik, és a csillaganyagot degenerált relativisztikus gázzá alakítja. Ha a csillag tömege valamivel nagyobb, mint 0,26 M, a nyomás és a hőmérséklet növekedése a héliumszintézis kezdetéhez vezet, amely az objektum teljes középső régióját lefedi. Ettől a pillanattól kezdve a csillag hőmérséklete gyorsan növekszik. A folyamat fő jellemzője, hogy a degenerált gáz nem képes tágulni. A magas hőmérséklet hatására csak a héliumhasadás sebessége nő, ami robbanásveszélyes reakcióval jár együtt. Ilyen pillanatokban héliumvillanást figyelhetünk meg. A tárgy fényessége több százszorosára nő, de a csillag gyötrelme folytatódik. A csillag új állapotba kerül, ahol minden termodinamikai folyamat a héliummagban és a kisütött külső héjban megy végbe.
Egy napelem típusú fősorozatú csillag és egy vörös óriás szerkezete izoterm héliummaggal és réteges nukleoszintézis zónával
Ez az állapot átmeneti és nem stabil. A csillaganyag állandóan keveredik, és jelentős része a környező térbe kilökődik, és egy planetáris ködöt alkot. A közepén egy forró mag marad, amelyet fehér törpének neveznek.
A nagy tömegű csillagok esetében a fent felsorolt folyamatok nem olyan katasztrofálisak. A hélium égését a szén és a szilícium maghasadási reakciója váltja fel. Végül a csillag magja csillagvassá válik. Az óriás fázist a csillag tömege határozza meg. Minél nagyobb egy tárgy tömege, annál alacsonyabb a hőmérséklet a középpontjában. Ez nyilvánvalóan nem elegendő a szén és más elemek maghasadási reakciójának elindításához.
A fehér törpe sorsa - egy neutroncsillag vagy egy fekete lyuk
A fehér törpe állapotba kerülve az objektum rendkívül instabil állapotban van. A leállt nukleáris reakciók nyomáseséshez vezetnek, a mag összeomlás állapotába kerül. Az ebben az esetben felszabaduló energiát a vas hélium atomokká történő bomlására fordítják, amely tovább bomlik protonokká és neutronokká. A futási folyamat gyors ütemben fejlődik. Egy csillag összeomlása a skála dinamikus szegmensét jellemzi, és a másodperc töredékét vesz igénybe. A nukleáris üzemanyag-maradványok elégetése robbanásszerűen megy végbe, és a másodperc törtrésze alatt hatalmas mennyiségű energia szabadul fel. Ez elég ahhoz, hogy felrobbantsa az objektum felső rétegeit. A fehér törpe utolsó szakasza egy szupernóva-robbanás.
A csillag magja elkezd összeomlani (balra). Az összeomlás neutroncsillagot képez, és energiaáramlást hoz létre a csillag külső rétegeibe (középpont). Energia, amely akkor szabadul fel, amikor a csillag külső rétegei a szupernóva-robbanás során lehullanak (jobbra).
A fennmaradó szupersűrű mag protonok és elektronok halmaza lesz, amelyek egymással ütközve neutronokat képeznek. Az Univerzum egy új objektummal – egy neutroncsillaggal – bővült. A nagy sűrűség miatt a mag elfajul, a mag összeomlási folyamata leáll. Ha a csillag tömege elég nagy lenne, az összeomlás addig folytatódhat, amíg a megmaradt csillaganyag végül az objektum közepébe esik, és fekete lyukat képez.
A csillagfejlődés utolsó szakaszának magyarázata
A normál egyensúlyi állapotú csillagok esetében a leírt evolúciós folyamatok nem valószínűek. A fehér törpék és a neutroncsillagok létezése azonban bizonyítja a csillaganyag kompressziós folyamatainak valós létezését. Az ilyen objektumok kis száma az Univerzumban létezésük mulandóságát jelzi. A csillagfejlődés utolsó szakasza kétféle szekvenciális láncként ábrázolható:
- normál csillag - vörös óriás - a külső rétegek lehullása - fehér törpe;
- masszív csillag – vörös szuperóriás – szupernóva-robbanás – neutroncsillag vagy fekete lyuk – semmi.
A csillagok evolúciójának diagramja. Lehetőségek a fő sorozaton kívüli csillagok életének folytatására.
A folyamatban lévő folyamatokat meglehetősen nehéz tudományos szempontból megmagyarázni. A nukleáris tudósok egyetértenek abban, hogy a csillagfejlődés utolsó szakaszában az anyag kifáradásával van dolgunk. A hosszan tartó mechanikai és termodinamikai hatás következtében az anyag megváltoztatja fizikai tulajdonságait. A hosszú távú magreakciók következtében kimerült csillaganyag kifáradása magyarázhatja a degenerált elektrongáz megjelenését, majd neutronizálódását és megsemmisülését. Ha a fenti folyamatok mindegyike az elejétől a végéig lezajlik, a csillaganyag megszűnik fizikai anyag lenni - a csillag eltűnik az űrben, semmit sem hagyva maga után.
A csillagközi buborékokat, gáz- és porfelhőket, amelyek a csillagok szülőhelyei, nem tudják csak az eltűnt és felrobbant csillagok pótolni. Az Univerzum és a galaxisok egyensúlyi állapotban vannak. A tömegveszteség folyamatosan következik be, a csillagközi tér sűrűsége egy részében csökken világűr. Következésképpen az Univerzum egy másik részében megteremtődnek a feltételek új csillagok kialakulásához. Más szóval, a séma működik: ha egy bizonyos mennyiségű anyag elveszett egy helyen, akkor az Univerzum egy másik helyén ugyanaz az anyagmennyiség más formában jelent meg.
Végül
A csillagok evolúcióját tanulmányozva arra a következtetésre jutunk, hogy az Univerzum egy gigantikus ritka megoldás, amelyben az anyag egy része hidrogénmolekulákká alakul át, amelyek a csillagok építőanyagai. A másik rész feloldódik a térben, eltűnik az anyagi érzetek szférájából. A fekete lyuk ebben az értelemben az összes anyag antianyaggá való átalakulásának helye. Meglehetősen nehéz teljesen megérteni a történések jelentését, különösen, ha a csillagok evolúciójának tanulmányozása során csak a mag-, a kvantumfizika és a termodinamika törvényeire hagyatkozik. Ennek a kérdésnek a vizsgálatába bele kell foglalni a relatív valószínűség elméletét, amely lehetővé teszi a tér görbületét, lehetővé téve az egyik energia átalakulását a másikba, az egyik állapotot a másikba.
Különböző tömegű csillagok evolúciója
A csillagászok nem figyelhetik meg egy csillag életét az elejétől a végéig, mert még a legrövidebb életű csillagok is több millió évig léteznek – tovább, mint az egész emberiség élete. A csillagok fizikai jellemzőinek és kémiai összetételének időbeli változásai, i.e. A csillagászok a csillagok evolúcióját tanulmányozzák sok csillag jellemzőinek összehasonlításával a fejlődés különböző szakaszaiban.
A csillagok megfigyelt jellemzőit összekötő fizikai mintázatok tükröződnek a szín-fényesség diagramon - a Hertzsprung-Russell diagramon, amelyen a csillagok külön csoportokat alkotnak - sorozatok: a csillagok fő sorozata, szuperóriások sorozata, fényes és halvány óriások, alóriások, szubtörpék és fehér törpék.
Életének nagy részében bármely csillag a szín-fényesség diagram úgynevezett fősorozatán szerepel. A csillag evolúciójának összes többi szakasza a tömör maradvány kialakulása előtt ennek az időnek legfeljebb 10%-át veszi igénybe. Ez az oka annak, hogy a galaxisunkban megfigyelt csillagok többsége szerény vörös törpe, amelynek tömege a Nap vagy annál kisebb. A fő sorozat az összes megfigyelt csillag körülbelül 90%-át tartalmazza.
Egy csillag élettartama és mivé válik a végén életút, teljes mértékben a tömege határozza meg. A Napnál nagyobb tömegű csillagok sokkal kevesebbet élnek, mint a Nap, és a legnagyobb tömegű csillagok élettartama is csak több millió év. A csillagok túlnyomó többségének élettartama körülbelül 15 milliárd év. Miután egy csillag kimeríti energiaforrásait, lehűl és összehúzódik. A csillagfejlődés végterméke kompakt, masszív objektumok, amelyek sűrűsége sokszorosa a közönséges csillagokénak.
Csillagok különböző súlyok végül a három állapot egyikébe jutnak: fehér törpék, neutroncsillagok vagy fekete lyukak. Ha a csillag tömege kicsi, akkor a gravitációs erők viszonylag gyengék, és a csillag összenyomódása (gravitációs összeomlása) leáll. Stabil fehér törpe állapotba lép át. Ha a tömeg meghaladja a kritikus értéket, a tömörítés folytatódik. Nagyon nagy sűrűség esetén az elektronok protonokkal egyesülve neutronokat képeznek. Hamarosan szinte az egész csillag csak neutronokból áll, és olyan hatalmas sűrűségű, hogy a hatalmas csillagtömeg egy nagyon kicsi, több kilométeres sugarú golyóban koncentrálódik, és a kompresszió leáll - neutroncsillag keletkezik. Ha a csillag tömege akkora, hogy még egy neutroncsillag kialakulása sem állítja meg a gravitációs összeomlást, akkor a csillag fejlődésének végső szakasza egy fekete lyuk lesz.
A jobb felső sarokban egy pontot foglal el: nagy fényerővel és alacsony hőmérséklet. A fő sugárzás az infravörös tartományban történik. A hideg porhéj sugárzása elér minket. Az evolúció során a csillag helyzete a diagramon megváltozik. Az egyetlen energiaforrás ebben a szakaszban a gravitációs kompresszió. Ezért a csillag meglehetősen gyorsan mozog az ordinátatengellyel 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 megindulnak a könnyű elemekkel: lítium, berillium, bór, amelyek gyorsan kiégnek, de képesek lelassítani a tömörítést. A pálya az ordinátatengellyel párhuzamosan forog, a csillag felszínén a hőmérséklet nő, a fényerő pedig szinte állandó marad. Végül a csillag közepén megindulnak a hélium hidrogénből történő 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 kevesebb, és 0,1 tömegű csillag esetén M☉ ezerszer többet.
Fiatal kis tömegű csillagok
Az evolúció kezdetén egy kis tömegű csillag sugárzó maggal és konvektív burokkal rendelkezik (82. ábra, I).
A szekvencia fő szakaszában a csillag a hidrogén héliummá történő átalakításának 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☉ kevesebb, mint 10 7 éven belül fogyasztja a hidrogént (a fényerő arányos a tömeg negyedik hatványával).
Kis tömegű csillagok
Ahogy a hidrogén kiég, a csillag központi részei erősen összenyomódnak.
Nagy tömegű csillagok
A fősorozat elérése után egy nagy tömegű csillag fejlődése (>1,5 M☉) a nukleáris üzemanyag égési 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, és a hidrogént sokkal gyorsabban fogyasztják. Ez annak is 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 elkezd összenyomódni, és az energiafelszabadulás sebessége állandó marad. Ugyanakkor a csillag kitágul, és a vörös óriások régiójába költözik.
Kis tömegű csillagok
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. A mag hőmérsékletének emelkedésével a hidrogén kiégésének sebessége és a fényerő növekszik. A sugárzó zóna fokozatosan eltűnik. A konvektív áramlások sebességének növekedése miatt pedig a csillag külső rétegei felfújódnak. Mérete és fényereje nő - a csillag vörös óriássá változik (82. ábra, II).
Nagy tömegű csillagok
Amikor egy nagytömegű csillagban a hidrogén teljesen elfogy, a magban hármas héliumreakció és ezzel egyidejűleg az oxigénképződés reakciója indul meg (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 viszonylag kevés energia szabadul fel minden elemi aktusban. A kép ismétli önmagát, és két rétegforrás jelenik meg a csillagban, és a magban megindul a C+C=>Mg reakció.
Az evolúciós pálya nagyon összetettnek bizonyul (84. ábra). A Hertzsprung-Russell diagramon a csillag az óriások sorozata mentén mozog, vagy (nagyon nagy tömeggel a szuperóriás régióban) időszakosan Cepheivé válik.
Régi kis tömegű csillagok
Egy kis tömegű csillagban végül a konvektív áramlás sebessége valamilyen szinten eléri a második szökési sebességet, a héj leválik, és a csillag fehér törpévé változik, amelyet egy bolygóköd vesz körül.
Egy kis tömegű csillag evolúciós nyoma a Hertzsprung-Russell diagramon a 83. ábrán látható.
Nagy tömegű csillagok halála
Evolúciója végén egy nagy tömegű csillag nagyon összetett szerkezetű. Mindegyik rétegnek megvan a maga kémiai összetétele, több rétegforrásban lejátszódnak magreakciók, középen vasmag képződik (85. ábra).
A vassal nukleáris reakciók nem fordulnak elő, mivel ezek energiafelhasználást (és nem felszabadítást) igényelnek. Ezért a vasmag gyorsan összehúzódik, növekszik benne a hőmérséklet és a sűrűség, és fantasztikus értékeket ér el - 10 9 K hőmérsékletet és 10 9 kg/m 3 nyomást. Anyag az oldalról
Ebben a pillanatban két fontos folyamat indul be, amelyek egyszerre és nagyon gyorsan (látszólag percek alatt) mennek végbe a sejtmagban. Az első az, hogy a nukleáris ütközések során a vasatomok 14 héliumatomra 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 és a szén elkezd égni. Ezt egy erőteljes neutronáram kíséri, amely a központi magból származik. Ennek eredményeként egy erős atomrobbanás, ledobva a csillag külső rétegeit, amelyek már tartalmazzák az összes nehéz elemet, egészen californiumig. A modern nézetek szerint a nehéz kémiai elemek összes atomja (azaz a héliumnál nehezebb) az Univerzumban pontosan fáklyákban jött létre.
A csillagfejlődés tanulmányozása lehetetlen egyetlen csillag megfigyelésével – sok változás a csillagokban túl lassan megy végbe ahhoz, hogy még sok évszázad elteltével is észrevehető legyen. Ezért a tudósok sok csillagot tanulmányoznak, amelyek mindegyike életciklusának egy bizonyos szakaszában van. Az elmúlt néhány évtizedben a csillagok szerkezetének számítógépes technológiával történő modellezése széles körben elterjedt az asztrofizikában.
Enciklopédiai YouTube
1 / 5
✪ Csillagok és csillagfejlődés (Szergej Popov asztrofizikus narrátora)
✪ Csillagok és csillagfejlődés (Szergej Popov és Ilgonis Vilks narrátora)
✪ A csillagok evolúciója. Egy kék óriás evolúciója 3 perc alatt
✪ Surdin V.G. Csillagfejlődés 1. rész
✪ S. A. Lamzin – „Stellar Evolution”
Feliratok
Termonukleáris fúzió a csillagok belsejében
Fiatal sztárok
A csillagkeletkezés folyamata egységesen leírható, de a csillagfejlődés további szakaszai szinte teljes mértékben a tömegétől függenek, és csak a csillag fejlődésének legvégén játszhat szerepet a kémiai összetétele.
Fiatal kis tömegű csillagok
Fiatal kis tömegű csillagok (legfeljebb három naptömeg) [ ], amelyek a fősorozathoz közelednek, teljesen konvektívek - a konvekciós folyamat a csillag teljes testét lefedi. Lényegében protocsillagokról van szó, amelyek központjában a magreakciók még csak most kezdődnek, és minden sugárzás elsősorban a gravitációs kompresszió miatt következik be. Amíg a hidrosztatikus egyensúly létre nem jön, a csillag fényereje állandó effektív hőmérsékleten csökken. A Hertzsprung-Russell diagramon az ilyen csillagok egy majdnem függőleges pályát alkotnak, amelyet Hayashi-pályának neveznek. Ahogy a tömörítés lelassul, a fiatal csillag megközelíti a fő sorozatot. Az ilyen típusú objektumok a T Tauri csillagokhoz kapcsolódnak.
Ekkor a 0,8 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok magja átlátszóvá válik a sugárzás számára, és a magban a sugárzási energiaátadás válik uralkodóvá, mivel a konvekciót egyre inkább gátolja a csillaganyag növekvő tömörödése. A csillag testének külső rétegeiben a konvektív energiaátvitel érvényesül.
Nem tudni biztosan, hogy a kisebb tömegű csillagok milyen tulajdonságokkal rendelkeznek a fősorozatba való belépés pillanatában, mivel az idő, amelyet ezek a csillagok a fiatal kategóriában töltöttek, meghaladja a Világegyetem 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 a kompresszió leáll, ami megállítja a csillag magjában a hő okozta további hőmérséklet-emelkedést. tömörítését, majd annak csökkenését. A 0,0767 naptömegnél kisebb csillagok esetében ez nem történik meg: a magreakciók során felszabaduló energia soha nem elegendő a belső nyomás és a gravitációs összenyomás egyensúlyához. Az ilyen „csillagok alatt” több energiát bocsátanak ki, mint amennyi a termonukleáris reakciók során keletkezik, és az úgynevezett barna törpék közé sorolják őket. Sorsuk az állandó kompresszió, amíg a degenerált gáz nyomása meg nem állítja, majd a fokozatos lehűlés az összes megindult termonukleáris reakció megszűnésével.
Fiatal közepes tömegű csillagok
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. Ae\Be Herbig csillagok szabálytalan változókkal, B-F0 spektrális osztályú. Korongokat és bipoláris fúvókákat is kiállítanak. Az anyag felszínről való kiáramlásának sebessége, a fényesség és az effektív hőmérséklet lényegesen magasabb, mint a Taurusnál, így hatékonyan felmelegítik és szétoszlatják a protostelláris felhő maradványait.
Fiatal csillagok, amelyek tömege nagyobb, mint 8 naptömeg
Az ilyen tömegű csillagok már rendelkeznek a normál csillagok jellemzőivel, mivel átmentek az összes köztes szakaszon, és olyan sebességű magreakciókat tudtak elérni, amelyek kompenzálták a sugárzás által elveszített energiát, miközben a tömeg felhalmozódott a mag hidrosztatikus egyensúlyának eléréséhez. 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 létrejövő csillag tömege észrevehetően kisebb, mint a protostelláris felhő tömege. Valószínűleg ez magyarázza a körülbelül 300 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok hiányát galaxisunkban.
Egy csillag életciklusának fele
A csillagok sokféle színben és méretben kaphatók. A legfrissebb becslések szerint spektrális típusuk szerint a forró kéktől a hidegvörösig terjednek, tömegük pedig 0,0767 és körülbelül 300 naptömeg között. A csillag fényessége és színe a felszíni hőmérsékletétől függ, amelyet viszont a tömege határoz meg. Minden új csillag „elfoglalja a helyét” a fő sorozatban kémiai összetételének és tömegének megfelelően. Természetesen 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.
Az anyag termonukleáris „égése”, amely új szinten folytatódik, a csillag szörnyű tágulását okozza. A csillag "duzzad", nagyon "lazává" válik, 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.
A csillagfejlődés utolsó szakaszai
Kis tömegű régi csillagok
Jelenleg nem tudni biztosan, mi történik a világos csillagokkal, miután magjukban a hidrogénkészlet kimerül. Mivel az Univerzum életkora 13,7 milliárd év, ami nem elég ahhoz, hogy az ilyen csillagokban a hidrogén-üzemanyag-készlet kimerüljön, modern elméletek az ilyen csillagokban lezajló folyamatok számítógépes modellezésén 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 egy barna törpénél is kisebb lesz [ ] .
A 0,5 napnál kisebb tömegű csillag még azután sem képes átalakítani a héliumot, ha a hidrogénnel járó reakciók leállnak a magjában – egy ilyen csillag tömege túl kicsi ahhoz, hogy a gravitációs összenyomás új fázisát olyan mértékben biztosítsa, amely elegendő a „gyulladáshoz”. hélium Ilyen csillagok közé tartoznak a vörös törpék, például a Proxima Centauri, amelyek tartózkodási ideje a fő sorozaton több tízmilliárdtól több tíz billió évig terjed. A magjukban lezajló termonukleáris reakciók megszűnése után fokozatosan lehűlve továbbra is gyengén bocsátanak ki az elektromágneses spektrum infravörös és mikrohullámú tartományában.
Közepes méretű csillagok
Elérve közepes méretű csillag (0,4-3,4 naptömeg) [ ] a vörös óriás fázisból a hidrogén elfogy a magjában, és megindulnak a szén szintézisének reakciói a héliumból. Ez folyamatban van a folyamat magasabb hőmérsékleten, és ezért a magból kiáramló energia megnő, és ennek következtében 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 energiafelszabadulás 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 „késői típusú csillagoknak” (vagy „nyugdíjas csillagoknak” is) nevezik, OH -IR csillagok vagy Világszerű sztárok, attól függően pontos specifikációk. A kilökött gáz viszonylag gazdag a csillag belsejében keletkező nehéz elemekben, például oxigénben és szénben. A gáz táguló héjat képez, és lehűl, ahogy távolodik a csillagtól, így keletkezik lehetséges oktatás porrészecskék és molekulák. A forráscsillag erős infravörös sugárzásával, ideális körülmények kozmikus maserek aktiválására.
A hélium termonukleáris égési reakciói nagyon érzékenyek a hőmérsékletre. Néha ez nagy instabilitáshoz vezet. Erős lüktetések keletkeznek, amelyek ennek eredményeként kellő gyorsulást adnak a külső rétegeknek ahhoz, hogy azok kilökjenek és bolygóköddé alakuljanak át. Egy ilyen köd közepén megmarad a csillag csupasz magja, amelyben a termonukleáris reakciók leállnak, és ahogy lehűl, hélium fehér törpévé alakul, amelynek tömege általában 0,5-0,6 naptömeg és átmérője is lehet. a Föld átmérőjének nagyságrendje szerint.
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 sűrűség milliószor nagyobb lesz, mint a víz sűrűsége, 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 a mag további összenyomódását, és az elektronok elkezdenek „nyomódni” atommagokká, ami a protonokat neutronokká alakítja, amelyek között nincs elektrosztatikus taszító erő. Az anyagnak ez a neutronizálása oda 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.
Szupermasszív sztárok
Miután egy öt naptömegnél nagyobb tömegű csillag a vörös szuperóriás állapotába lép, magja a gravitáció hatására zsugorodni kezd. A kompresszió előrehaladtával 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.
Ennek eredményeként, ahogy a periódusos rendszer egyre nehezebb elemei képződnek, a vas-56 szilíciumból szintetizálódik. Ebben a szakaszban a további exoterm 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 fedőrétegeinek súlyának, és a mag azonnali összeomlása az anyag neutronizálásával történik.
Hogy ezután mi történik, az még nem teljesen világos, de mindenesetre a pillanatok alatt lezajló folyamatok hihetetlen erejű szupernóva-robbanáshoz vezetnek.
Az erős neutrínó sugarak és a forgó mágneses tér kiszorítja a csillag felhalmozódott anyagának nagy részét. [ ] - úgynevezett ülőelemek, beleértve a vasat és a könnyebb elemeket. A felrobbanó anyagot a csillagmagból kiszabaduló neutronok bombázzák, befogják őket, és ezáltal a vasnál nehezebb elemek halmazát hoznak létre, beleértve a radioaktívakat is, egészen az uránig (és talán még a kaliforniumig is). Így a szupernóva-robbanások magyarázzák a vasnál nehezebb elemek jelenlétét a csillagközi anyagokban, de nem ez az egyetlen lehetséges módja kialakulásukat, amit például technéciumcsillagok mutatnak be.
léglökési hullámÉs neutrínósugarak szállítják el az anyagot a haldokló csillagtól [ ] a csillagközi térbe. Ezt követően, ahogy lehűl és halad az űrben, ez a szupernóva-anyag ütközhet más kozmikus „mentőanyaggal”, 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). Egyes neutroncsillagok másodpercenként 600-szor forognak. 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 időközönként ismétlődő sugárzási impulzus észlelésére, egyenlő az időszakkal csillagkeringés. Az ilyen neutroncsillagokat „pulzároknak” nevezték, és ők lettek az első neutroncsillagok, amelyeket felfedeztek.
Fekete lyukak
Nem minden csillag válik neutroncsillaggá, miután átesett a szupernóva-robbanási fázison. 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. Ezt követően a csillagból fekete lyuk lesz.
A fekete lyukak létezését az általános relativitáselmélet jósolta meg. Ezen elmélet szerint
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 forrás napenergia a meteoroidok folyamatos hullása a felszínére, 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 csillagok mélyén az ott uralkodó nagyon magas hőmérsékleten (tízmillió Kelvin nagyságrendű) termonukleáris fúziós reakciók. 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. Elég hamar (természetesen csillagászati léptékben!) az erők hatására egyetemes gravitáció ebből a felhőből 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 protocsillag jelentős része felszabadul helyzeti energia kisugárzott 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, a felületi hőmérséklet 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 összenyomódik. 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, ha kevesebb, több százmillió év kell hozzá. Mivel a protocsillagok evolúciós ideje viszonylag rövid, a csillagfejlődésnek ezt a legkorábbi szakaszát nehéz észlelni. Ennek ellenére láthatóan megfigyelhetőek az ilyen stádiumban lévő csillagok. Mármint nagyon érdekes sztárok T típusú Tauri, általában sötét ködökbe merülve. 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 rádiócsillagászok meglepetése nagy volt, amikor az OH rádióvonalnak megfelelő 18 cm-es hullámhosszon vizsgálva az eget fényes, rendkívül kompakt (azaz kicsi szögméretek) források. 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 periodikus 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 vannak legalább a „rejtély” forrásainak három osztálya. Itt az 1. osztályú forrásokra leszünk kíváncsiak. Mindegyik gáznemű ionizált ködben található, mint például a híres Orion-köd. Mint már említettük, méretük rendkívül kicsi, sok ezerszer kisebb, mint a köd mérete. A legérdekesebb az, hogy bonyolult 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 mennyiség 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 körülbelül 10 kompakt felhő mozog különböző sebességgel. 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 18 cm hosszú hidroxilvonal hullámán működő óriás, természetes kozmikus maserek. 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. Valószínűleg azonban a „szivattyúzást” egy meglehetősen erős infravörös sugárzás. 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. A Nap és a csillagok sugárzását támogató termonukleáris reakciók (lásd alább) ösztönözték 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 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 a felhők viszonylag kis méretét, önkéntelenül arra a következtetésre jutunk, hogy nagyobb valószínűséggel hasonlítanak a szuperóriás csillagok kiterjedt, meglehetősen hideg légkörére. 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 marad a protosztár szakaszban. 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, évekkel a hidroxil kozmikus maserek felfedezése után (18 cm-es vonal) - kiderült, hogy ugyanazok a források egyidejűleg bocsátanak ki (szintén maser-mechanizmussal) egy vízgőz vonalat, amelynek 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 kompresszió 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
| évek | |||||
|
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 kisebb a nehézelem-tartalom. És valóban, a gömbhalmazok csillagaiban (valamint más olyan csillagokban, amelyek nem annyira a galaktikus sík felé koncentrálódnak, mint inkább a galaktikus központ felé), a nehéz elemek relatív bősége jelentéktelen . Az M 3 „színindex - fényesség” diagramján egy másik, majdnem vízszintes ág látható. 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 egy 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 tesztelésének lehetőségét. Egy erős neutrínóáram észlelésének lehetőségéről beszélünk, amelyet a Napnak kellene kibocsátania, ha nukleáris reakciók mennek végbe 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 egy erős neutrínósugár minden részecske energiájával
