Žvaigždžių naujienos
Skirtingos masės žvaigždžių evoliucija. Kaip miršta žvaigždės
Mūsų Saulė šviečia daugiau nei 4,5 milijardo metų. Tuo pačiu metu jis nuolat sunaudoja vandenilį. Visiškai aišku, kad ir kokie dideli būtų jo rezervai, jie kada nors bus išnaudoti. O kas bus su šviesuoliu? Į šį klausimą yra atsakymas. Žvaigždės gyvavimo ciklą galima ištirti iš kitų panašių kosminių darinių. Juk kosmose yra tikrų patriarchų, kurių amžius – 9-10 milijardų metų. Ir yra labai jaunų žvaigždžių. Jų amžius neviršija kelių dešimčių milijonų metų.
Vadinasi, stebint įvairių žvaigždžių, kuriomis „pasibarstyta Visata“, būseną, galima suprasti, kaip jos elgiasi laikui bėgant. Čia galime padaryti analogiją su svetimu stebėtoju. Jis nuskrido į Žemę ir pradėjo tyrinėti žmones: vaikus, suaugusius, senus žmones. Taigi per labai trumpą laiką jis suprato, kokie pokyčiai vyksta žmonėms per visą gyvenimą.
Šiuo metu Saulė yra geltonoji nykštukė – 1
Praeis milijardai metų, ir jis taps raudonuoju milžinu - 2
Ir tada jis pavirs baltuoju nykštuku - 3
Todėl galime drąsiai teigti, kad išsekus vandenilio atsargoms centrinėje Saulės dalyje termobranduolinė reakcija nesustos. Zona, kurioje šis procesas tęsis, pradės judėti link mūsų žvaigždės paviršiaus. Tačiau tuo pačiu metu gravitacinės jėgos nebegalės paveikti slėgio, kuris susidaro dėl termobranduolinės reakcijos.
Vadinasi, žvaigždė pradės didėti ir pamažu virs raudona milžine. Tai vėlyvojo evoliucijos etapo kosminis objektas. Tačiau tai atsitinka ir ankstyvoje žvaigždės formavimosi stadijoje. Tik antruoju atveju raudonasis milžinas susitraukia ir virsta pagrindinės sekos žvaigždė. Tai yra, tokia, kurioje vyksta helio sintezės reakcija iš vandenilio. Žodžiu, kur prasideda žvaigždės gyvavimo ciklas, ten ir baigiasi.
Mūsų Saulė padidės tiek, kad apims netoliese esančias planetas. Tai Merkurijus, Venera ir Žemė. Bet nebijok. Žvaigždė pradės mirti po kelių milijardų metų. Per šį laiką pasikeis dešimtys, o gal ir šimtai civilizacijų. Žmogus ne kartą pasiims lazdą, o po tūkstančių metų vėl sės prie kompiuterio. Tai įprastas cikliškumas, kuriuo remiasi visa Visata.
Tačiau tapti raudonuoju milžinu nereiškia pabaigos. Termobranduolinė reakcija išmes išorinį apvalkalą į kosmosą. O centre išliks energijos nestokojanti helio šerdis. Veikiamas gravitacinių jėgų, jis susispaus ir galiausiai virs itin tankiu kosminiu dariniu su didele mase. Tokios užgesusių ir lėtai vėstančių žvaigždžių liekanos vadinamos baltieji nykštukai.
Mūsų baltosios nykštukės spindulys bus 100 kartų mažesnis už Saulės spindulį, o jo šviesumas sumažės 10 tūkstančių kartų. Tokiu atveju masė bus panaši į dabartinę saulės, o tankis bus milijoną kartų didesnis. Mūsų galaktikoje tokių baltųjų nykštukų yra labai daug. Jų skaičius sudaro 10 proc iš visožvaigždės
Reikėtų pažymėti, kad baltosios nykštukės yra vandenilis ir helis. Tačiau mes neisime į laukinę gamtą, o tik pastebėsime, kad esant stipriam suspaudimui, gali įvykti gravitacinis kolapsas. Ir tai kupina milžiniško sprogimo. Tuo pačiu metu stebimas blyksnis supernova. Sąvoka „supernova“ apibūdina ne amžių, o blykstės ryškumą. Tiesiog baltasis nykštukas ilgą laiką nebuvo matomas kosminėje bedugnėje ir staiga pasirodė ryškus švytėjimas.
Didžioji dalis sprogstančių supernovų didžiuliu greičiu išsisklaido erdvėje. O likusi centrinė dalis suspaudžiama į dar tankesnį darinį ir vadinama neutroninė žvaigždė. Tai galutinis žvaigždžių evoliucijos produktas. Jo masė prilygsta saulės masei, o spindulys siekia vos kelias dešimtis kilometrų. Vienas kubas cm neutroninė žvaigždė gali sverti milijonus tonų. Tokių darinių erdvėje gana daug. Jų skaičius yra maždaug tūkstantį kartų mažesnis paprastos saulės, kuriuo nusėtas naktinis Žemės dangus.
Reikia pasakyti, kad žvaigždės gyvavimo ciklas yra tiesiogiai susijęs su jos mase. Jei ji atitinka mūsų Saulės masę arba yra mažesnė už ją, tada gyvenimo pabaigoje ji atsiranda baltasis nykštukas. Tačiau yra šviesulių, kurie yra dešimtis ir šimtus kartų didesni už Saulę.
Kai tokie milžinai senstant susitraukia, jie taip iškreipia erdvę ir laiką, kad vietoj baltojo nykštuko atsiranda balta nykštukė. Juodoji skylė. Jo gravitacinė trauka tokia stipri, kad net tie objektai, kurie juda šviesos greičiu, negali jo įveikti. Skylės matmenys apibūdinami gravitacinis spindulys. Tai yra sferos, kurią riboja, spindulys įvykių horizontas. Tai reiškia erdvės ir laiko ribą. Bet koks kosminis kūnas, jį įveikęs, išnyksta amžiams ir nebegrįžta.
Yra daug teorijų apie juodąsias skyles. Visi jie yra pagrįsti gravitacijos teorija, nes gravitacija yra viena iš svarbiausių Visatos jėgų. Ir pagrindinė jo kokybė yra universalumas. pagal- bent jau, šiandien nebuvo aptiktas nė vienas kosminis objektas, kuriam trūksta gravitacinės sąveikos.
Yra prielaida, kad per juodąją skylę galite patekti į paralelinį pasaulį. Tai yra, tai kanalas į kitą dimensiją. Viskas įmanoma, bet bet koks teiginys reikalauja praktinių įrodymų. Tačiau nė vienam mirtingajam dar nepavyko atlikti tokio eksperimento.
Taigi žvaigždės gyvavimo ciklas susideda iš kelių etapų. Kiekviename iš jų šviestuvas pasirodo tam tikra talpa, kuri kardinaliai skiriasi nuo ankstesnių ir būsimų. Tai yra kosmoso unikalumas ir paslaptis. Pažindamas jį, nevalingai imi galvoti, kad žmogus savo raidoje taip pat išgyvena kelis etapus. O apvalkalas, kuriame mes dabar egzistuojame, yra tik pereinamasis etapas į kažkokią kitą būseną. Tačiau ši išvada vėlgi reikalauja praktinio patvirtinimo..
Nors žmogaus laiko skalėje žvaigždės atrodo amžinos, jos, kaip ir viskas gamtoje, gimsta, gyvena ir miršta. Pagal visuotinai priimtą dujų ir dulkių debesų hipotezę, žvaigždė gimsta dėl gravitacinio tarpžvaigždinio dujų ir dulkių debesies suspaudimo. Toks debesis tirštėjant pirmiausia susidaro protožvaigždė, temperatūra jos centre nuolat didėja, kol pasiekia ribą, būtiną, kad dalelių šiluminio judėjimo greitis viršytų slenkstį, po kurio protonai gali įveikti makroskopines abipusio elektrostatinio atstūmimo jėgas ( cm. Kulono dėsnis) ir įsilieti į termobranduolinės sintezės reakciją ( cm. Branduolio skilimas ir sintezė).
Dėl daugiapakopės termobranduolinės sintezės reakcijos iš keturių protonų galiausiai susidaro helio branduolys (2 protonai + 2 neutronai) ir išsiskiria visas įvairių elementariųjų dalelių fontanas. Galutinėje būsenoje bendra susidariusių dalelių masė yra mažiau keturių pradinių protonų masės, o tai reiškia, kad reakcijos metu išsiskiria laisva energija ( cm. Reliatyvumo teorija). Dėl šios priežasties naujagimio žvaigždės vidinė šerdis greitai įkaista iki itin aukštų temperatūrų, o jos energijos perteklius ima taškytis link mažiau karšto paviršiaus – ir išeina. Tuo pačiu metu pradeda didėti slėgis žvaigždės centre ( cm. Idealiųjų dujų būsenos lygtis). Taigi, termobranduolinės reakcijos procese „degindama“ vandenilį, žvaigždė neleidžia gravitacinės traukos jėgoms susispausti iki itin tankios būsenos, o tai atsveria gravitacinį žlugimą nuolat atnaujinamu vidiniu šiluminiu slėgiu, dėl kurio susidaro stabilus. energijos pusiausvyra. Žvaigždės, esančios aktyvaus vandenilio deginimo stadijoje, yra savo „pagrindinėje fazėje“. gyvenimo ciklas arba evoliucija ( cm. Hertzsprung-Russell diagrama). Vieno cheminio elemento transformacija į kitą žvaigždės viduje vadinamas branduolių sintezė arba nukleosintezė.
Visų pirma, Saulė buvo aktyvioje vandenilio deginimo stadijoje aktyvios nukleosintezės procese maždaug 5 milijardus metų, o vandenilio atsargų šerdyje, kad ji tęstųsi, mūsų šviestuvui turėtų pakakti dar 5,5 milijardo metų. Kuo žvaigždė masyvesnė, tuo didesnis rezervas vandenilinis kuras jis turi jį, bet, kad atremtų gravitacinio žlugimo jėgas, jis turi deginti vandenilį tokiu intensyvumu, kuris augimo greičiu viršija vandenilio atsargų augimo greitį, didėjant žvaigždės masei. Taigi, kuo žvaigždė masyvesnė, tuo trumpesnis jos gyvavimo laikas, nulemtas vandenilio atsargų išeikvojimo, o didžiausios žvaigždės tiesiogine prasme išdega per „kažkias“ dešimtis milijonų metų. Kita vertus, mažiausios žvaigždės patogiai gyvena šimtus milijardų metų. Taigi šiuo mastu mūsų Saulė priklauso „stipriai vidurinei klasei“.
Tačiau anksčiau ar vėliau bet kuri žvaigždė sunaudos visą vandenilį, tinkamą deginti savo termobranduolinėje krosnyje. Kas toliau? Tai taip pat priklauso nuo žvaigždės masės. Saulė (ir visos žvaigždės, neviršijančios savo masės daugiau nei aštuonis kartus) mano gyvenimą baigia labai banaliai. Vandenilio atsargoms žvaigždės žarnyne senkant, gravitacinio suspaudimo jėgos, kurios kantriai laukė šios valandos nuo pat žvaigždės gimimo akimirkos, pradeda įgyti persvarą – ir jų įtakoje. žvaigždė pradeda trauktis ir tapti tankesnė. Šis procesas turi dvejopą poveikį: temperatūra sluoksniuose aplink žvaigždės šerdį pakyla iki tokio lygio, kai ten esantis vandenilis galiausiai termobranduoliniu būdu susilieja, kad susidarytų helis. Tuo pačiu metu temperatūra pačioje šerdyje, kurią dabar sudaro beveik vien helis, pakyla tiek, kad pats helis – tam tikri blėstančios pirminės nukleosintezės reakcijos „pelenai“ – patenka į naują termobranduolinės sintezės reakciją: nuo trijų. helio branduoliuose susidaro vienas anglies branduolys. Šis antrinės termobranduolinės sintezės reakcijos procesas, kurį skatina pirminės reakcijos produktai, yra vienas iš pagrindinių žvaigždžių gyvavimo ciklo momentų.
Antrinio helio degimo metu žvaigždės šerdyje išsiskiria tiek energijos, kad žvaigždė tiesiogine to žodžio prasme pradeda pūsti. Visų pirma, Saulės apvalkalas šiuo gyvenimo etapu išsiplės už Veneros orbitos. Šiuo atveju bendra žvaigždės spinduliuotės energija išlieka maždaug tame pačiame lygyje kaip ir pagrindinėje jos gyvavimo fazėje, tačiau kadangi ši energija dabar išspinduliuojama per daug didesnį paviršiaus plotą, išorinis žvaigždės sluoksnis atvėsta iki raudona spektro dalis. Žvaigždė virsta raudonasis milžinas.
Saulės klasės žvaigždėms, pasibaigus antrinės nukleosintezės reakcijos kurui, vėl prasideda gravitacinio kolapso etapas – šį kartą galutinis. Temperatūra šerdies viduje nebegali pakilti iki tokio lygio, kuris būtinas kitam termobranduolinės reakcijos lygiui pradėti. Todėl žvaigždė traukiasi tol, kol gravitacinės traukos jėgas subalansuos kita jėgos barjera. Jo vaidmenį atlieka išsigimęs elektronų dujų slėgis(cm. Chandrasekhar riba). Elektronai, kurie iki šio etapo žvaigždės evoliucijoje atliko bedarbių statistų vaidmenį, nedalyvaujantys branduolių sintezės reakcijose ir sintezės procese laisvai judantys tarp branduolių, tam tikroje suspaudimo stadijoje netenka „gyvosios erdvės“. ir pradeda „priešintis“ tolimesniam gravitaciniam žvaigždės suspaudimui. Žvaigždės būklė stabilizuojasi ir ji virsta išsigimusia baltasis nykštukas, kuri skleis likutinę šilumą į erdvę, kol visiškai atvės.
Žvaigždės, masyvesnės už Saulę, susiduria su daug įspūdingesne pabaiga. Sudegus heliui, jų masės suspaudimo metu pasirodo, kad pakanka įkaitinti šerdį ir apvalkalą iki temperatūros, reikalingos tolimesnėms nukleosintezės reakcijoms – anglies, tada silicio, magnio – ir pan., augant branduolinėms masėms. Be to, prasidėjus kiekvienai naujai reakcijai žvaigždės šerdyje, ankstesnė tęsiasi jos apvalkale. Tiesą sakant, visi cheminiai elementai, įskaitant geležį, sudarantys Visatą, susidarė būtent dėl nukleosintezės mirštančių tokio tipo žvaigždžių gelmėse. Tačiau geležis yra riba; jis negali būti naudojamas kaip kuras branduolių sintezei ar skilimo reakcijoms esant bet kokiai temperatūrai ar slėgiui, nes ir jo skilimui, ir papildomų nukleonų pridėjimui reikia išorinės energijos antplūdžio. Dėl to didžiulė žvaigždė pamažu kaupia savyje geležies šerdį, kuri negali pasitarnauti kaip kuras tolimesnėms branduolinėms reakcijoms.
Kai temperatūra ir slėgis branduolio viduje pasiekia tam tikrą lygį, elektronai pradeda sąveikauti su geležies branduolių protonais, todėl susidaro neutronai. Ir per labai trumpą laiką – kai kurie teoretikai mano, kad tai užtrunka kelias sekundes – per ankstesnę žvaigždės evoliuciją laisvi elektronai tiesiogine prasme ištirpsta geležies branduolių protonuose, visa žvaigždės šerdies medžiaga virsta kieta neutronų krūva ir pradeda greitai gniuždyti gravitacinio kolapso metu, nes priešingas išsigimusių elektronų dujų slėgis nukrenta iki nulio. Išorinis žvaigždės apvalkalas, iš kurio išmušta visa atrama, griūva link centro. Sugriuvusio išorinio apvalkalo susidūrimo su neutronų šerdimi energija yra tokia didelė, kad ji atšoka didžiuliu greičiu ir išsisklaido iš šerdies į visas puses – ir žvaigždė tiesiogine prasme sprogsta akinančiu blyksniu. supernova žvaigždės. Per kelias sekundes supernovos sprogimas į kosmosą gali išleisti daugiau energijos nei visos galaktikos žvaigždės kartu sudėjus per tą patį laiką.
Po supernovos sprogimo ir maždaug 10-30 Saulės masių masės žvaigždžių apvalkalo išsiplėtimo, vykstantis gravitacinis griūtis lemia neutroninės žvaigždės susidarymą, kurios medžiaga suspaudžiama tol, kol pradeda jaustis. išsigimusių neutronų slėgis - kitaip tariant, dabar neutronai (kaip ir anksčiau elektronai) pradeda priešintis tolesniam suspaudimui, todėl sau gyvenamoji erdvė. Paprastai tai atsitinka, kai žvaigždė pasiekia maždaug 15 km skersmens dydį. Rezultatas – greitai besisukanti neutroninė žvaigždė, skleidžianti elektromagnetinius impulsus savo sukimosi dažniu; tokios žvaigždės vadinamos pulsarai. Galiausiai, jei žvaigždės šerdies masė viršija 30 Saulės masių, niekas negali sustabdyti tolesnės gravitacinės žlugimo, o supernovos sprogimas baigiasi.
Pirma dalis ASTRONOMINIS PROBLEMOS ASPEKTAS
4. Žvaigždžių evoliucija Šiuolaikinė astronomija turi daugybę argumentų, patvirtinančių teiginį, kad žvaigždės susidaro kondensuojantis dujų ir dulkių debesims tarpžvaigždinėje terpėje. Žvaigždžių formavimosi procesas iš šios aplinkos tęsiasi iki šiol. Šio fakto išaiškinimas yra vienas didžiausių laimėjimų šiuolaikinė astronomija . Dar palyginti neseniai buvo manoma, kad visos žvaigždės susiformavo beveik vienu metu prieš daugelį milijardų metų. Šioms metafizinėms idėjoms žlugti pirmiausia prisidėjo stebėjimo astronomijos pažanga ir žvaigždžių sandaros ir evoliucijos teorijos raida. Dėl to paaiškėjo, kad daugelis stebėtų žvaigždžių yra palyginti jauni objektai, o dalis jų atsirado žmogui jau esant Žemėje. Svarbus argumentas, patvirtinantis išvadą, kad žvaigždės susidaro iš tarpžvaigždinių dujų ir dulkių terpės, yra akivaizdžiai jaunų žvaigždžių grupių (vadinamųjų „asociacijų“) išsidėstymas spiralinėse Galaktikos gnybtuose. Faktas yra tas, kad, remiantis radijo astronominiais stebėjimais, tarpžvaigždinės dujos yra sutelktos daugiausia galaktikų spiralinėse rankose. Visų pirma tai vyksta mūsų galaktikoje. Be to, iš detalių kai kurių mums artimų galaktikų „radijo vaizdų“ matyti, kad didžiausias tarpžvaigždinių dujų tankis stebimas vidiniuose (atitinkamos galaktikos centro atžvilgiu) spiralės kraštuose, o tai turi natūralų paaiškinimą. prie kurių detalių čia negalime pasilikti. Tačiau būtent šiose spiralių dalyse optinės astronomijos metodais stebimos „HII zonos“, ty jonizuotų tarpžvaigždinių dujų debesys. Sk. 3 jau buvo pasakyta, kad tokių debesų jonizacijos priežastis gali būti tik masyvių karštų žvaigždžių – akivaizdžiai jaunų objektų – ultravioletinė spinduliuotė (žr. toliau). Svarbiausia žvaigždžių evoliucijos problema yra jų energijos šaltinių klausimas. Iš tiesų, iš kur, pavyzdžiui, gaunamas didžiulis energijos kiekis, reikalingas Saulės spinduliuotei palaikyti maždaug stebimą kelis milijardus metų? Kiekvieną sekundę Saulė išspinduliuoja 4x10 33 ergų, o per 3 milijardus metų – 4x10 50 ergų. Nėra jokių abejonių, kad Saulės amžius yra apie 5 milijardus metų. Tai išplaukia bent jau iš šiuolaikinių Žemės amžiaus skaičiavimų, naudojant įvairius radioaktyvius metodus. Mažai tikėtina, kad Saulė yra „jaunesnė“ už Žemę. Praėjusiame amžiuje ir šio amžiaus pradžioje buvo iškeltos įvairios hipotezės apie Saulės ir žvaigždžių energijos šaltinių prigimtį. Pavyzdžiui, kai kurie mokslininkai manė, kad saulės energijos šaltinis yra nuolatinis meteoroidų kritimas ant jos paviršiaus, kiti šaltinio ieškojo nuolatiniame Saulės suspaudime. Tokio proceso metu išsiskirianti potenciali energija tam tikromis sąlygomis gali virsti spinduliuote. Kaip matysime toliau, šis šaltinis gali būti gana efektyvus ankstyvoje žvaigždžių evoliucijos stadijoje, tačiau jis negali tiekti Saulės spinduliuotės reikiamą laiką. Branduolinės fizikos pažanga leido išspręsti žvaigždžių energijos šaltinių problemą mūsų amžiaus trečiojo dešimtmečio pabaigoje. Toks šaltinis yra termo branduolinės reakcijos sintezė, vykstanti žvaigždžių viduje esant ten vyraujančiai labai aukštai temperatūrai (apie dešimt milijonų kelvinų). Dėl šių reakcijų, kurių greitis stipriai priklauso nuo temperatūros, protonai virsta helio branduoliais, o išsiskirianti energija pamažu „nuteka“ per žvaigždžių gelmes ir, galiausiai, gerokai transformuota, išspinduliuojama į kosmosą. Tai nepaprastai galingas šaltinis. Jei darysime prielaidą, kad iš pradžių Saulė susidėjo tik iš vandenilio, kuris dėl termobranduolinių reakcijų buvo visiškai paverstas heliu, tada išsiskiriančios energijos kiekis bus maždaug 10 52 erg. Taigi, norint išlaikyti stebimą spinduliuotę milijardus metų, Saulei pakanka „išnaudoti“ ne daugiau kaip 10% pradinio vandenilio atsargų. Dabar žvaigždės evoliuciją galime įsivaizduoti taip. Dėl tam tikrų priežasčių (galima nurodyti kelias iš jų) pradėjo kondensuotis tarpžvaigždinių dujų ir dulkių terpės debesis. Gana greitai (žinoma, astronominiu mastu!), veikiant visuotinės gravitacijos jėgoms, iš šio debesies susiformuos gana tankus nepermatomas dujų rutulys. Griežtai kalbant, šio kamuoliuko dar negalima vadinti žvaigžde, nes jo centriniuose regionuose temperatūros nepakanka termobranduolinėms reakcijoms prasidėti. Dujų slėgis rutulio viduje dar nepajėgia subalansuoti atskirų jo dalių traukos jėgų, todėl jis nuolat susispaus. Kai kurie astronomai anksčiau manė, kad tokie „protžvaigždžiai“ buvo pastebėti atskiruose ūkuose labai tamsių kompaktiškų darinių, vadinamųjų rutuliukų, pavidalu (12 pav.). Tačiau radijo astronomijos sėkmė privertė mus atsisakyti šio gana naivaus požiūrio (žr. toliau). Dažniausiai vienu metu susidaro ne viena protožvaigždė, o daugiau ar mažiau gausi jų grupė. Vėliau šios grupės tampa žvaigždžių asociacijomis ir klasteriais, gerai žinomomis astronomams. Labai tikėtina, kad šioje labai ankstyvoje žvaigždės evoliucijos stadijoje aplink ją susidaro mažesnės masės gumulėliai, kurie vėliau pamažu virsta planetomis (žr. 9 skyrių).Ryžiai. 12. Globuliai difuziniame ūke
Kai protožvaigždė susitraukia, jos temperatūra pakyla ir nemaža dalis išsiskiriančios potencialios energijos išspinduliuojama į aplinkinę erdvę. Kadangi griūvančio dujų rutulio matmenys yra labai dideli, jo paviršiaus vieneto spinduliuotė bus nereikšminga. Kadangi spinduliuotės srautas paviršiaus vienetui yra proporcingas ketvirtajai temperatūros laipsniai (Stefano-Boltzmanno dėsnis), žvaigždės paviršiaus sluoksnių temperatūra yra santykinai žema, o jos šviesumas yra beveik toks pat kaip paprastos žvaigždės su ta pati masė. Todėl spektro ir šviesumo diagramoje tokios žvaigždės bus pagrindinės sekos dešinėje, t. Vėliau protožvaigždė ir toliau traukiasi. Jo matmenys mažėja, o paviršiaus temperatūra didėja, todėl spektras tampa vis „ankstyvesnis“. Taigi, judėdamas spektro-šviesumo diagrama, protožvaigždė gana greitai „atsės“ prie pagrindinės sekos. Šiuo laikotarpiu žvaigždžių vidaus temperatūra jau yra pakankama, kad ten prasidėtų termobranduolinės reakcijos. Tokiu atveju dujų slėgis būsimos žvaigždės viduje subalansuoja trauką ir dujų rutulys nustoja spausti. Protožvaigždė tampa žvaigžde. Prireikia palyginti nedaug laiko, kol protožvaigždės išgyvena šį ankstyviausią savo evoliucijos etapą. Jei, pavyzdžiui, protožvaigždės masė didesnė už Saulės, tai užtrunka vos kelis milijonus metų, jei mažiau – kelių šimtų milijonų metų. Kadangi protožvaigždžių evoliucijos laikas yra palyginti trumpas, šį ankstyviausią žvaigždžių vystymosi etapą sunku aptikti. Nepaisant to, tokioje stadijoje esančios žvaigždės, matyt, stebimos. Kalbame apie labai įdomias T Tauri žvaigždes, dažniausiai įterptas į tamsius ūkus. 1966 metais visai netikėtai atsirado galimybė stebėti protožvaigždes ankstyvose jų evoliucijos stadijose. Trečiame šios knygos skyriuje jau minėjome apie daugelio tarpžvaigždinėje terpėje esančių molekulių, visų pirma hidroksilo OH ir vandens garų H2O, atradimą radijo astronomijos būdu. Radijo astronomus labai nustebino, kai tyrinėjant dangų 18 cm bangos ilgiu, atitinkančiu OH radijo liniją, buvo aptikti ryškūs, itin kompaktiški (t. y. turintys mažus kampinius matmenis) šaltiniai. Tai buvo taip netikėta, kad iš pradžių jie net atsisakė patikėti, kad tokios ryškios radijo linijos gali priklausyti hidroksilo molekulei. Buvo iškelta hipotezė, kad šios linijos priklauso kažkokiai nežinomai medžiagai, kuriai iš karto buvo suteiktas „tinkamas“ pavadinimas „misteriumas“. Tačiau „mysterium“ labai greitai pasidalijo savo optinių „brolių“ – „ūko“ ir „koronos“ likimu. Faktas yra tas, kad daugelį dešimtmečių ryškių ūkų linijų ir saulės vainiko nebuvo galima identifikuoti su jokiomis žinomomis spektro linijomis. Todėl jie buvo priskirti tam tikriems hipotetiniams žemėje nežinomiems elementams - „ūkui“ ir „karūnai“. Nenusišypsokime nuolaidžiai mūsų amžiaus pradžios astronomų neišmanymui: juk tada dar nebuvo atominės teorijos! Fizikos raida nepaliko vietos Mendelejevo periodinėje sistemoje egzotiškiems „dangiškiems žmonėms“: 1927 m. buvo demaskuotas „ūkas“, kurio linijos buvo patikimai identifikuotos su „uždraustomis“ jonizuoto deguonies ir azoto linijomis, o 1939 m. -1941 m. Įtikinamai buvo įrodyta, kad paslaptingos „koronijos“ linijos priklauso daugybei jonizuotų geležies, nikelio ir kalcio atomų. Jei prireikė dešimtmečių, kad „atskleistų“ „ūką“ ir „kodoniją“, tai per kelias savaites po atradimo paaiškėjo, kad „misterio“ linijos priklauso įprastam hidroksilui, bet tik neįprastomis sąlygomis. Tolesni stebėjimai, visų pirma, atskleidė, kad „paslapties“ šaltiniai turi itin mažus kampinius matmenis. Tai buvo parodyta naudojant tuometinį naują, labai efektyvus metodas tyrimai, vadinami „radijo interferometrija esant labai ilgoms bazinėms linijoms“. Metodo esmė slypi tuo pačiu metu stebint šaltinius dviejuose radijo teleskopuose, esančiuose kelių tūkstančių km atstumu vienas nuo kito. Kaip paaiškėjo, kampinę skiriamąją gebą lemia bangos ilgio ir atstumo tarp radijo teleskopų santykis. Mūsų atveju ši reikšmė gali būti ~3x10 -8 rad arba kelios tūkstantosios lanko sekundės! Atkreipkite dėmesį, kad optinėje astronomijoje tokia kampinė skiriamoji geba vis dar visiškai nepasiekiama. Tokie stebėjimai parodė, kad yra mažiausiai trys „misterijos“ šaltinių klasės. Čia mus domina 1 klasės šaltiniai. Visi jie yra dujinių jonizuotų ūkų, tokių kaip garsusis Oriono ūkas, viduje. Kaip jau minėta, jų dydžiai yra itin maži, daug tūkstančių kartų mažesni už ūko dydį. Įdomiausia, kad jie turi sudėtingą erdvinę struktūrą. Apsvarstykite, pavyzdžiui, šaltinį, esantį ūke, vadinamame W3.
Ryžiai. 13. Keturių hidroksilo linijos komponentų profiliai
Fig. 13 paveiksle parodytas šio šaltinio skleidžiamos OH linijos profilis. Kaip matome, jis susideda iš dideli kiekiai siauros ryškios linijos. Kiekviena linija atitinka tam tikrą judėjimo greitį išilgai šią liniją skleidžiančio debesies matymo linijos. Šio greičio dydį lemia Doplerio efektas. Greičių skirtumas (ilgai matymo linijos) tarp skirtingų debesų siekia ~10 km/s. Aukščiau paminėti interferometriniai stebėjimai parodė, kad debesys, skleidžiantys kiekvieną liniją, nėra erdviškai suderinti. Vaizdas atrodo taip: maždaug 1,5 sekundės dydžio srityje lankai juda skirtingu greičiu apie 10 kompaktiškų debesų. Kiekvienas debesis skleidžia vieną konkrečią (dažnio) liniją. Debesų kampiniai matmenys yra labai maži, maždaug kelios tūkstantosios lanko sekundės. Kadangi atstumas iki W3 ūko yra žinomas (apie 2000 vnt), kampinius matmenis nesunkiai galima konvertuoti į tiesinius. Pasirodo, regiono, kuriame debesys juda, linijiniai matmenys yra 10 -2 pc, o kiekvieno debesies matmenys yra tik eilės tvarka didesni už atstumą nuo Žemės iki Saulės. Kyla klausimų: kokie tai debesys ir kodėl jie tiek daug skleidžia hidroksilo radijo linijose? Atsakymas į antrąjį klausimą buvo gautas gana greitai. Paaiškėjo, kad spinduliavimo mechanizmas yra gana panašus į tą, kuris stebimas laboratoriniuose mazeriuose ir lazeriuose. Taigi, „misterio“ šaltiniai yra milžiniški, natūralūs kosminiai mazeriai, veikiantys hidroksilo linijos bangoje, kurios ilgis siekia 18 cm. Būtent mazeriuose (o optiniuose ir infraraudonuosiuose dažniuose – lazeriuose) yra didžiulis ryškumas. linija pasiekiama, o jos spektrinis plotis yra mažas. Kaip žinoma, spinduliuotės stiprinimas linijose dėl šio poveikio galimas, kai terpė, kurioje spinduliuotė sklinda, yra tam tikru būdu „įjungta“. Tai reiškia, kad tam tikras „išorinis“ energijos šaltinis (vadinamasis „siurbimas“) padidina atomų ar molekulių koncentraciją pradiniame (viršutiniame) lygyje neįprastai aukštą. Be nuolat veikiančio „siurbimo“ maserio ar lazerio neįmanoma. Kosminių maserių „siurbimo“ mechanizmo prigimties klausimas dar nėra visiškai išspręstas. Tačiau greičiausiai „siurbimą“ užtikrina gana galinga infraraudonoji spinduliuotė. Kitas galimas siurbimo mechanizmas gali būti tam tikros cheminės reakcijos. Verta nutraukti mūsų pasakojimą apie kosminius mazerius ir pagalvoti, su kokiais nuostabiais reiškiniais susiduria astronomai erdvėje. Vienas didžiausių mūsų audringo šimtmečio techninių išradimų, vaidinantis reikšmingą vaidmenį dabar vykstančioje mokslo ir technologijų revoliucijoje, lengvai įgyvendinamas natūraliomis sąlygomis ir, be to, didžiuliu mastu! Kai kurių kosminių mazerių radijo spinduliuotės srautas yra toks didelis, kad jį buvo galima aptikti net techniniu radijo astronomijos lygiu prieš 35 metus, t.y. dar prieš išrandant mazerius ir lazerius! Norėdami tai padaryti, jums „tik“ reikėjo žinoti tikslų OH radijo ryšio bangos ilgį ir domėtis problema. Beje, tai ne pirmas kartas, kai svarbiausios mokslinės ir techninės problemos, su kuriomis susiduria žmonija, realizuojamos natūraliomis sąlygomis. Termobranduolinės reakcijos, palaikančios Saulės ir žvaigždžių spinduliavimą (žr. žemiau), paskatino kurti ir įgyvendinti projektus, skirtus Žemėje gaminti branduolinį „kurą“, kurie ateityje turėtų išspręsti visas mūsų energetikos problemas. Deja, mes vis dar toli iki šios svarbiausios problemos, kurią gamta išsprendė „lengvai“. Prieš pusantro šimtmečio šviesos bangų teorijos įkūrėjas Fresnelis (žinoma, kita proga) pastebėjo: „Gamta juokiasi iš mūsų sunkumų“. Kaip matome, Fresnelio pastaba šiandien yra dar teisingesnė. Tačiau grįžkime prie kosminių maserių. Nors šių maserių „siurbimo“ mechanizmas dar nėra visiškai aiškus, vis tiek galima susidaryti apytikslį supratimą apie fizines sąlygas debesyse, skleidžiančiuose 18 cm liniją maserio mechanizmu, visų pirma paaiškėja, kad šie debesys yra gana tankūs: kubiniame centimetre yra mažiausiai 10 8 -10 9 dalelių ir nemaža (o galbūt dauguma) dalis jų yra molekulės. Mažai tikėtina, kad temperatūra viršys du tūkstančius Kelvinų, greičiausiai ji yra apie 1000 Kelvinų. Šios savybės smarkiai skiriasi nuo net tankiausių tarpžvaigždinių dujų debesų savybių. Atsižvelgiant į dar santykinai maži dydžiai debesys, netyčia darome išvadą, kad jie veikiau primena išplėstą, gana šaltą supermilžinių žvaigždžių atmosferą. Labai tikėtina, kad šie debesys yra ne kas kita, kaip ankstyvas protožvaigždžių vystymosi etapas, iškart po jų kondensacijos iš tarpžvaigždinės terpės. Šį teiginį (kurį šios knygos autorius išsakė dar 1966 m.) patvirtina ir kiti faktai. Ūkuose, kur stebimi kosminiai mazeriai, matomos jaunos, karštos žvaigždės (žr. toliau). Vadinasi, žvaigždžių formavimosi procesas ten neseniai baigėsi ir, greičiausiai, tęsiasi ir šiuo metu. Galbūt įdomiausia yra tai, kad, kaip rodo radijo astronominiai stebėjimai, tokio tipo kosminiai mazeriai yra tarsi „panardinti“ į mažus, labai tankius jonizuoto vandenilio debesis. Šiuose debesyse yra daug kosminės dulkės, todėl optiniame diapazone jie nepastebimi. Tokius „kokonus“ jonizuoja jų viduje esanti jauna, karšta žvaigždė. Infraraudonųjų spindulių astronomija pasirodė esanti labai naudinga tiriant žvaigždžių formavimosi procesus. Iš tiesų, infraraudonųjų spindulių atveju tarpžvaigždinė šviesos sugertis nėra tokia reikšminga. Dabar galime įsivaizduoti tokį vaizdą: iš tarpžvaigždinės terpės debesies per jo kondensaciją susidaro keli skirtingos masės gumulėliai, kurie išsivysto į protožvaigždes. Evoliucijos greitis yra skirtingas: masyvesniems gumulams jis bus didesnis (žr. 2 lentelę toliau). Todėl masyviausias gumulas pirmiausia pavirs įkaitusia žvaigžde, o likusieji daugiau ar mažiau ilgai išliks protožvaigždės stadijoje. Stebime juos kaip maserio spinduliuotės šaltinius šalia „naujagimių“ karštų žvaigždžių, jonizuojančių „kokono“ vandenilį, kuris nesusikondensavo į gumulėlius. Žinoma, ši grubi schema bus toliau tobulinama ir, žinoma, joje bus padaryti reikšmingi pakeitimai. Tačiau faktas lieka faktu: netikėtai paaiškėjo, kad kurį laiką (greičiausiai gana trumpą laiką) naujagimiai protožvaigždės, vaizdžiai tariant, „rėkia“ apie savo gimimą, pasitelkę naujausius kvantinės radiofizikos metodus (t. y. mazerius)... 2 m. vėlesniais metais po kosminių maserių atradimo ant hidroksilo (18 cm linija) - buvo nustatyta, kad tie patys šaltiniai vienu metu išskiria (taip pat ir maserio mechanizmu) vandens garų liniją, kurios bangos ilgis yra 1,35 cm „vandens“ mazeris yra dar didesnis nei „hidroksilo“ maseris. Debesys, skleidžiantys H2O liniją, nors ir yra tame pačiame mažame tūryje kaip ir „hidroksilo“ debesys, juda skirtingu greičiu ir yra daug kompaktiškesni. Neatmetama galimybė, kad artimiausiu metu bus aptiktos ir kitos maser linijos*. Taip visai netikėtai pasisuko radijo astronomija klasikinė problemažvaigždžių formavimasis stebėjimo astronomijos šakoje**. Patekusi į pagrindinę seką ir nustojusi trauktis, žvaigždė spinduliuoja ilgą laiką, praktiškai nekeisdama savo padėties spektro-šviesumo diagramoje. Jo spinduliuotę palaiko termobranduolinės reakcijos, vykstančios centriniuose regionuose. Taigi pagrindinė seka yra tarsi geometrinė taškų vieta spektro-šviesumo diagramoje, kur žvaigždė (priklausomai nuo jos masės) dėl termobranduolinių reakcijų gali skleistis ilgą laiką ir tolygiai. Žvaigždės vietą pagrindinėje sekoje lemia jos masė. Pažymėtina, kad yra dar vienas parametras, nulemiantis pusiausvyrą spinduliuojančios žvaigždės padėtį spektro-šviesumo diagramoje. Šis parametras yra pradinė žvaigždės cheminė sudėtis. Jei sunkiųjų elementų santykinė gausa sumažės, žemiau esančioje diagramoje žvaigždė „nukris“. Būtent ši aplinkybė paaiškina subnykštukų sekos buvimą. Kaip minėta aukščiau, santykinis sunkiųjų elementų gausa šiose žvaigždėse yra dešimtis kartų mažesnė nei pagrindinės sekos žvaigždėse. Laikas, kurį žvaigždė lieka pagrindinėje sekoje, nustatomas pagal jos pradinę masę. Jei masė didelė, žvaigždės spinduliuotė turi milžinišką galią ir greitai išnaudoja vandenilio „kuro“ atsargas. Pavyzdžiui, pagrindinės sekos žvaigždės, kurių masė keliasdešimt kartų didesnė už Saulę (tai karšti mėlyni O spektrinės klasės milžinai), gali tolygiai spinduliuoti, išlikdamos šioje sekoje tik kelis milijonus metų, o žvaigždės, kurių masė artima saulės, buvo pagrindinėje sekoje 10–15 milijardų metų. Žemiau yra lentelė. 2, pateikiant apskaičiuotą gravitacinio suspaudimo ir buvimo pagrindinėje sekoje trukmę skirtingų spektrinių klasių žvaigždėms. Toje pačioje lentelėje pateikiamos žvaigždžių masės, spindulių ir šviesumo reikšmės saulės vienetuose.
2 lentelė
| metų | |||||
|
Spektrinė klasė |
Šviesumas |
gravitacinis suspaudimas |
likti prie pagrindinės sekos | ||
|
G2 (saulė) |
|||||
Ryžiai. 14. Skirtingos masės žvaigždžių evoliucijos pėdsakai šviesumo ir temperatūros diagramoje
Ryžiai. 15. Hertzsprung-Russell diagrama žvaigždžių spiečiui NGC 2254
Ryžiai. 16. Hertzsprung – Russell diagrama rutuliniam spiečiui M 3. Išilgai vertikalios ašies – santykinis dydis
Atitinkamoje diagramoje aiškiai parodyta visa pagrindinė seka, įskaitant jos viršutinę kairę dalį, kurioje yra karštos masyvios žvaigždės (spalvos indeksas 0,2 atitinka 20 tūkst. K temperatūrą, t. y. B klasės spektrą). Rutulinis spiečius M3 yra „senas“ objektas. Aiškiai matyti, kad šiam klasteriui sukonstruotos pagrindinės sekos diagramos viršutinėje dalyje žvaigždžių beveik nėra. Tačiau M 3 raudonoji milžiniška šaka yra labai gausiai atstovaujama, o NGC 2254 raudonųjų milžinų yra labai mažai. Tai suprantama: senajame spiečiuje M 3 daug žvaigždžių jau „paliko“ iš pagrindinės sekos, o jauname spiečiuje NGC 2254 tai atsitiko tik su nedideliu skaičiumi santykinai masyvių, greitai besivystančių žvaigždžių. Pastebėtina, kad M 3 milžiniška atšaka kyla gana staigiai aukštyn, o NGC 2254 – beveik horizontali. Žvelgiant iš teorinės pusės, tai galima paaiškinti žymiai mažesniu sunkiųjų elementų kiekiu M3 Ir iš tiesų, rutulinių spiečių žvaigždėse (taip pat ir kitose žvaigždėse, kurios telkiasi ne tiek į galaktikos plokštumą). link galaktikos centro), santykinė sunkiųjų elementų gausa yra nereikšminga. M 3 diagramoje „spalvų indeksas - šviesumas“ matoma dar viena beveik horizontali šaka. Diagramoje, sukurtoje NGC 2254, nėra panašios šakos. Teorija šios šakos atsiradimą paaiškina taip. Susitraukiančios tankios helio šerdies - raudonojo milžino - temperatūrai pasiekus 100-150 milijonų K, ten prasidės nauja branduolinė reakcija. Ši reakcija susideda iš anglies branduolio susidarymo iš trijų helio branduolių. Kai tik ši reakcija prasidės, branduolio suspaudimas sustos. Vėliau paviršiniai sluoksniai
žvaigždės padidina temperatūrą, o spektro ir šviesumo diagramoje esanti žvaigždė pasislinks į kairę. Būtent iš tokių žvaigždžių susidaro trečioji horizontali M 3 diagramos atšaka.
Ryžiai. 17. Santrauka Hertzsprung-Russell diagrama 11 žvaigždžių spiečių
Fig. 17 parodyta schematiškai suvestinė diagrama„spalva – šviesumas“ 11 klasterių, iš kurių du (M 3 ir M 92) yra rutuliniai. Aiškiai matosi, kaip pagrindinės skirtingų klasterių sekos „lenkiasi“ į dešinę ir aukštyn, visiškai suderindamos su jau aptartomis teorinėmis sąvokomis. Iš pav. 17 galima iš karto nustatyti, kurie klasteriai yra jauni, o kurie seni. Pavyzdžiui, „dvigubas“ klasteris X ir h Perseus yra jaunas. Jame „išsaugota“ nemaža pagrindinės sekos dalis. M 41 klasteris yra senesnis, Hyades klasteris dar senesnis, o M 67 spiečius labai senas, kurio spalvų ir šviesumo diagrama labai panaši į panašią rutulinių spiečių M 3 ir M 92 diagramą. Tik milžiniškas. rutulinių spiečių atšaka yra aukštesnė, atsižvelgiant į anksčiau aptartus cheminės sudėties skirtumus. Taigi stebėjimų duomenys visiškai patvirtina ir pagrindžia teorijos išvadas. Atrodytų, sunku tikėtis procesų teorijos stebėjimo patikrinimo žvaigždžių interjeruose, kuriuos nuo mūsų slepia didžiulis žvaigždžių materijos storis. Ir vis dėlto teorija čia nuolat stebima astronominių stebėjimų praktika. Reikėtų pažymėti, kad norint sudaryti daugybę spalvų ir šviesumo diagramų, stebėti astronomai pareikalavo didžiulio darbo ir radikalaus stebėjimo metodų tobulinimo. Kita vertus, teorijos sėkmė vidinė struktūra o žvaigždžių evoliucija būtų buvusi neįmanoma be modernių skaičiavimo technologijų, pagrįstų didelės spartos elektroninių skaičiavimo mašinų naudojimu. Tyrimai branduolinės fizikos srityje taip pat suteikė neįkainojamą paslaugą teorijai, kuri leido gauti kiekybines tų branduolinių reakcijų, kurios vyksta žvaigždžių viduje, charakteristikas. Neperdėdami galime teigti, kad žvaigždžių sandaros ir evoliucijos teorijos plėtojimas yra vienas didžiausių XX amžiaus antrosios pusės astronomijos laimėjimų. Šiuolaikinės fizikos raida atveria galimybę tiesiogiai stebėti žvaigždžių, o ypač Saulės, vidinės sandaros teoriją. Tai apie apie galimybę aptikti galingą neutrinų srautą, kurį turėtų skleisti Saulė, jei jos gelmėse vyktų branduolinės reakcijos. Gerai žinoma, kad neutrinai itin silpnai sąveikauja su kitomis elementariomis dalelėmis. Pavyzdžiui, neutrinas gali praskristi per visą Saulės storį beveik nesugerdamas, o rentgeno spinduliuotė gali prasiskverbti tik per kelis milimetrus saulės viduje esančios medžiagos be absorbcijos. Jei įsivaizduosime, kad galingas neutrinų spindulys su kiekvienos dalelės energija
Žvaigždžių evoliucija yra fiziškumo pasikeitimas. charakteristikos, vidinės struktūros ir chemija žvaigždžių sudėtis laikui bėgant. Svarbiausi E.Z. teorijos uždaviniai. - žvaigždžių susidarymo, jų stebimų charakteristikų pokyčių paaiškinimas, įvairių žvaigždžių grupių genetinio ryšio tyrimas, galutinės jų būsenos analizė.
Kadangi mums žinomoje Visatos dalyje maždaug. 98–99% stebimos medžiagos masės yra žvaigždėse arba perėjo žvaigždžių stadiją, paaiškino E. Z. yavl. viena iš svarbiausių astrofizikos problemų.
Nejudančioje būsenoje esanti žvaigždė yra dujų rutulys, kuris yra hidrostatinės būsenos. ir šiluminė pusiausvyra (t. y. gravitacinių jėgų veikimą subalansuoja vidinis slėgis, o energijos nuostolius dėl spinduliuotės kompensuoja žvaigždės žarnyne išsiskirianti energija, žr.). Žvaigždės „gimimas“ – tai hidrostatinės pusiausvyros objekto, kurio spinduliavimą palaiko jo paties, susidarymas. energijos šaltiniai. Žvaigždės „mirtis“ yra negrįžtamas disbalansas, vedantis į žvaigždės sunaikinimą arba jos katastrofą. suspaudimas.
Gravitacinės izoliacijos energija gali vaidinti lemiamą vaidmenį tik tada, kai žvaigždės vidaus temperatūra yra nepakankama, kad branduolinė energija išsiskirtų energijos nuostoliams kompensuoti, o visa žvaigždė ar jos dalis turi susitraukti, kad išlaikytų pusiausvyrą. Šiluminės energijos išleidimas tampa svarbus tik išnaudojus branduolinės energijos atsargas. T.o., E.z. gali būti pavaizduotas kaip nuoseklus žvaigždžių energijos šaltinių pokytis.
Būdingas laikas E.z. per didelis, kad būtų galima tiesiogiai atsekti visą evoliuciją. Todėl pagrindinis E.Z. tyrimo metodas yavl. žvaigždžių modelių, apibūdinančių vidinius pokyčius, sekų konstravimas struktūros ir chemija žvaigždžių sudėtis laikui bėgant. Evoliucija. Tada sekos lyginamos su stebėjimo rezultatais, pavyzdžiui, su (G.-R.D.), kuriame apibendrinami daugybės žvaigždžių stebėjimai skirtinguose evoliucijos etapuose. Ypač svarbus vaidmuo tenka lyginant su G.-R.d. žvaigždžių spiečiams, nes visos spiečiaus žvaigždės turi tą pačią pradinę cheminę medžiagą. kompozicija ir susiformavo beveik vienu metu. Pasak G.-R.d. įvairaus amžiaus klasteriai, buvo galima nustatyti E.Z. kryptį. Evoliucija išsamiai. sekos apskaičiuojamos skaitiniu būdu sprendžiant masės, tankio, temperatūros ir šviesumo pasiskirstymą žvaigždėje apibūdinančią diferencialinių lygčių sistemą, prie kurios pridedami žvaigždžių medžiagos energijos išsiskyrimo ir neskaidrumo dėsniai bei lygtys, apibūdinančios cheminių savybių pokyčius. žvaigždžių kompozicija laikui bėgant.
Žvaigždės evoliucijos eiga daugiausia priklauso nuo jos masės ir pradinės chemijos. kompozicija. Žvaigždės sukimasis ir jos magnetinis laukas gali atlikti tam tikrą, bet ne esminį vaidmenį. srityje, tačiau šių veiksnių vaidmuo E.Z. dar nėra pakankamai ištirtas. Chem. Žvaigždės sudėtis priklauso nuo jos susiformavimo laiko ir nuo jos padėties galaktikoje formavimosi metu. Pirmosios kartos žvaigždės susidarė iš materijos, kurios sudėtį nulėmė kosmologija. sąlygos. Matyt, jame buvo maždaug 70% masės vandenilio, 30% helio ir nereikšminga deuterio ir ličio priemaiša. Pirmosios kartos žvaigždžių evoliucijos metu susidarė sunkieji elementai (po helio), kurie iš žvaigždžių nutekėjus medžiagai arba žvaigždžių sprogimų metu buvo išmesti į tarpžvaigždinę erdvę. Vėlesnių kartų žvaigždės susidarė iš medžiagos, turinčios iki 3-4% (masės) sunkiųjų elementų.
Tiesiausias požymis, kad žvaigždžių formavimasis galaktikoje vis dar vyksta, yra reiškinys. masinio egzistavimas ryškios žvaigždės diapazonas. O ir B klasės, kurių tarnavimo laikas negali viršyti ~ 10 7 metų. Žvaigždžių formavimosi greitis šiais laikais. epocha yra 5 per metus.
2. Žvaigždžių susidarymas, gravitacinio suspaudimo stadija
Pagal įprastą požiūrį, žvaigždės susidaro dėl gravitacijos jėgų. materijos kondensacija tarpžvaigždinėje terpėje. Reikalingas tarpžvaigždinės terpės padalijimas į dvi fazes – tankius šaltus debesis ir retesnę terpę su aukštesne temperatūra – gali įvykti dėl Rayleigh-Taylor terminio nestabilumo tarpžvaigždiniame magnetiniame lauke. lauke. Dujų-dulkių kompleksai su mase 
, būdingas dydis (10-100) vnt ir dalelių koncentracija n~10 2 cm -3 . iš tikrųjų stebimi dėl jų skleidžiamų radijo bangų. Tokiems debesims suspausti (griūti) reikia tam tikrų sąlygų: gravitacijos. debesies dalelės turi viršyti dalelių šiluminio judėjimo energijos, viso debesies sukimosi energijos ir magnetinio lauko sumą. debesų energija (Džinsų kriterijus). Jei atsižvelgiama tik į šiluminio judėjimo energiją, tada, atsižvelgiant į vienybės eilės koeficientą, džinsų kriterijus rašomas tokia forma: align="absmiddle" width="205" height="20">, kur yra debesies masė, T- dujų temperatūra K, n- dalelių skaičius 1 cm3. Su tipišku moderniu tarpžvaigždiniai debesys temperatūra K gali sugriūti tik debesis, kurių masė ne mažesnė kaip . Džinso kriterijus nurodo, kad faktiškai stebimo masių spektro žvaigždžių susidarymui dalelių koncentracija griūvančiuose debesyse turi siekti (10 3 -10 6) cm -3, t.y. 10-1000 kartų didesnis nei stebimas tipiškuose debesyse. Tačiau tokias dalelių koncentracijas galima pasiekti jau pradėjusių griūti debesų gelmėse. Iš to išplaukia, kad tai vyksta nuosekliai, keliais etapais. stadijos, masyvių debesų suskaidymas. Šis paveikslėlis natūraliai paaiškina žvaigždžių gimimą grupėmis – klasteriais. Tuo pačiu metu vis dar lieka neaiškūs klausimai, susiję su šilumos balansu debesyje, greičio lauku jame ir mechanizmu, lemiančiu fragmentų masės spektrą.
Sugriuvusių žvaigždžių masės objektai vadinami protožvaigždės. Sferiškai simetriškos nesisukančios protožvaigždės žlugimas be magnetinio lauko. laukai apima keletą. etapai. Pradiniu laiko momentu debesis yra vienalytis ir izoterminis. Jis yra skaidrus sau. spinduliuotės, todėl žlugimas ateina su tūriniais energijos nuostoliais, Ch. arr. dėl dulkių šiluminės spinduliuotės pjūvis perduoda savo kinetiką. dujų dalelės energija. Vienalyčiame debesyje slėgio gradiento nėra ir suspaudimas prasideda laisvu kritimu su būdingu laiku, kur G- , - debesų tankis. Prasidėjus suspaudimui atsiranda retėjimo banga, garso greičiu judanti link centro ir nuo to laiko kolapsas vyksta greičiau ten, kur tankis didesnis, protožvaigždė suskirstoma į kompaktišką šerdį ir išplėstą apvalkalą, į kurį pagal dėsnį paskirstoma medžiaga. Kai dalelių koncentracija šerdyje pasiekia ~ 10 11 cm -3, ji tampa nepermatoma dulkių grūdelių IR spinduliuotei. Šerdyje išsiskirianti energija lėtai prasiskverbia į paviršių dėl spinduliuotės šilumos laidumo. Temperatūra pradeda kilti beveik adiabatiškai, dėl to padidėja slėgis, o šerdis tampa hidrostatiška. pusiausvyrą. Apvalkalas toliau krenta ant šerdies ir pasirodo jo periferijoje. Šerdies parametrai šiuo metu silpnai priklauso nuo bendros protožvaigždės masės: K. Didėjant šerdies masei dėl akrecijos, jos temperatūra kinta beveik adiabatiškai, kol pasiekia 2000 K, kai prasideda H 2 molekulių disociacija. . Dėl energijos suvartojimo disociacijai, o ne dėl kinetikos padidėjimo. dalelių energijos, adiabatinio indekso reikšmė tampa mažesnė nei 4/3, slėgio pokyčiai nepajėgia kompensuoti gravitacinių jėgų ir šerdis vėl griūva (žr.). Susiformuoja nauja šerdis su parametrais, apsupta amortizatoriaus priekio, ant kurio kaupiasi pirmosios šerdies likučiai. Panašus branduolio persitvarkymas vyksta su vandeniliu.
Tolesnis šerdies augimas apvalkalo materijos sąskaita tęsiasi tol, kol visa medžiaga nukrenta ant žvaigždės arba išsibarsto veikiama arba, jei šerdis yra pakankamai masyvi (žr.). Protosžvaigždės, turinčios būdingą apvalkalo materijos laiką t a >t kn, todėl jų šviesumą lemia griūvančių branduolių energijos išsiskyrimas.
Žvaigždė, susidedanti iš šerdies ir apvalkalo, yra stebima kaip IR šaltinis dėl gaubte esančios spinduliuotės apdorojimo (apvalkalo dulkės, sugeriančios UV spinduliuotės fotonus iš šerdies, spinduliuoja IR diapazone). Kai apvalkalas tampa optiškai plonas, protožvaigždė pradedama stebėti kaip įprastas žvaigždės gamtos objektas. Masyviausios žvaigždės išlaiko savo apvalkalus tol, kol žvaigždės centre neprasideda termobranduolinis vandenilio degimas. Radiacijos slėgis apriboja žvaigždžių masę iki tikriausiai. Net susidarius masyvesnėms žvaigždėms, jos pasirodo nestabilios ir gali prarasti savo galią. masės dalis vandenilio degimo šerdyje stadijoje. Protožvaigždinio apvalkalo griūties ir išsibarstymo stadijos trukmė yra tokios pat eilės, kaip ir pirminio debesies laisvojo kritimo laikas, t.y. 10 5 -10 6 metai. Šerdies apšviestos tamsiosios medžiagos gniužulai iš apvalkalo likučių, kuriuos pagreitina žvaigždžių vėjas, tapatinami su Herbig-Haro objektais (žvaigždžių gumuliukai su emisijos spektru). Mažos masės žvaigždės, kai jos tampa matomos, yra G.-R.D regione, kurį užima T Tauri žvaigždės (nykštukės), masyvesnės yra regione, kur yra Herbig emisijos žvaigždės (netaisyklingos ankstyvosios spektrinės klasės su emisijos linijomis spektruose). ).Evoliucija. Protostar branduolių takeliai su pastovi masė hidrostatinėje stadijoje. suspaudimai parodyti fig. 1. Mažos masės žvaigždėms, tuo momentu, kai susidaro hidrostatinis krūvis. pusiausvyra, sąlygos branduoliuose yra tokios, kad jiems perduodama energija. Skaičiavimai rodo, kad visiškai konvekcinės žvaigždės paviršiaus temperatūra yra beveik pastovi. Žvaigždės spindulys nuolat mažėja, nes ji ir toliau mažėja. Esant pastoviai paviršiaus temperatūrai ir mažėjant spinduliui, žvaigždės šviesumas taip pat turėtų kristi ant G.-R.D. šis evoliucijos etapas atitinka vertikalios sekcijos takelius.
Tęsiant suspaudimą, temperatūra žvaigždės viduje didėja, materija tampa skaidresnė, o žvaigždės su align="absmiddle" width="90" height="17"> turi spinduliuojančias šerdis, tačiau apvalkalai išlieka konvekciniai. Mažiau masyvios žvaigždės lieka visiškai konvekcinės. Jų šviesumą reguliuoja plonas spinduliuojantis sluoksnis fotosferoje. Kuo žvaigždė masyvesnė ir kuo aukštesnė jos efektyvioji temperatūra, tuo didesnė jos spinduliavimo šerdis (žvaigždėse su align="absmiddle" width="74" height="17"> spinduliavimo šerdis pasirodo iš karto). Galiausiai beveik visa žvaigždė (išskyrus paviršiaus konvekcinę zoną žvaigždėms, turinčioms masę) pereina į spinduliuotės pusiausvyros būseną, kurioje visa šerdyje išsiskirianti energija perduodama spinduliuote.
3. Branduolinėmis reakcijomis pagrįsta evoliucija
Esant ~ 10 6 K temperatūrai branduoliuose prasideda pirmosios branduolinės reakcijos – išdega deuteris, litis, boras. Pirminis šių elementų kiekis yra toks mažas, kad jų perdegimas praktiškai neatlaiko suspaudimo. Suspaudimas nutrūksta, kai temperatūra žvaigždės centre pasiekia ~ 10 6 K ir užsidega vandenilis, nes Termobranduolinio vandenilio degimo metu išsiskiriančios energijos pakanka radiacijos nuostoliams kompensuoti (žr.). G.-R.D. susidaro vienalytės žvaigždės, kurių šerdyje dega vandenilis. pradinė pagrindinė seka (IMS). Masyvios žvaigždės pasiekia NGP greičiau nei mažos masės žvaigždės, nes jų energijos praradimo greitis masės vienetui, taigi ir evoliucijos greitis, yra didesnis nei mažos masės žvaigždžių. Nuo pat įstojimo į NGP E.z. vyksta branduolinio degimo pagrindu, kurio pagrindiniai etapai apibendrinti lentelėje. Branduolinis degimas gali įvykti prieš susiformuojant geležies grupės elementams, kurie turi didžiausią surišimo energiją tarp visų branduolių. Evoliucija. žvaigždžių pėdsakai G.-R.D. yra parodytos fig. 2. Centrinių žvaigždžių temperatūros ir tankio verčių raida parodyta fig. 3. K pagrindinėje. energijos šaltinis yavl. apskritai vandenilio ciklo reakcija T- anglies ir azoto (CNO) ciklo reakcijos (žr.). Šalutinis poveikis CNO ciklo reiškinys nustatant nuklidų 14 N, 12 C, 13 C pusiausvyros koncentracijas - atitinkamai 95%, 4% ir 1% masės. Azoto vyravimą sluoksniuose, kuriuose įvyko vandenilio degimas, patvirtina stebėjimų rezultatai, kuriuose šie sluoksniai atsiranda paviršiuje dėl išorės praradimo. sluoksnių. Žvaigždėse, kurių centre realizuojamas CNO ciklas ( align="absmiddle" width="74" height="17">), atsiranda konvekcinė šerdis. To priežastis – labai stipri energijos išsiskyrimo priklausomybė nuo temperatūros: . Švytinčios energijos srautas ~ T 4(žr.), todėl jis negali perduoti visos išsiskiriančios energijos ir turi įvykti konvekcija, kuri yra efektyvesnė už spindulinį perdavimą. Masyviausiose žvaigždėse daugiau nei 50% žvaigždžių masės dengia konvekcija. Konvekcinės šerdies svarbą evoliucijai lemia tai, kad branduolinis kuras tolygiai išsenka daug didesnėje nei efektyvaus degimo sritis, o žvaigždėse be konvekcinės šerdies jis iš pradžių išdega tik nedidelėje centro apylinkėse. , kur gana aukšta temperatūra. Vandenilio išdegimo laikas svyruoja nuo ~ 10 10 metų iki metų . Visų vėlesnių branduolinio degimo etapų laikas neviršija 10% vandenilio degimo laiko, todėl G.-R.D. susidaro vandenilio degimo stadijos žvaigždės. tankiai apgyvendintas regionas – (GP). Žvaigždėse, kurių temperatūra centre niekada nepasiekia vandenilio degimui būtinų verčių, jos neribotą laiką traukiasi, virsdamos „juodosiomis“ nykštukėmis. Vandenilio perdegimas padidina vid. pagrindinės medžiagos molekulinė masė, taigi palaikyti hidrostatinį. Esant pusiausvyrai, slėgis centre turi padidėti, o tai reiškia, kad padidėja temperatūra centre ir temperatūros gradientas visoje žvaigždėje, taigi ir šviesumas. Šviesumo padidėjimas taip pat atsiranda dėl to, kad didėjant temperatūrai mažėja medžiagos neskaidrumas. Šerdis susitraukia palaikyti branduolinės energijos išleidimo sąlygas, kai sumažėja vandenilio kiekis, o apvalkalas plečiasi dėl poreikio perkelti padidėjusį energijos srautą iš branduolio. Dėl G.-R.d. žvaigždė pasislenka į dešinę nuo NGP. Sumažėjus neskaidrumui, miršta konvekciniai branduoliai visose, išskyrus masyviausias žvaigždes. Masyvių žvaigždžių evoliucijos greitis yra didžiausias ir jos pirmosios palieka MS. MS galioja žvaigždėms, turinčioms apytiksliai. 10 milijonų metų, nuo maždaug. 70 milijonų metų, o nuo maždaug. 10 milijardų metų.Kai vandenilio kiekis šerdyje sumažėja iki 1%, žvaigždžių apvalkalų išsiplėtimas su align="absmiddle" width="66" height="17"> pakeičiamas bendru žvaigždės susitraukimu, būtinu energijos išsiskyrimui palaikyti. . Korpuso suspaudimas sukelia vandenilio kaitinimą sluoksnyje, esančiame šalia helio šerdies iki jo termobranduolinio degimo temperatūros, ir atsiranda sluoksninis energijos išsiskyrimo šaltinis. Žvaigždėse, turinčiose masę, kuriose ji mažiau priklauso nuo temperatūros ir energijos išsiskyrimo sritis nėra taip stipriai sutelkta link centro, bendro suspaudimo stadijos nėra.
E.z. po vandenilio išdegimo priklauso nuo jų masės. Svarbiausias veiksnys, turinčios įtakos žvaigždžių evoliucijos eigai, kurių masė , yavl. elektronų dujų degeneracija at didelio tankio. Atėjus laikui didelio tankio kvantinių būsenų, turinčių mažą energiją, skaičius yra ribotas dėl Pauli principo ir elektronai užpildo kvantinius lygius didele energija, gerokai viršydami savo šiluminio judėjimo energiją. Esminė ypatybė išsigimusios dujos yra tas jų slėgis p priklauso tik nuo tankio: nereliatyvistiniam degeneracijai ir reliatyvistiniam išsigimimui. Elektronų dujų slėgis yra daug didesnis nei jonų slėgis. Tai yra esminis dalykas E.Z. išvada: kadangi gravitacinė jėga, veikianti reliatyvistiškai išsigimusių dujų tūrio vienetą, priklauso nuo tankio taip pat, kaip ir slėgio gradientas, turi būti ribinė masė (žr.), kad ties align="absmiddle" width="66 " aukštis ="15"> elektronų slėgis negali neutralizuoti gravitacijos ir prasideda suspaudimas. Riboti svorį align="absmiddle" width="139" height="17">. Regiono, kuriame išsigimsta elektronų dujos, riba parodyta Fig. 3. Mažos masės žvaigždėse degeneracija atlieka pastebimą vaidmenį jau helio branduolių formavimosi procese.
Antrasis veiksnys, lemiantis E.z. vėlesnėse stadijose tai yra neutrinų energijos nuostoliai. Žvaigždžių gelmėse T~10 8 K pagrindinis. Gimimo vaidmenį atlieka: fotoneutrino procesas, plazmos virpesių kvantų (plazmonų) skilimas į neutrino-antineutrino poras (), elektronų-pozitronų porų naikinimas () ir (žr.). Svarbiausia neutrinų savybė yra ta, kad žvaigždės medžiaga jiems yra beveik skaidri ir neutrinai laisvai neša energiją iš žvaigždės.
Helio šerdis, kurioje dar nesusidarė sąlygos heliui degti, yra suspausta. Temperatūra sluoksniuotame šaltinyje, esančiame šalia šerdies, didėja, o vandenilio degimo greitis didėja. Poreikis perkelti padidėjusį energijos srautą veda prie apvalkalo išsiplėtimo, kuris sunaudoja dalį energijos. Kadangi žvaigždės šviesumas nesikeičia, jos paviršiaus temperatūra krenta, o ant G.-R.D. žvaigždė persikelia į regioną, kurį užima raudonieji milžinai. Žvaigždės restruktūrizavimo laikas yra dviem dydžiais mažesnis nei laikas, per kurį vandenilis perdega šerdyje, todėl tarp MS juostos ir raudonųjų supergigantų regiono yra nedaug žvaigždžių. . Sumažėjus apvalkalo temperatūrai, padidėja jo skaidrumas, dėl to atsiranda išorinė išvaizda. konvekcinė zona ir žvaigždės šviesumas didėja.
Energijos pašalinimas iš šerdies dėl išsigimusių elektronų šilumos laidumo ir neutrinų nuostolių žvaigždėse atitolina helio degimo momentą. Temperatūra pradeda pastebimai kilti tik tada, kai šerdis tampa beveik izoterminė. Degimo 4 Jis nustato E.Z. nuo to momento, kai energijos išsiskyrimas viršija energijos nuostolius dėl šilumos laidumo ir neutrininės spinduliuotės. Ta pati sąlyga galioja deginant visų kitų rūšių branduolinį kurą.
Nuostabi žvaigždžių branduolių, pagamintų iš išsigimusių dujų, aušinamų neutrinais, ypatybė yra „konvergencija“ – pėdsakų konvergencija, apibūdinanti tankio ir temperatūros santykį. Tcžvaigždės centre (3 pav.). Energijos išsiskyrimo greitis suspaudžiant šerdį nustatomas pagal medžiagos pridėjimo į ją greitį per sluoksnio šaltinį ir priklauso tik nuo šerdies masės tam tikros rūšies kurui. Šerdyje turi būti išlaikytas energijos įtekėjimo ir ištekėjimo balansas, todėl žvaigždžių šerdyje nusistovėjęs vienodas temperatūros ir tankio pasiskirstymas. Iki to laiko, kai užsidega 4 He, branduolio masė priklauso nuo sunkiųjų elementų kiekio. Degeneruotų dujų branduoliuose 4 He degimas turi terminio sprogimo pobūdį, nes degimo metu išsiskirianti energija eina elektronų šiluminio judėjimo energijos didinimui, tačiau slėgis išlieka beveik nepakitęs kylant temperatūrai, kol elektronų šiluminė energija prilygsta išsigimusių elektronų dujų energijai. Tada degeneracija pašalinama ir šerdis sparčiai plečiasi – įvyksta helio blyksnis. Helio pliūpsnius greičiausiai lydi žvaigždžių medžiagos praradimas. Vietose, kur masyvios žvaigždės jau seniai baigė evoliuciją, o raudonieji milžinai turi masę, helio degimo stadijos žvaigždės yra horizontali šaka G.-R.d.
Žvaigždžių su align="absmiddle" width="90" height="17"> helio branduoliuose dujos nėra išsigimusios, 4 Jis užsidega tyliai, tačiau šerdys taip pat plečiasi dėl didėjančio Tc. Masyviausiose žvaigždėse 4 He degimas vyksta net tada, kai jos yra aktyvios. mėlynieji supergigantai. Šerdies išsiplėtimas lemia mažėjimą T vandenilio sluoksnio šaltinio srityje, o žvaigždės šviesumas po helio sprogimo mažėja. Kad išlaikytų šiluminę pusiausvyrą, apvalkalas susitraukia, o žvaigždė palieka raudonųjų supergigantų sritį. Kai šerdyje esantis 4 He išsenka, šerdies suspaudimas ir apvalkalo plėtimasis vėl prasideda, žvaigždė vėl tampa raudona supermilžine. Susidaro sluoksniuotas 4 He degimo šaltinis, kuris dominuoja energijos išleidime. Vėl pasirodo išorinis. konvekcinė zona. Išdegus heliui ir vandeniliui, sluoksnio šaltinių storis mažėja. Plonas sluoksnis helio degimas pasirodo termiškai nestabilus, nes esant labai stipriam energijos išsiskyrimo temperatūrai jautrumui (), medžiagos šilumos laidumas yra nepakankamas šiluminiams trikdžiams degimo sluoksnyje užgesinti. Šiluminių protrūkių metu sluoksnyje vyksta konvekcija. Jei jis prasiskverbia į sluoksnius, kuriuose yra daug vandenilio, tada dėl lėto proceso ( s-procesas, žr.) sintetinami elementai, kurių atominė masė nuo 22 Ne iki 209 B.
Radiacijos slėgis dulkėms ir molekulėms, susidariusioms šaltuose, išsiplėtusiuose raudonųjų supergigantų apvalkaluose, sukelia nuolatinį medžiagos praradimą iki metų. Nuolatinis masės praradimas gali būti papildytas nuostoliais, atsirandančiais dėl sluoksnio degimo nestabilumo arba pulsacijų, dėl kurių gali išsiskirti vienas ar daugiau. kriauklės. Kai medžiagos kiekis virš anglies-deguonies šerdies tampa mažesnis už tam tikrą ribą, apvalkalas yra priverstas suspausti, kad degimo sluoksniuose būtų palaikoma temperatūra, kol suspaudimas bus pajėgus palaikyti degimą; žvaigždė G.-R.D. juda beveik horizontaliai į kairę. Šiame etape degimo sluoksnių nestabilumas taip pat gali sukelti apvalkalo išsiplėtimą ir medžiagos praradimą. Kol žvaigždė pakankamai karšta, ji stebima kaip branduolys su vienu ar daugiau. kriauklės. Kai sluoksnių šaltiniai pasislenka žvaigždės paviršiaus link tiek, kad temperatūra juose tampa žemesnė nei reikalinga branduoliniam degimui, žvaigždė atvėsta ir virsta balta nykštuke su , spinduliuojančia dėl joninio komponento šiluminės energijos suvartojimo. jo reikalas. Būdingas baltųjų nykštukų atšalimo laikas ~ 10 9 metai. Pavienių žvaigždžių, virstančių baltosiomis nykštukėmis, masių apatinė riba neaiški, ji vertinama 3–6. C žvaigždėse elektronų dujos išsigimsta anglies-deguonies (C,O-) žvaigždžių branduolių augimo stadijoje. Kaip ir žvaigždžių helio šerdyje, dėl neutrinų energijos nuostolių centre ir anglies degimo momentu C,O šerdyje vyksta sąlygų „konvergencija“. 12 C degimas tokiomis sąlygomis greičiausiai turi sprogimo pobūdį ir lemia visišką žvaigždės sunaikinimą. Visiškas sunaikinimas gali neįvykti, jei 
. Toks tankis pasiekiamas, kai šerdies augimo greitį lemia palydovinės medžiagos susikaupimas artimoje dvejetainėje sistemoje.
Žvaigždė-- dangaus kūnas, kuriame vyksta, įvyko arba įvyks termobranduolinės reakcijos. Žvaigždės yra didžiuliai šviečiantys dujų (plazmos) rutuliai. Susidaro iš dujų ir dulkių aplinkos (vandenilio ir helio) dėl gravitacinio suspaudimo. Medžiagos temperatūra žvaigždžių viduje matuojama milijonais kelvinų, o jų paviršiuje – tūkstančiais kelvinų. Daugumos žvaigždžių energija išsiskiria dėl termobranduolinių reakcijų, paverčiančių vandenilį heliu, vykstančių aukštoje temperatūroje vidaus regionuose. Žvaigždės dažnai vadinamos pagrindiniais Visatos kūnais, nes juose gamtoje yra didžioji dalis šviečiančios medžiagos. Žvaigždės yra didžiuliai, sferiniai objektai, pagaminti iš helio ir vandenilio, taip pat iš kitų dujų. Žvaigždės energija yra jos šerdyje, kur helis kas sekundę sąveikauja su vandeniliu. Kaip ir viskas, kas mūsų visatoje yra organiška, žvaigždės kyla, vystosi, keičiasi ir išnyksta – šis procesas trunka milijardus metų ir vadinamas „Žvaigždžių evoliucijos“ procesu.
1. Žvaigždžių evoliucija
Žvaigždžių evoliucija– pokyčių seka, kurią žvaigždė patiria per savo gyvenimą, ty per šimtus tūkstančių, milijonus ar milijardus metų, kai ji išspinduliuoja šviesą ir šilumą. Žvaigždė savo gyvenimą pradeda kaip šaltas, išretėjęs tarpžvaigždinių dujų debesis (retėjusi dujinė terpė, užpildanti visą erdvę tarp žvaigždžių), susispaudžianti veikiama savo gravitacijos ir palaipsniui įgaunanti rutulio formą. Suspaudus, gravitacinė energija (universali pagrindinė sąveika tarp visų materialių kūnų) virsta šiluma, o objekto temperatūra pakyla. Temperatūrai centre pasiekus 15-20 milijonų K, prasideda termobranduolinės reakcijos ir nutrūksta suspaudimas. Objektas tampa visaverte žvaigžde. Pirmasis žvaigždės gyvenimo etapas panašus į saulės – joje vyrauja vandenilio ciklo reakcijos. Šioje būsenoje jis išlieka didžiąją savo gyvenimo dalį, būdamas pagrindinėje Hertzsprung-Russell diagramos sekoje (1 pav.) (parodantis ryšį tarp absoliutaus dydžio, šviesumo, spektrinės klasės ir žvaigždės paviršiaus temperatūros, 1910 m.), kol jo kuro atsargos baigiasi jo šerdyje. Kai visas žvaigždės centre esantis vandenilis virsta heliu, susidaro helio šerdis, o jos periferijoje tęsiasi termobranduolinis vandenilio degimas. Šiuo laikotarpiu žvaigždės struktūra pradeda keistis. Jos šviesumas didėja, išoriniai sluoksniai plečiasi, o paviršiaus temperatūra mažėja – žvaigždė tampa raudona milžine, kuri Hertzsprung-Russell diagramoje suformuoja šaką. Šioje šakoje žvaigždė praleidžia žymiai mažiau laiko nei pagrindinėje sekoje. Kai sukaupta helio šerdies masė tampa reikšminga, ji negali išlaikyti savo svorio ir pradeda trauktis; jei žvaigždė yra pakankamai masyvi, didėjanti temperatūra gali sukelti tolesnį termobranduolinį helio virsmą sunkesniais elementais (helis į anglį, anglis į deguonį, deguonis į silicį ir galiausiai silicis į geležį).
2. Termobranduolinė sintezė žvaigždžių viduje
Iki 1939 m. buvo nustatyta, kad žvaigždžių energijos šaltinis yra termobranduolinė sintezė, vykstanti žvaigždžių žarnyne. Dauguma žvaigždžių skleidžia spinduliuotę, nes keturi protonai jų šerdyje per keletą tarpinių žingsnių susijungia į vieną alfa dalelę. Ši transformacija gali vykti dviem pagrindiniais būdais, vadinamais protono-protono, arba p-p, ciklu ir anglies-azoto, arba CN, ciklu. Mažos masės žvaigždėse energijos išsiskyrimą daugiausia užtikrina pirmasis ciklas, sunkiosiose – antrasis. Branduolinio kuro tiekimas žvaigždėje yra ribotas ir nuolat išleidžiamas radiacijai. Termobranduolinės sintezės procesas, kuris išskiria energiją ir keičia žvaigždės medžiagos sudėtį, kartu su gravitacija, kuri linkusi žvaigždę suspausti ir taip pat išskiria energiją, taip pat spinduliuotė nuo paviršiaus, kuri išneša išsiskyrusią energiją. pagrindinės žvaigždžių evoliucijos varomosios jėgos. Žvaigždės evoliucija prasideda milžiniškame molekuliniame debesyje, dar vadinamame žvaigždžių lopšiu. Daugumoje „tuščios“ erdvės galaktikoje iš tikrųjų yra nuo 0,1 iki 1 molekulės cm?. Molekulinio debesies tankis yra apie milijoną molekulių cm?. Tokio debesies masė 100 000–10 000 000 kartų viršija Saulės masę dėl savo dydžio: nuo 50 iki 300 šviesmečių skersmens. Kol debesis laisvai sukasi aplink savo gimtosios galaktikos centrą, nieko neįvyksta. Tačiau dėl gravitacinio lauko nehomogeniškumo jame gali atsirasti trikdžių, dėl kurių gali susidaryti vietinė masės koncentracija. Tokie sutrikimai sukelia gravitacinį debesies griūtį. Vienas iš scenarijų, lemiančių tai, yra dviejų debesų susidūrimas. Kitas įvykis, sukeliantis griūtį, gali būti debesies prasiskverbimas per tankią spiralinės galaktikos ranką. Taip pat svarbus veiksnys gali būti netoliese esančios supernovos sprogimas, kurio smūgio banga didžiuliu greičiu susidurs su molekuliniu debesiu. Taip pat gali būti, kad galaktikos susiduria, o tai gali sukelti žvaigždžių formavimosi pliūpsnį, nes susidūrimo metu kiekvienoje galaktikoje suspaudžiami dujų debesys. Apskritai bet koks debesies masę veikiančių jėgų nehomogeniškumas gali inicijuoti žvaigždžių formavimosi procesą. Dėl atsiradusių nehomogeniškumo molekulinių dujų slėgis nebegali užkirsti kelio tolesniam suspaudimui, o dujos, veikiamos gravitacinių traukos jėgų, pradeda telktis aplink būsimos žvaigždės centrą. Pusė išsiskiriančios gravitacinės energijos atitenka debesiui šildyti, o pusė – šviesos spinduliuotei. Debesyse slėgis ir tankis didėja link centro, o centrinės dalies griūtis vyksta greičiau nei periferija. Jam susitraukdamas mažėja vidutinis laisvas fotonų kelias, o debesis tampa vis mažiau skaidrus savo spinduliuotei. Tai lemia greitesnį temperatūros kilimą ir dar greitesnį slėgio kilimą. Dėl to slėgio gradientas subalansuoja gravitacijos jėgą ir susidaro hidrostatinė šerdis, kurios masė sudaro apie 1% debesies masės. Ši akimirka yra nematoma. Tolesnė protožvaigždės evoliucija yra medžiagos, kuri ir toliau krenta ant šerdies „paviršiaus“, kuri dėl to didėja, kaupimasis. Laisvai judančios medžiagos masė debesyje išsenka, o žvaigždė tampa matoma optiniame diapazone. Šis momentas laikomas protožvaigždinės fazės pabaiga ir jaunos žvaigždės fazės pradžia. Žvaigždžių formavimosi procesą galima apibūdinti vieningai, tačiau tolesni žvaigždės vystymosi etapai beveik visiškai priklauso nuo jos masės ir tik pačioje žvaigždžių evoliucijos pabaigoje gali suvaidinti cheminė sudėtis.
3. Žvaigždės gyvenimo vidurio ciklas
Žvaigždės būna įvairių spalvų ir dydžių. Jų spektrinis tipas svyruoja nuo karštos mėlynos iki šaltai raudonos, o masė svyruoja nuo 0,0767 iki daugiau nei 200 saulės masių. Žvaigždės šviesumas ir spalva priklauso nuo jos paviršiaus temperatūros, kurią, savo ruožtu, lemia jos masė. Visos naujos žvaigždės „užima savo vietą“ pagrindinėje sekoje pagal savo cheminė sudėtis ir masė. Kalbame ne apie fizinį žvaigždės judėjimą – tik apie jos padėtį nurodytoje diagramoje, priklausomai nuo žvaigždės parametrų. Tiesą sakant, žvaigždės judėjimas pagal diagramą atitinka tik žvaigždės parametrų pasikeitimą. Mažos, šaltos raudonosios nykštukės lėtai sudegina savo vandenilio atsargas ir išlieka pagrindinėje sekoje šimtus milijardų metų, o didžiuliai supermilžinai paliks pagrindinę seką per kelis milijonus metų nuo susiformavimo. Vidutinio dydžio žvaigždės, tokios kaip Saulė, pagrindinėje sekoje išlieka vidutiniškai 10 milijardų metų. Manoma, kad Saulė vis dar yra ant jo, nes ji yra savo gyvavimo ciklo viduryje. Kai žvaigždės šerdyje pritrūksta vandenilio, ji palieka pagrindinę seką. Po tam tikro laiko – nuo milijono iki dešimčių milijardų metų, priklausomai nuo pradinės masės – žvaigždė išeikvoja šerdies vandenilio išteklius. Didelėse ir karštose žvaigždėse tai vyksta daug greičiau nei mažose ir vėsesnėse. Dėl vandenilio atsargų išeikvojimo termobranduolinės reakcijos sustoja. Be šių reakcijų sukuriamo slėgio, kad būtų subalansuota pačios žvaigždės gravitacinė trauka, žvaigždė vėl pradeda trauktis, kaip tai darė anksčiau formuojantis. Temperatūra ir slėgis vėl pakyla, bet, skirtingai nei protožvaigždės stadijoje, daugiau aukštas lygis. Žlugimas tęsiasi tol, kol maždaug 100 milijonų K temperatūroje prasideda termobranduolinės reakcijos, kuriose dalyvauja helis. Termobranduolinis medžiagos deginimas, atnaujintas nauju lygiu, sukelia siaubingą žvaigždės plėtimąsi. Žvaigždė „pameta“ ir jos dydis padidėja maždaug 100 kartų. Taigi žvaigždė tampa raudona milžine, o helio degimo fazė trunka apie kelis milijonus metų. Beveik visi raudonieji milžinai yra kintamos žvaigždės. Kas atsitiks toliau, priklauso nuo žvaigždės masės.
4. Vėlesni metai ir žvaigždžių mirtis
Senos mažos masės žvaigždės
Iki šiol nėra tiksliai žinoma, kas nutinka šviesioms žvaigždėms, kai jų vandenilio atsargos išsenka. Kadangi Visatos amžius yra 13,7 milijardo metų, o to nepakanka vandenilio kuro atsargoms tokiose žvaigždėse išeikvoti, šiuolaikinės teorijos remiasi kompiuteriniu tokiose žvaigždėse vykstančių procesų modeliavimu. Kai kurios žvaigždės gali sintetinti helią tik tam tikrose aktyviose zonose, sukeldamos nestabilumą ir stiprius žvaigždžių vėjus. Tokiu atveju planetinis ūkas nesusiformuoja, o žvaigždė tik išgaruoja, tapdama dar mažesnė už rudąją nykštukę. Žvaigždės, kurių masė mažesnė nei 0,5 saulės, negali paversti helio net po to, kai šerdyje nutrūksta reakcijos, kuriose dalyvauja vandenilis - jų masė yra per maža, kad būtų sukurta nauja gravitacinio suspaudimo fazė tokiu mastu, kuris inicijuotų helio „užsidegimą“. Tarp šių žvaigždžių yra raudonosios nykštukės, tokios kaip Proxima Centauri, kurių pagrindinės sekos gyvavimo laikas yra nuo dešimčių milijardų iki dešimčių trilijonų metų. Nutrūkus termobranduolinėms reakcijoms jų šerdyje, jos, palaipsniui vėsdamos, ir toliau silpnai skleis elektromagnetinio spektro infraraudonųjų ir mikrobangų diapazonus.
Vidutinio dydžio žvaigždės
Kai vidutinio dydžio (nuo 0,4 iki 3,4 Saulės masės) žvaigždė pasiekia raudonojo milžino fazę, jos šerdyje pritrūksta vandenilio ir prasideda anglies sintezės iš helio reakcijos. Šis procesas vyksta aukštesnėje temperatūroje, todėl didėja energijos srautas iš šerdies, o tai lemia tai, kad išoriniai žvaigždės sluoksniai pradeda plėstis. Anglies sintezės pradžia žymi naują žvaigždės gyvenimo etapą ir tęsiasi kurį laiką. Panašaus dydžio į Saulę žvaigždei šis procesas gali užtrukti apie milijardą metų. Dėl skleidžiamos energijos kiekio pokyčių žvaigždė išgyvena nestabilumo periodus, įskaitant dydžio, paviršiaus temperatūros ir energijos išeigos pokyčius. Energijos išeiga pasislenka žemo dažnio spinduliuotės link. Visa tai lydi didėjantis masės praradimas dėl stipraus žvaigždžių vėjo ir intensyvaus pulsavimo. Šios fazės žvaigždės, atsižvelgiant į tikslias jų savybes, vadinamos vėlyvojo tipo žvaigždėmis, OH-IR žvaigždėmis arba į Mirą panašiomis žvaigždėmis. Išmestose dujose yra gana daug sunkiųjų elementų, susidarančių žvaigždės viduje, tokių kaip deguonis ir anglis. Dujos sudaro besiplečiantį apvalkalą ir toldamos nuo žvaigždės atvėsta, todėl gali susidaryti dulkių dalelės ir molekulės. Esant stipriai infraraudonajai spinduliuotei iš centrinės žvaigždės, tokiuose apvalkaluose susidaro idealios sąlygos maseriams aktyvuoti. Helio degimo reakcijos yra labai jautrios temperatūrai. Kartais tai sukelia didelį nestabilumą. Atsiranda stiprios pulsacijos, kurios galiausiai suteikia pakankamą pagreitį išoriniams sluoksniams, kad jie būtų išmesti ir virstų planetiniu ūku. Ūko centre lieka plikas žvaigždės šerdis, kurioje termobranduolinės reakcijos sustoja, o vėsdamas virsta helio baltąja nykštuke, kurios masė paprastai siekia iki 0,5-0,6 saulės, o skersmuo ant jo. Žemės skersmens tvarka.
Baltieji nykštukai
Netrukus po helio pliūpsnio anglis ir deguonis „užsidega“; kiekvienas iš šių įvykių sukelia rimtą žvaigždės pertvarkymą ir greitą jos judėjimą pagal Hertzsprung-Russell diagramą. Žvaigždės atmosferos dydis dar labiau padidėja ir ji pradeda intensyviai netekti dujų sklaidydama žvaigždžių vėjo srautus. Centrinės žvaigždės dalies likimas visiškai priklauso nuo jos pradinės masės: žvaigždės šerdis gali baigti evoliuciją kaip baltoji nykštukė (mažos masės žvaigždės); jei jo masė vėlesnėse evoliucijos stadijose viršija Čandrasekharo ribą – kaip neutroninės žvaigždės (pulsaro); jei masė viršija Oppenheimerio ribą – Volkovas – kaip juodoji skylė. Paskutiniais dviem atvejais žvaigždžių evoliucijos pabaigą lydi katastrofiški įvykiai – supernovų sprogimai. Didžioji dauguma žvaigždžių, įskaitant Saulę, baigia savo evoliuciją susitraukdamos tol, kol išsigimusių elektronų slėgis subalansuos gravitaciją. Šioje būsenoje, kai žvaigždės dydis sumažėja šimtą kartų, o tankis tampa milijoną kartų didesnis už vandens tankį, žvaigždė vadinama baltąja nykštuke. Jis netenka energijos šaltinių ir, palaipsniui vėsdamas, tampa tamsus ir nematomas. Žvaigždėse, masyvesnėse už Saulę, išsigimusių elektronų slėgis negali sustabdyti tolesnio šerdies suspaudimo, o elektronai pradeda „spausti“ į atomų branduolius, dėl kurių protonai virsta neutronais, tarp kurių nėra elektrostatinės atstūmimo. pajėgos. Toks materijos neutronizavimas lemia tai, kad žvaigždės, kuri iš tikrųjų dabar yra vienas didžiulis atomo branduolys, dydis matuojamas keliais kilometrais, o tankis yra 100 milijonų kartų didesnis nei vandens tankis. Toks objektas vadinamas neutronine žvaigžde.
Supermasyvios žvaigždės
Žvaigždei, kurios masė didesnė nei penkis kartus už saulę, patekus į raudonąją supermilžinę stadiją, jos branduolys, veikiamas gravitacijos, pradeda trauktis. Didėjant suspaudimui, didėja temperatūra ir tankis, prasideda nauja termobranduolinių reakcijų seka. Tokiose reakcijose sintetinami vis sunkesni elementai: helis, anglis, deguonis, silicis ir geležis, kuri laikinai sulaiko šerdies žlugimą. Galiausiai, kai susidaro sunkesni ir sunkesni periodinės lentelės elementai, geležis-56 sintetinama iš silicio. Šiame etape tolesnė termobranduolinė sintezė tampa neįmanoma, nes geležies-56 branduolys turi didžiausią masės defektą, o sunkesnių branduolių susidarymas išsiskiriant energijai yra neįmanomas. Todėl, kai žvaigždės geležinis šerdis pasiekia tam tikrą dydį, slėgis joje nebepajėgia atlaikyti išorinių žvaigždės sluoksnių gravitacijos ir iš karto įvyksta šerdies kolapsas neutronizavus jos medžiagą. Kas bus toliau, dar nėra visiškai aišku, bet bet kuriuo atveju per kelias sekundes vykstantys procesai priveda prie neįtikėtinos jėgos supernovos sprogimo. Lydintis neutrinų pliūpsnis išprovokuoja smūgio bangą. Stiprios neutrinų srovės ir besisukantis magnetinis laukas išstumia didžiąją dalį žvaigždės sukauptos medžiagos – vadinamųjų sėklinių elementų, įskaitant geležį ir lengvesnius elementus. Sprogstančią medžiagą bombarduoja iš branduolio skleidžiami neutronai, juos užfiksuodami ir taip sukuriant elementų, sunkesnių už geležį, įskaitant radioaktyviuosius, rinkinį iki urano (o gal net ir kalifornio). Taigi supernovų sprogimai paaiškina sunkesnių už geležį elementų buvimą tarpžvaigždinėje medžiagoje, tačiau tai nėra vienintelis galimas jų susidarymo būdas, pavyzdžiui, tai įrodo technecio žvaigždės. Sprogimo banga ir neutrinų purkštukai neša materiją iš mirštančios žvaigždės į tarpžvaigždinę erdvę. Vėliau ši supernovos medžiaga, vėsdama ir judant erdvėje, gali susidurti su kitu kosminiu „šiukšleliu“ ir galbūt dalyvauti formuojantis naujoms žvaigždėms, planetoms ar palydovams. Supernovos formavimosi metu vykstantys procesai vis dar tiriami ir kol kas aiškumo šiuo klausimu nėra. Taip pat abejotina, kas iš tikrųjų liko iš originalios žvaigždės. Tačiau svarstomos dvi galimybės: neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės.
Neutroninės žvaigždės
Yra žinoma, kad kai kuriose supernovose supermilžino gelmėse esanti stipri gravitacija verčia elektronus sugerti atomo branduolyje, kur jie susilieja su protonais ir sudaro neutronus. Šis procesas vadinamas neutronizacija. Elektromagnetinės jėgos, skiriančios šalia esančius branduolius, išnyksta. Žvaigždės šerdis dabar yra tankus atomo branduolių ir atskirų neutronų rutulys. Tokios žvaigždės, žinomos kaip neutroninės žvaigždės, yra labai mažos – ne didesnės už didelį miestą – ir jų tankis yra neįsivaizduojamai didelis. Mažėjant žvaigždės dydžiui (dėl kampinio impulso išsaugojimo) jų orbitos periodas tampa itin trumpas. Kai kurie daro 600 apsisukimų per sekundę. Kai kuriems iš jų kampas tarp spinduliuotės vektoriaus ir sukimosi ašies gali būti toks, kad Žemė patenka į šios spinduliuotės suformuotą kūgį; šiuo atveju galima aptikti tam tikrais laiko intervalais pasikartojantį spinduliuotės impulsą, lygus laikotarpiuižvaigždžių cirkuliacija. Tokios neutroninės žvaigždės buvo vadinamos „pulsarais“ ir tapo pirmosiomis atrastomis neutroninėmis žvaigždėmis.
Juodosios skylės
Ne visos supernovos tampa neutroninėmis žvaigždėmis. Jei žvaigždė turi pakankamai didelę masę, tada žvaigždės žlugimas tęsis, o patys neutronai pradės kristi į vidų, kol jos spindulys taps mažesnis už Schwarzschildo spindulį. Po to žvaigždė tampa juodąja skyle. Juodųjų skylių egzistavimą numatė bendroji reliatyvumo teorija. Pagal šią teoriją materija ir informacija negali palikti juodosios skylės jokiomis sąlygomis. Tačiau kvantinė mechanika tikriausiai leidžia daryti šios taisyklės išimtis. Liko keletas atvirų klausimų. Vyriausiasis iš jų: „Ar iš viso yra juodųjų skylių? Juk norint tiksliai pasakyti, kad tam tikras objektas yra juodoji skylė, būtina stebėti jo įvykių horizontą. Tai neįmanoma vien nustačius horizontą, tačiau naudojant itin ilgą bazinę radijo interferometriją galima nustatyti metriką šalia objekto, taip pat užfiksuoti greitą, milisekundžių kintamumą. Šios viename objekte pastebėtos savybės turėtų galutinai įrodyti juodųjų skylių egzistavimą.
