Žvaigždžių naujienos
Žvaigždžių gimimas ir evoliucija: milžiniška Visatos gamykla. Žvaigždžių evoliucija
Visata yra nuolat besikeičiantis makrokosmosas, kuriame kiekvienas objektas, medžiaga ar materija yra transformacijos ir pokyčių būsenoje. Šie procesai trunka milijardus metų. Palyginti su trukme žmogaus gyvenimasšis nesuvokiamas laikotarpis yra milžiniškas. Kosminiu mastu šie pokyčiai yra gana trumpalaikiai. Žvaigždės, kurias dabar matome naktiniame danguje, buvo tos pačios prieš tūkstančius metų, kai jas galėjo matyti Egipto faraonai, tačiau iš tikrųjų visą šį laiką dangaus kūnų fizinių savybių pokyčiai nesustojo nė sekundei. Žvaigždės gimsta, gyvena ir tikrai sensta – žvaigždžių evoliucija vyksta kaip įprasta.
Ursa Major žvaigždyno žvaigždžių padėtis skirtingais istoriniais laikotarpiais intervale prieš 100 000 metų - mūsų laikais ir po 100 tūkstančių metų
Žvaigždžių evoliucijos aiškinimas paprasto žmogaus požiūriu
Paprastam žmogui erdvė atrodo kaip ramybės ir tylos pasaulis. Tiesą sakant, Visata yra milžiniška fizinė laboratorija, kurioje vyksta milžiniškos transformacijos, kurių metu kinta žvaigždžių cheminė sudėtis, fizinės savybės ir struktūra. Žvaigždės gyvenimas tęsiasi tol, kol ji šviečia ir skleidžia šilumą. Tačiau tokia nuostabi būsena netrunka amžinai. Po šviesaus gimimo seka žvaigždės brandos laikotarpis, kuris neišvengiamai baigiasi dangaus kūno senėjimu ir jo mirtimi.
Prieš 5-7 milijardus metų susiformavo protožvaigždė iš dujų ir dulkių debesies
Visa mūsų informacija apie žvaigždes šiandien patenka į mokslo rėmus. Termodinamika paaiškina hidrostatinės ir šiluminės pusiausvyros procesus, kuriuose gyvena žvaigždžių medžiaga. Branduolinė ir kvantinė fizika leidžia suprasti sunkus procesas branduolių sintezė, kurios dėka egzistuoja žvaigždė, skleidžianti šilumą ir suteikianti šviesą supančiai erdvei. Žvaigždės gimimo metu susidaro hidrostatinė ir šiluminė pusiausvyra, kurią palaiko jos pačios energijos šaltiniai. Pasibaigus nuostabiai žvaigždžių karjerai, ši pusiausvyra sutrinka. Prasideda virtinė negrįžtamų procesų, kurių rezultatas yra žvaigždės sunaikinimas arba žlugimas – grandiozinis procesas, kai akimirksniu ir nuostabi mirtis dangaus kūnas.
Supernovos sprogimas yra ryškus žvaigždės, gimusios ankstyvaisiais Visatos metais, gyvenimo pabaiga.
Žvaigždžių fizinių savybių pokyčius lemia jų masė. Objektų evoliucijos greitį įtakoja jų cheminė sudėtis ir tam tikru mastu esami astrofiziniai parametrai – sukimosi greitis ir būsena. magnetinis laukas. Tiksliai kalbėti apie tai, kaip viskas vyksta iš tikrųjų, neįmanoma dėl milžiniškos aprašytų procesų trukmės. Evoliucijos greitis ir transformacijos etapai priklauso nuo žvaigždės gimimo laiko ir jos vietos Visatoje gimimo metu.
Žvaigždžių evoliucija moksliniu požiūriu
Bet kuri žvaigždė gimsta iš šaltų tarpžvaigždinių dujų gumulės, kurios, veikiamos išorinių ir vidinių gravitacijos jėgų, suspaudžiamos iki dujų rutulio būsenos. Dujinės medžiagos suspaudimo procesas nesibaigia nė akimirkai, lydimas milžiniško šiluminės energijos išsiskyrimo. Naujojo darinio temperatūra didėja, kol prasidės termobranduolinė sintezė. Nuo šio momento žvaigždžių medžiagos suspaudimas sustoja ir pasiekiama pusiausvyra tarp objekto hidrostatinės ir šiluminės būsenos. Visata pasipildė nauja visateise žvaigžde.
Pagrindinis žvaigždžių kuras yra vandenilio atomas, atsirandantis dėl prasidėjusios termobranduolinės reakcijos.
Žvaigždžių evoliucijoje esminę reikšmę turi jų šiluminės energijos šaltiniai. Iš žvaigždės paviršiaus į kosmosą išbėganti spinduliuotė ir šiluminė energija pasipildo vėsinant dangaus kūno vidinius sluoksnius. Nuolat nesandari termo branduolinės reakcijos o gravitacinis suspaudimas žvaigždės žarnyne kompensuoja nuostolius. Kol žvaigždės žarnyne yra pakankamai branduolinio kuro, žvaigždė šviečia ryškia šviesa ir skleidžia šilumą. Kai tik termobranduolinės sintezės procesas sulėtėja arba visiškai sustoja, įsijungia vidinio žvaigždės suspaudimo mechanizmas, kad būtų išlaikyta šiluminė ir termodinaminė pusiausvyra. Šiame etape objektas jau spinduliuoja šiluminė energija, kuris matomas tik infraraudonųjų spindulių diapazone.
Remiantis aprašytais procesais, galime daryti išvadą, kad žvaigždžių evoliucija rodo nuoseklų žvaigždžių energijos šaltinių kaitą. Šiuolaikinėje astrofizikoje žvaigždžių transformacijos procesai gali būti išdėstyti pagal tris skales:
- branduolinė laiko juosta;
- terminis žvaigždės gyvenimo laikotarpis;
- dinaminis šviestuvo gyvavimo segmentas (galutinis).
Kiekviename ypatinga byla Nagrinėjami procesai, lemiantys žvaigždės amžių, jos fizines savybes ir objekto mirties tipą. Branduolinė laiko juosta yra įdomi tol, kol objektas yra maitinamas savo šilumos šaltinių ir skleidžia energiją, kuri yra branduolinių reakcijų produktas. Šio etapo trukmė apskaičiuojama nustatant vandenilio kiekį, kuris termobranduolinės sintezės metu bus paverstas heliu. Kuo didesnė žvaigždės masė, tuo didesnis branduolinių reakcijų intensyvumas ir atitinkamai didesnis objekto šviesumas.
Įvairių žvaigždžių dydžiai ir masė – nuo supermilžinės iki raudonosios nykštukės
Šiluminė laiko skalė apibrėžia evoliucijos etapą, per kurį žvaigždė išeikvoja visą savo šiluminę energiją. Šis procesas prasideda nuo to momento, kai išnaudojamos paskutinės vandenilio atsargos ir sustoja branduolinės reakcijos. Norint išlaikyti objekto pusiausvyrą, pradedamas suspaudimo procesas. Žvaigždžių medžiaga krenta link centro. Šiuo atveju kinetinė energija paverčiama šilumine energija, kuri išleidžiama palaikyti reikiamą temperatūros balansą žvaigždės viduje. Dalis energijos išeina į kosmosą.
Atsižvelgiant į tai, kad žvaigždžių šviesumą lemia jų masė, objekto suspaudimo momentu jo ryškumas erdvėje nekinta.
Žvaigždė pakeliui į pagrindinę seką
Žvaigždžių formavimasis vyksta pagal dinaminę laiko skalę. Žvaigždžių dujos laisvai krinta į vidų link centro, padidindamos tankį ir slėgį būsimo objekto žarnyne. Kuo didesnis tankis dujų rutulio centre, tuo aukštesnė temperatūra objekto viduje. Nuo šio momento šiluma tampa pagrindine dangaus kūno energija. Kaip didesnis tankis ir kuo aukštesnė temperatūra, tuo didesnis slėgis būsimos žvaigždės žarnyne. Laisvas molekulių ir atomų kritimas sustoja, o žvaigždžių dujų suspaudimo procesas sustoja. Tokia objekto būsena paprastai vadinama protožvaigžde. Objektas yra 90% molekulinio vandenilio. Kai temperatūra pasiekia 1800 K, vandenilis pereina į atominę būseną. Skilimo proceso metu sunaudojama energija, o temperatūros kilimas lėtėja.
Visata 75% sudaryta iš molekulinio vandenilio, kuris formuojantis protožvaigždėms virsta atominiu vandeniliu – žvaigždės branduoliniu kuru.
Šioje būsenoje slėgis dujų rutulio viduje mažėja, todėl suspaudimo jėga suteikiama laisvė. Ši seka kartojama kiekvieną kartą, kai pirmiausia jonizuojamas visas vandenilis, o po to jonizuojamas helis. Esant 10⁵ K temperatūrai, dujos visiškai jonizuojasi, žvaigždės suspaudimas sustoja ir susidaro objekto hidrostatinė pusiausvyra. Tolesnė žvaigždės evoliucija vyks pagal terminio laiko skalę, daug lėčiau ir nuosekliau.
Protožvaigždės spindulys mažėja nuo 100 AU nuo pat formavimosi pradžios. iki ¼ a.u. Objektas yra dujų debesies viduryje. Dėl dalelių kaupimosi iš išorinių žvaigždžių dujų debesies sričių žvaigždės masė nuolat didės. Vadinasi, temperatūra objekto viduje padidės, lydima konvekcijos – energijos perdavimo iš vidinių žvaigždės sluoksnių į jos išorinį kraštą – procesą. Vėliau, kylant temperatūrai dangaus kūno viduje, konvekciją pakeičia spinduliuotė, judanti žvaigždės paviršiaus link. Šiuo metu objekto šviesumas sparčiai didėja, o žvaigždžių rutulio paviršinių sluoksnių temperatūra taip pat didėja.
Konvekciniai procesai ir spinduliuotės perdavimas naujai susidariusioje žvaigždėje prieš prasidedant termobranduolinės sintezės reakcijoms
Pavyzdžiui, žvaigždėms, kurių masė identiška mūsų Saulės masei, protožvaigždinio debesies suspaudimas įvyksta vos per kelis šimtus metų. Kalbant apie paskutinį objekto formavimo etapą, žvaigždžių medžiagos kondensacija tęsiasi milijonus metų. Saulė gana greitai juda pagrindinės sekos link, o ši kelionė užtruks šimtus milijonų ar milijardų metų. Kitaip tariant, kuo didesnė žvaigždės masė, tuo ilgesnis laiko tarpas skiriamas pilnavertės žvaigždės formavimuisi. 15M masės žvaigždė keliu į pagrindinę seką judės daug ilgiau – apie 60 tūkstančių metų.
Pagrindinės sekos fazė
Nepaisant to, kad kai kurios termobranduolinės sintezės reakcijos prasideda žemesnėje temperatūroje, pagrindinė vandenilio degimo fazė prasideda 4 milijonų laipsnių temperatūroje. Nuo šio momento prasideda pagrindinės sekos fazė. Įsijungia nauja žvaigždžių energijos atkūrimo forma – branduolinė. Objekto suspaudimo metu išsiskirianti kinetinė energija išnyksta į foną. Pasiektas balansas užtikrina ilgą ir ramus gyvenimasžvaigždė pradinėje pagrindinės sekos fazėje.
Vandenilio atomų dalijimasis ir skilimas termobranduolinės reakcijos metu, vykstančios žvaigždės viduje
Nuo šio momento žvaigždės gyvenimo stebėjimas yra aiškiai susietas su pagrindinės sekos faze, kuri yra svarbi dangaus kūnų evoliucijos dalis. Būtent šiame etape vienintelis žvaigždžių energijos šaltinis yra vandenilio degimo rezultatas. Objektas yra pusiausvyros būsenoje. Vartojant branduolinį kurą, keičiasi tik objekto cheminė sudėtis. Saulės buvimas pagrindinėje sekos fazėje truks maždaug 10 milijardų metų. Tiek užtruks, kol mūsų gimtoji žvaigždė išnaudos visas vandenilio atsargas. Kalbant apie masyvias žvaigždes, jų evoliucija vyksta greičiau. Išskirdama daugiau energijos, masyvi žvaigždė pagrindinės sekos fazėje išlieka tik 10-20 milijonų metų.
Mažiau masyvios žvaigždės naktiniame danguje dega daug ilgiau. Taigi žvaigždė, kurios masė yra 0,25 M, išliks pagrindinės sekos fazėje dešimtis milijardų metų.
Hertzsprung-Russell diagrama, įvertinanti ryšį tarp žvaigždžių spektro ir jų šviesumo. Diagramos taškai yra žinomų žvaigždžių vietos. Rodyklės rodo žvaigždžių poslinkį iš pagrindinės sekos į milžiniškos ir baltosios nykštukės fazes.
Norėdami įsivaizduoti žvaigždžių evoliuciją, tiesiog pažiūrėkite į diagramą, apibūdinančią dangaus kūno kelią pagrindinėje sekoje. Viršutinė grafiko dalis atrodo mažiau prisotinta objektų, nes čia sutelktos didžiulės žvaigždės. Ši vieta paaiškinama trumpu jų gyvavimo ciklu. Kai kurios iš šiandien žinomų žvaigždžių turi 70M masę. Objektai, kurių masė viršija viršutinę 100M ribą, gali visai nesusiformuoti.
Dangaus kūnai, kurių masė mažesnė nei 0,08 M, neturi galimybės įveikti kritinės masės, reikalingos termobranduolinės sintezės pradžiai, ir išlikti šalti visą savo gyvenimą. Mažiausios protožvaigždės žlunga ir suformuoja į planetą panašius nykštukus.
Į planetą panaši ruda nykštukė, palyginti su įprasta žvaigžde (mūsų Saule) ir Jupiterio planeta
Sekos apačioje yra sutelkti objektai, kuriuose dominuoja žvaigždės, kurių masė lygi mūsų Saulės masei ir šiek tiek didesnė. Įsivaizduojama riba tarp pagrindinės sekos viršutinės ir apatinės dalių yra objektai, kurių masė – 1,5 M.
Vėlesni žvaigždžių evoliucijos etapai
Kiekvieną iš žvaigždės būsenos raidos variantų lemia jos masė ir laikas, per kurį įvyksta žvaigždžių materijos transformacija. Tačiau Visata yra daugialypis ir sudėtingas mechanizmas, todėl žvaigždžių evoliucija gali vykti kitais keliais.
Keliaudama pagrindine seka žvaigždė, kurios masė maždaug lygi Saulės masei, turi tris pagrindinius maršruto variantus:
- ramiai gyvenk savo gyvenimą ir ramiai ilsėkis didžiulėse Visatos platybėse;
- įeikite į raudonojo milžino fazę ir lėtai sensta;
- patenka į baltųjų nykštukų kategoriją, sprogsta kaip supernova ir virsta neutronine žvaigžde.
Galimi protožvaigždžių evoliucijos variantai priklausomai nuo laiko, objektų cheminės sudėties ir jų masės
Po pagrindinės sekos prasideda milžiniška fazė. Iki to laiko vandenilio atsargos žvaigždės žarnyne yra visiškai išnaudotos, centrinė objekto sritis yra helio šerdis, o termobranduolinės reakcijos pasislenka į objekto paviršių. Termobranduolinės sintezės įtakoje apvalkalas plečiasi, tačiau helio šerdies masė didėja. Paprasta žvaigždė virsta raudonu milžinu.
Milžiniška fazė ir jos ypatybės
Mažos masės žvaigždėse branduolio tankis tampa milžiniškas, paversdamas žvaigždžių medžiagą išsigimusiomis reliatyvistinėmis dujomis. Jei žvaigždės masė yra šiek tiek didesnė nei 0,26 M, slėgio ir temperatūros padidėjimas lemia helio sintezės pradžią, apimančią visą centrinę objekto sritį. Nuo šio momento žvaigždės temperatūra sparčiai kyla. Pagrindinis proceso bruožas yra tas, kad išsigimusios dujos neturi galimybės plėstis. Esant aukštai temperatūrai, tik didėja helio dalijimosi greitis, kurį lydi sprogstama reakcija. Tokiais momentais galime stebėti helio blyksnį. Objekto ryškumas padidėja šimtus kartų, tačiau žvaigždės agonija tęsiasi. Žvaigždė pereina į naują būseną, kai visi termodinaminiai procesai vyksta helio šerdyje ir išsikrovusiame išoriniame apvalkale.
Saulės tipo pagrindinės sekos žvaigždės ir raudonojo milžino su izotermine helio šerdimi ir sluoksniuota nukleosintezės zona struktūra
Ši būklė yra laikina ir nėra stabili. Žvaigždžių medžiaga nuolat maišosi, o nemaža jos dalis išmetama į supančią erdvę, sudarydama planetinį ūką. Centre lieka karšta šerdis, vadinama baltąja nykštuke.
Didelės masės žvaigždėms aukščiau išvardyti procesai nėra tokie katastrofiški. Helio degimą pakeičia anglies ir silicio branduolio dalijimosi reakcija. Galų gale žvaigždės šerdis pavirs į žvaigždžių geležį. Milžinišką fazę lemia žvaigždės masė. Kuo didesnė objekto masė, tuo žemesnė temperatūra jo centre. Akivaizdu, kad to nepakanka anglies ir kitų elementų branduolio dalijimosi reakcijai sukelti.
Baltosios nykštukės likimas – neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė
Patekęs į baltosios nykštukės būseną, objektas yra itin nestabilios būsenos. Sustojusios branduolinės reakcijos lemia slėgio kritimą, šerdis pereina į žlugimo būseną. Šiuo atveju išsiskirianti energija išleidžiama geležies skilimui į helio atomus, kurie toliau skyla į protonus ir neutronus. Bėgimo procesas vystosi dideliu greičiu. Žvaigždės žlugimas apibūdina dinamišką skalės segmentą ir trunka sekundės dalį. Branduolinio kuro likučių degimas vyksta sprogstamai, per sekundės dalį išskiriant milžinišką energijos kiekį. To visiškai pakanka, kad susprogdintumėte viršutinius objekto sluoksnius. Paskutinis baltosios nykštuko etapas yra supernovos sprogimas.
Žvaigždės šerdis pradeda griūti (kairėje). Dėl žlugimo susidaro neutroninė žvaigždė ir sukuriamas energijos srautas į išorinius žvaigždės sluoksnius (centrą). Energija, išsiskirianti, kai supernovos sprogimo metu išsilieja išoriniai žvaigždės sluoksniai (dešinėje).
Likęs itin tankus branduolys bus protonų ir elektronų spiečius, kurie, susidūrę vienas su kitu, sudarys neutronus. Visata pasipildė nauju objektu – neutronine žvaigžde. Dėl didelio tankio šerdis išsigimsta, o šerdies žlugimo procesas sustoja. Jei žvaigždės masė būtų pakankamai didelė, griūtis galėtų tęstis tol, kol likusi žvaigždžių medžiaga galiausiai nukristų į objekto centrą ir suformuotų juodąją skylę.
Paskutinės žvaigždžių evoliucijos dalies paaiškinimas
Normalios pusiausvyros žvaigždėms aprašyti evoliucijos procesai mažai tikėtini. Tačiau baltųjų nykštukų ir neutroninių žvaigždžių egzistavimas įrodo realų žvaigždžių medžiagos suspaudimo procesų egzistavimą. Mažas tokių objektų skaičius Visatoje rodo jų egzistavimo laikinumą. Paskutinis žvaigždžių evoliucijos etapas gali būti pavaizduotas kaip nuosekli dviejų tipų grandinė:
- normali žvaigždė - raudonas milžinas - išorinių sluoksnių nusileidimas - baltasis nykštukas;
- masyvi žvaigždė – raudonasis supermilžinas – supernovos sprogimas – neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė – niekis.
Žvaigždžių evoliucijos diagrama. Galimybės tęsti žvaigždžių gyvenimą už pagrindinės sekos ribų.
Gana sunku paaiškinti vykstančius procesus moksliniu požiūriu. Branduoliniai mokslininkai sutinka, kad paskutiniame žvaigždžių evoliucijos etape susiduriame su materijos nuovargiu. Dėl ilgalaikio mechaninio ir termodinaminio poveikio medžiaga keičia savo fizines savybes. Žvaigždžių medžiagos, išeikvotos dėl ilgalaikių branduolinių reakcijų, nuovargis gali paaiškinti išsigimusių elektronų dujų atsiradimą, vėlesnį jų neutronizavimą ir anihiliaciją. Jei visi minėti procesai vyksta nuo pradžios iki pabaigos, žvaigždžių medžiaga nustoja būti fizine substancija – žvaigždė išnyksta erdvėje, nieko nepalikdama.
Tarpžvaigždinių burbulų ir dujų bei dulkių debesų, kurie yra žvaigždžių gimtinė, negali papildyti tik išnykusios ir sprogusios žvaigždės. Visata ir galaktikos yra pusiausvyros būsenoje. Masės mažėjimas vyksta nuolat, vienoje dalyje mažėja tarpžvaigždinės erdvės tankis kosmosas. Vadinasi, kitoje Visatos dalyje susidaro sąlygos formuotis naujoms žvaigždėms. Kitaip tariant, schema veikia: jei vienoje vietoje buvo prarastas tam tikras kiekis medžiagos, kitoje Visatos vietoje toks pat kiekis medžiagos atsirado kitokia forma.
Pagaliau
Tyrinėdami žvaigždžių evoliuciją, darome išvadą, kad Visata yra milžiniškas išretėjęs tirpalas, kuriame dalis medžiagos virsta vandenilio molekulėmis, kurios yra žvaigždžių statybinė medžiaga. Kita dalis ištirpsta erdvėje, išnyksta iš materialių pojūčių sferos. Juodoji skylė šia prasme yra visos medžiagos perėjimo į antimateriją vieta. Gana sunku iki galo suvokti to, kas vyksta, prasmę, ypač jei tirdami žvaigždžių evoliuciją remiamės tik branduolio, kvantinės fizikos ir termodinamikos dėsniais. Į šio klausimo tyrimą reikėtų įtraukti santykinės tikimybės teoriją, kuri leidžia iškreipti erdvę, leidžiančią transformuoti vieną energiją į kitą, vieną būseną į kitą.
Įvairių masių žvaigždžių evoliucija
Astronomai negali stebėti vienos žvaigždės gyvavimo nuo pradžios iki pabaigos, nes net trumpiausiai gyvenančios žvaigždės egzistuoja milijonus metų – ilgiau nei visos žmonijos gyvenimas. Žvaigždžių fizinių savybių ir cheminės sudėties pokyčiai laikui bėgant, t.y. Astronomai tiria žvaigždžių evoliuciją, lygindami daugelio žvaigždžių charakteristikas skirtinguose evoliucijos etapuose.
Fiziniai modeliai, jungiantys stebimas žvaigždžių charakteristikas, atsispindi spalvų ir šviesumo diagramoje – Hertzsprung – Russell diagramoje, kurioje žvaigždės sudaro atskiras grupes – sekas: pagrindinė žvaigždžių seka, supermilžinų sekos, šviesūs ir silpni milžinai, submilžinai, subnykštukai ir baltieji nykštukai.
Didžiąją savo gyvenimo dalį bet kuri žvaigždė yra vadinamojoje pagrindinėje spalvų ir šviesumo diagramos sekoje. Visi kiti žvaigždės evoliucijos etapai iki kompaktiško likučio susidarymo trunka ne daugiau kaip 10% šio laiko. Štai kodėl dauguma mūsų galaktikoje stebimų žvaigždžių yra kuklios raudonosios nykštukės, kurių masė yra mažesnė nei Saulė. Pagrindinėje sekoje yra apie 90% visų stebimų žvaigždžių.
Žvaigždės gyvenimo trukmė ir į ką ji virsta pabaigoje gyvenimo kelias, yra visiškai nulemtas jo masės. Žvaigždės, kurių masė didesnė už Saulę, gyvena daug mažiau nei Saulė, o masyviausių žvaigždžių gyvenimo trukmė yra tik milijonai metų. Daugumos žvaigždžių gyvenimo trukmė yra apie 15 milijardų metų. Kai žvaigždė išeikvoja savo energijos šaltinius, ji pradeda vėsti ir trauktis. Galutinis žvaigždžių evoliucijos produktas yra kompaktiški, masyvūs objektai, kurių tankis daug kartų didesnis nei paprastų žvaigždžių.
Žvaigždės skirtingos masės galiausiai patenka į vieną iš trijų būsenų: baltųjų nykštukų, neutroninių žvaigždžių arba juodųjų skylių. Jei žvaigždės masė nedidelė, tai gravitacinės jėgos yra gana silpnos ir žvaigždės suspaudimas (gravitacinis kolapsas) sustoja. Jis pereina į stabilią baltosios nykštukės būseną. Jei masė viršija kritinę vertę, suspaudimas tęsiamas. Esant labai dideliam tankiui, elektronai jungiasi su protonais ir sudaro neutronus. Netrukus beveik visa žvaigždė susideda tik iš neutronų ir turi tokį milžinišką tankį, kad didžiulė žvaigždžių masė susitelkia labai mažame kelių kilometrų spindulio rutulyje ir suspaudimas sustoja – susidaro neutroninė žvaigždė. Jeigu žvaigždės masė tokia didelė, kad net neutroninės žvaigždės susidarymas nesustabdys gravitacinio kolapso, tai paskutinė žvaigždės evoliucijos stadija bus juodoji skylė.
Užima tašką viršutiniame dešiniajame kampe: jis turi didelį šviesumą ir žema temperatūra. Pagrindinė spinduliuotė atsiranda infraraudonųjų spindulių diapazone. Šalto dulkių apvalkalo spinduliuotė pasiekia mus. Evoliucijos proceso metu žvaigždės padėtis diagramoje pasikeis. Vienintelis energijos šaltinis šiame etape yra gravitacinis suspaudimas. Todėl žvaigždė gana greitai juda lygiagrečiai ordinačių ašiai.
Paviršiaus temperatūra nesikeičia, tačiau spindulys ir šviesumas mažėja. Temperatūra žvaigždės centre pakyla, pasiekdama tokią reikšmę, kai reakcijos prasideda nuo šviesos elementų: ličio, berilio, boro, kurie greitai perdega, bet sugeba sulėtinti suspaudimą. Trasa sukasi lygiagrečiai ordinačių ašiai, žvaigždės paviršiaus temperatūra didėja, o šviesumas išlieka beveik pastovus. Galiausiai žvaigždės centre prasideda helio susidarymo iš vandenilio reakcijos (vandenilio degimas). Žvaigždė patenka į pagrindinę seką.
Pradinio etapo trukmę lemia žvaigždės masė. Žvaigždėms, tokioms kaip Saulė, tai yra apie 1 milijonas metų, o žvaigždės, kurios masė yra 10 M☉ apie 1000 kartų mažiau, o žvaigždutei, kurios masė 0,1 M☉ tūkstančius kartų daugiau.
Jaunos mažos masės žvaigždės
Mažos masės žvaigždė evoliucijos pradžioje turi spinduliuojančią šerdį ir konvekcinį apvalkalą (82 pav., I).
Pagrindinėje sekos stadijoje žvaigždė šviečia dėl energijos išsiskyrimo branduolinėse reakcijose, paverčiant vandenilį heliu. Vandenilio tiekimas užtikrina 1 masės žvaigždės šviesumą M☉ maždaug per 10 10 metų. Didesnės masės žvaigždės greičiau sunaudoja vandenilį: pavyzdžiui, žvaigždė, kurios masė yra 10 M☉ sunaudos vandenilį greičiau nei per 107 metus (šviesumas proporcingas ketvirtajai masės laipsniai).
Mažos masės žvaigždės
Degstant vandeniliui, centrinės žvaigždės sritys labai suspaudžiamos.
Didelės masės žvaigždės
Pasiekus pagrindinę seką, didelės masės žvaigždės evoliucija (>1,5 M☉) lemia branduolinio kuro degimo sąlygos žvaigždės žarnyne. Pagrindinėje sekos stadijoje tai yra vandenilio degimas, tačiau skirtingai nuo mažos masės žvaigždžių, šerdyje dominuoja anglies-azoto ciklo reakcijos. Šiame cikle C ir N atomai atlieka katalizatorių vaidmenį. Energijos išsiskyrimo greitis tokio ciklo reakcijose yra proporcingas T 17. Todėl šerdyje susidaro konvekcinė šerdis, kurią supa zona, kurioje energijos perdavimas atliekamas spinduliuote.
Didelės masės žvaigždžių šviesumas yra daug didesnis nei Saulės šviesumas, o vandenilis sunaudojamas daug greičiau. Taip yra ir dėl to, kad temperatūra tokių žvaigždžių centre taip pat daug aukštesnė.
Mažėjant vandenilio daliai konvekcinės šerdies medžiagoje, mažėja energijos išsiskyrimo greitis. Tačiau kadangi išsiskyrimo greitį lemia šviesumas, šerdis pradeda spausti, o energijos išsiskyrimo greitis išlieka pastovus. Tuo pačiu metu žvaigždė plečiasi ir persikelia į raudonųjų milžinų regioną.
Mažos masės žvaigždės
Iki to laiko, kai vandenilis visiškai sudegs, mažos masės žvaigždės centre susidaro maža helio šerdis. Šerdyje medžiagos tankis ir temperatūra pasiekia atitinkamai 10 9 kg/m ir 10 8 K. Vandenilio degimas vyksta šerdies paviršiuje. Kylant temperatūrai šerdyje, didėja vandenilio išdegimo greitis ir didėja šviesumas. Švytinti zona palaipsniui nyksta. O dėl konvekcinių srautų greičio padidėjimo išoriniai žvaigždės sluoksniai išsipučia. Jos dydis ir šviesumas didėja – žvaigždė virsta raudonu milžinu (82 pav., II).
Didelės masės žvaigždės
Kai didelės masės žvaigždės vandenilis visiškai išsenka, šerdyje pradeda vykti triguba helio reakcija ir tuo pačiu deguonies susidarymo reakcija (3He=>C ir C+He=>0). Tuo pačiu metu vandenilis pradeda degti helio šerdies paviršiuje. Pasirodo pirmasis sluoksnio šaltinis.
Helio atsargos išsenka labai greitai, nes aprašytose reakcijose kiekviename elementiniame veiksme išsiskiria palyginti mažai energijos. Paveikslas kartojasi, o žvaigždėje atsiranda du sluoksnių šaltiniai, o šerdyje prasideda reakcija C+C=>Mg.
Evoliucijos kelias pasirodo labai sudėtingas (84 pav.). Hertzsprung-Russell diagramoje žvaigždė juda išilgai milžinų sekos arba (su labai didele mase supermilžinų regione) periodiškai tampa Cefei.
Senos mažos masės žvaigždės
Mažos masės žvaigždei ilgainiui konvekcinio srauto greitis tam tikru lygiu pasiekia antrąjį pabėgimo greitį, apvalkalas nusiima ir žvaigždė virsta balta nykštuke, apsupta planetinio ūko.
Mažos masės žvaigždės evoliucijos pėdsakas Hertzsprung-Russell diagramoje parodytas 83 paveiksle.
Didelės masės žvaigždžių mirtis
Evoliucijos pabaigoje didelės masės žvaigždė turi labai sudėtingą struktūrą. Kiekvienas sluoksnis turi savo cheminę sudėtį, branduolinės reakcijos vyksta keliuose sluoksnių šaltiniuose, o centre susidaro geležinė šerdis (85 pav.).
Branduolinės reakcijos su geležimi nevyksta, nes joms reikia išleisti (o ne išleisti) energiją. Todėl geležies šerdis greitai susitraukia, temperatūra ir tankis joje didėja ir pasiekia fantastines vertes - 10 9 K temperatūrą ir 10 9 kg/m 3 slėgį. Medžiaga iš svetainės
Šiuo metu branduolyje prasideda du svarbūs procesai, vykstantys vienu metu ir labai greitai (matyt, per kelias minutes). Pirmasis yra tas, kad branduolinių susidūrimų metu geležies atomai suyra į 14 helio atomų, antrasis yra tai, kad elektronai „suspaudžiami“ į protonus, sudarydami neutronus. Abu procesai yra susiję su energijos įsisavinimu, o temperatūra šerdyje (taip pat ir slėgis) akimirksniu nukrenta. Išoriniai žvaigždės sluoksniai pradeda kristi link centro.
Išorinių sluoksnių kritimas lemia staigų temperatūros padidėjimą juose. Vandenilis, helis ir anglis pradeda degti. Tai lydi galingas neutronų srautas, kuris ateina iš centrinės šerdies. Kaip rezultatas, galingas branduolinis sprogimas, numetantis išorinius žvaigždės sluoksnius, jau turinčius visus sunkius elementus, iki Kalifornijos. Remiantis šiuolaikinėmis pažiūromis, visi sunkiųjų cheminių elementų (t. y. sunkesnių už helią) atomai Visatoje susidarė būtent pliūpsniais.
Ištirti žvaigždžių evoliuciją neįmanoma stebint tik vieną žvaigždę – daugelis žvaigždžių pokyčių vyksta per lėtai, kad būtų pastebėti net po daugelio šimtmečių. Todėl mokslininkai tiria daugybę žvaigždžių, kurių kiekviena yra tam tikrame savo gyvavimo ciklo etape. Per pastaruosius kelis dešimtmečius astrofizikoje plačiai paplito žvaigždžių struktūros modeliavimas naudojant kompiuterines technologijas.
Enciklopedinis „YouTube“.
1 / 5
✪ Žvaigždės ir žvaigždžių evoliucija (pasakojo astrofizikas Sergejus Popovas)
✪ Žvaigždės ir žvaigždžių evoliucija (pasakojo Sergejus Popovas ir Ilgonis Vilks)
✪ Žvaigždžių evoliucija. Mėlynojo milžino evoliucija per 3 minutes
✪ Surdin V.G. Žvaigždžių evoliucija 1 dalis
✪ S. A. Lamzin – „Žvaigždžių evoliucija“
Subtitrai
Termobranduolinė sintezė žvaigždžių viduje
Jaunos žvaigždės
Žvaigždžių formavimosi procesą galima apibūdinti vieningai, tačiau tolesni žvaigždės evoliucijos etapai beveik visiškai priklauso nuo jos masės ir tik pačioje žvaigždės evoliucijos pabaigoje gali suvaidinti jos cheminė sudėtis.
Jaunos mažos masės žvaigždės
Jaunos mažos masės žvaigždės (iki trijų saulės masių) [ ], kurios artėja prie pagrindinės sekos, yra visiškai konvekcinės – konvekcinis procesas apima visą žvaigždės kūną. Iš esmės tai yra protožvaigždės, kurių centruose branduolinės reakcijos tik prasideda, o visa spinduliuotė daugiausia atsiranda dėl gravitacinio suspaudimo. Kol neatsiranda hidrostatinė pusiausvyra, žvaigždės šviesumas mažėja esant pastoviai efektyviai temperatūrai. Hertzsprung-Russell diagramoje tokios žvaigždės sudaro beveik vertikalią trasą, vadinamą Hayashi takeliu. Suspaudimui lėtėjant, jauna žvaigždė artėja prie pagrindinės sekos. Šio tipo objektai siejami su T Tauri žvaigždėmis.
Šiuo metu žvaigždžių, kurių masė didesnė nei 0,8 Saulės masės, šerdis tampa skaidrus spinduliuotei, o spinduliuotės energijos perdavimas šerdyje tampa vyraujantis, nes konvekcijai vis labiau trukdo didėjantis žvaigždžių medžiagos tankėjimas. Išoriniuose žvaigždės kūno sluoksniuose vyrauja konvekcinis energijos perdavimas.
Tiksliai nežinoma, kokias savybes turi mažesnės masės žvaigždės, kai patenka į pagrindinę seką, nes laikas, kurį šios žvaigždės praleido jaunoje kategorijoje, viršija Visatos amžių [ ] . Visos idėjos apie šių žvaigždžių evoliuciją yra pagrįstos tik skaitiniais skaičiavimais ir matematiniu modeliavimu.
Žvaigždei susitraukiant, pradeda didėti išsigimusių elektronų dujų slėgis, o pasiekus tam tikrą žvaigždės spindulį, suspaudimas sustoja, o tai lemia tolesnį temperatūros kilimą žvaigždės šerdyje, kurį sukelia suspaudimą, o vėliau iki jo sumažėjimo. Žvaigždėms, kurių Saulės masė mažesnė nei 0,0767, taip neįvyksta: branduolinių reakcijų metu išsiskiriančios energijos niekada neužtenka, kad subalansuotų vidinį slėgį ir gravitacinį suspaudimą. Tokios „požvaigždės“ išskiria daugiau energijos, nei pagaminama termobranduolinių reakcijų metu, ir yra priskiriamos vadinamosioms rudosioms nykštukėms. Jų likimas yra nuolatinis suspaudimas, kol išsigimusių dujų slėgis jį sustabdo, o tada laipsniškas atšalimas, kai baigiasi visos prasidėjusios termobranduolinės reakcijos.
Jaunos vidutinės masės žvaigždės
Jaunos vidutinės masės žvaigždės (nuo 2 iki 8 saulės masių) [ ] kokybiškai vystosi lygiai taip pat, kaip ir jų mažesnės seserys ir broliai, išskyrus tai, kad jie neturi konvekcinių zonų iki pagrindinės sekos.
Šio tipo objektai siejami su vadinamaisiais. Ae\Be Herbig žvaigždės su netaisyklingais B-F0 spektrinės klasės kintamaisiais. Juose taip pat eksponuojami diskai ir bipoliniai purkštukai. Medžiagų nutekėjimo iš paviršiaus greitis, šviesumas ir efektyvi temperatūra yra žymiai didesni nei Taurus, todėl jie efektyviai šildo ir išsklaido protožvaigždinio debesies likučius.
Jaunos žvaigždės, kurių masė didesnė nei 8 Saulės masės
Tokios masės žvaigždės jau turi normalių žvaigždžių charakteristikas, nes jos perėjo visas tarpines stadijas ir sugebėjo pasiekti tokį branduolinių reakcijų greitį, kuris kompensavo spinduliuotės prarastą energiją, o masė kaupėsi, kad būtų pasiekta hidrostatinė šerdies pusiausvyra. Šioms žvaigždėms masės ir šviesumo nutekėjimas yra toks didelis, kad jos ne tik sustabdo išorinių molekulinio debesies sričių, kurios dar netapo žvaigždės dalimi, gravitacinį griūtį, bet, priešingai, jas išsklaido. Taigi gautos žvaigždės masė yra pastebimai mažesnė už protožvaigždinio debesies masę. Greičiausiai tai paaiškina, kad mūsų galaktikoje nėra žvaigždžių, kurių masė didesnė nei apie 300 Saulės masių.
Žvaigždės gyvenimo ciklas vidurio
Žvaigždės būna įvairių spalvų ir dydžių. Pagal spektrinį tipą jie svyruoja nuo karštai mėlynos iki šaltai raudonos, o pagal masę – nuo 0,0767 iki maždaug 300 Saulės masių, remiantis naujausiais skaičiavimais. 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 cheminę sudėtį ir masę. Natūralu, kad mes nekalbame 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.
Termobranduolinis materijos „deginimas“, atnaujintas naujame lygyje, sukelia siaubingą žvaigždės išsiplėtimą. Žvaigždė „išsipučia“, tampa labai „laisva“, o 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.
Paskutiniai žvaigždžių evoliucijos etapai
Senos mažos masės žvaigždės
Šiuo metu tiksliai nežinoma, kas nutinka šviesioms žvaigždėms, kai jų šerdyje išsenka vandenilio atsargos. Kadangi Visatos amžius yra 13,7 milijardo metų, to nepakanka, kad vandenilio kuro atsargos tokiose žvaigždėse būtų išeikvotos, šiuolaikinės teorijos yra pagrįsti kompiuteriniu tokiose žvaigždėse vykstančių procesų modeliavimu.
Kai kurios žvaigždės gali sintetinti helią tik tam tikrose aktyviose zonose, sukeldamos nestabilumą ir stiprius žvaigždžių vėjus. Šiuo atveju planetinis ūkas nesusiformuoja, o žvaigždė tik išgaruoja, tapdama dar mažesnė už rudąją nykštukę [ ] .
Žvaigždė, kurios masė mažesnė nei 0,5 saulės, negali paversti helio net po to, kai jos šerdyje sustoja reakcijos, kuriose dalyvauja vandenilis - tokios žvaigždės masė yra per maža, kad suteiktų naują gravitacinio suspaudimo fazę iki tokio laipsnio, kad pakaktų „užsidegti“. helis. Tokios žvaigždės yra raudonosios nykštukės, tokios kaip Proxima Centauri, kurių buvimo laikas pagrindinėje sekoje svyruoja 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
Pasiekus vidutinio dydžio žvaigždė (nuo 0,4 iki 3,4 saulės masės) [ ] raudonosios milžiniškos fazės, jos šerdyje baigiasi vandenilis ir prasideda anglies sintezės iš helio reakcijos. Tai procesas vyksta aukštesnėje temperatūroje ir todėl energijos srautas iš šerdies didėja ir dėl to 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 išsiskyrimo pokyčius. Energijos išeiga pasislenka žemo dažnio spinduliuotės link. Visa tai lydi didėjantis masės praradimas dėl stipraus žvaigždžių vėjo ir intensyvaus pulsavimo. Šios fazės žvaigždės vadinamos „vėlyvo tipo žvaigždėmis“ (taip pat „išėjusiomis žvaigždėmis“), OH -IR žvaigždės arba pasaulinės žvaigždės, priklausomai nuo jų tikslios specifikacijos. Išmestose dujose yra gana daug sunkiųjų elementų, susidarančių žvaigždės viduje, tokių kaip deguonis ir anglis. Dujos sudaro besiplečiantį apvalkalą ir, toldamos nuo žvaigždės, atvėsta galimas išsilavinimas dulkių dalelės ir molekulės. Esant stipriai infraraudonajai spinduliuotei iš šaltinio žvaigždės, idealios sąlygos suaktyvinti kosminius mazerius.
Helio termobranduolinės degimo reakcijos yra labai jautrios temperatūrai. Kartais tai sukelia didelį nestabilumą. Atsiranda stiprios pulsacijos, kurios dėl to išoriniams sluoksniams suteikia pakankamą pagreitį, kad jie būtų išmesti ir virstų planetiniu ūku. Tokio ūko centre lieka plikas žvaigždės šerdis, kurioje termobranduolinės reakcijos sustoja, o vėsdamas virsta helio baltąja nykštuke, kurios masė dažniausiai siekia iki 0,5-0,6 Saulės masės ir skersmuo. Žemės skersmens tvarka.
Didžioji dauguma žvaigždžių, įskaitant Saulę, užbaigia 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 nematoma juoda nykštuke.
Žvaigždėse, masyvesnėse už Saulę, išsigimusių elektronų slėgis negali sustabdyti tolesnio šerdies suspaudimo, o elektronai pradeda „spausti“ į atomo branduolius, kurie protonus paverčia neutronais, tarp kurių nėra elektrostatinės atstūmimo jėgų. Ši materijos neutronizacija lemia tai, kad žvaigždės, kuri dabar iš tikrųjų yra vienas didžiulis atomo branduolys, dydis matuojamas keliais kilometrais, o tankis yra 100 milijonų kartų didesnis nei vandens tankis. Toks objektas vadinamas neutronine žvaigžde; jos pusiausvyrą palaiko išsigimusios neutroninės medžiagos slėgis.
Supermasyvios žvaigždės
Žvaigždei, kurios masė didesnė nei penkios Saulės masės, patekus į raudonąją supermilžinę stadiją, jos branduolys, veikiamas gravitacijos, pradeda trauktis. Vykstant suspaudimui, temperatūra ir tankis didėja, prasideda nauja termobranduolinių reakcijų seka. Tokiose reakcijose sintetinami vis sunkesni elementai: helis, anglis, deguonis, silicis ir geležis, kuri laikinai sulaiko šerdies žlugimą.
Dėl to, formuojantis vis sunkesniems periodinės lentelės elementams, geležis-56 sintetinama iš silicio. Šiame etape tolesnė egzoterminė termobranduolinė sintezė tampa neįmanoma, nes geležies-56 branduolio masės defektas yra didžiausias, o sunkesnių branduolių susidarymas išsiskiriant energijai yra neįmanomas. Todėl, kai žvaigždės geležinis šerdis pasiekia tam tikrą dydį, slėgis joje nebegali atlaikyti viršutinių žvaigždės sluoksnių svorio, o jos medžiagai neutronizavus įvyksta iš karto šerdies kolapsas.
Kas bus toliau, dar nėra visiškai aišku, bet bet kuriuo atveju per kelias sekundes vykstantys procesai sukelia neįtikėtinos galios supernovos sprogimą.
Stiprūs neutrinų purkštukai ir besisukantis magnetinis laukas išstumia didžiąją dalį žvaigždės sukauptos medžiagos. [ ] – vadinamieji sėdimoji elementai, įskaitant geležinius ir žiebtuvėlius. Sprogstančią medžiagą bombarduoja iš žvaigždės šerdies išbėgantys neutronai, juos sugaudami ir taip sukurdami elementų, sunkesnių už geležį, įskaitant radioaktyviuosius, rinkinį iki urano (o gal net kalifornio). Taigi supernovos sprogimai paaiškina sunkesnių už geležį elementų buvimą tarpžvaigždinėje medžiagoje, tačiau tai nėra vienintelis galimas būdas jų susidarymą, kurį, pavyzdžiui, demonstruoja technecio žvaigždės.
sprogimo banga Ir neutrinų srovės neša materiją nuo mirštančios žvaigždės [ ] į tarpžvaigždinę erdvę. Vėliau ši supernovos medžiaga, vėsdama ir judėdama erdvėje, gali susidurti su kitu kosminiu „išgelbėjimu“ ir, galbūt, dalyvauti formuojant naujas žvaigždes, planetas ar palydovus.
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 itin mažos – ne didesnės nei didelio miesto dydžio – ir jų tankis yra neįsivaizduojamai didelis. Mažėjant žvaigždės dydžiui (dėl kampinio impulso išsaugojimo) jų orbitos periodas tampa itin trumpas. Kai kurios neutroninės žvaigždės sukasi 600 kartų 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 žvaigždės, perėjusios supernovos sprogimo fazę, tampa neutroninėmis žvaigždėmis. Jei žvaigždės masė yra pakankamai didelė, tada tokios 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,
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 šaltinis saulės energija yra nuolatinis meteoroidų kritimas ant jo paviršiaus, kiti ieškojo šaltinio nuolatinio Saulės suspaudimo metu. 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 termobranduolinės sintezės reakcijos, vykstančios žvaigždžių gelmėse esant labai aukštai ten vyraujančiai temperatūrai (maždaug dešimties 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!) jėgų įtakoje universali gravitacija iš šio debesies susidaro 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 išsiskiria nemaža dalis potencinė energija spinduliavo į supančią 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. Turime omenyje labai įdomios žvaigždės T tipo Tauri, dažniausiai panirę 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 astronomų nuostaba buvo didelė, kai, tyrinėjant dangų 18 cm bangos ilgio, atitinkančio OH radijo liniją, šviesus, itin kompaktiškas (t.y. kampiniai matmenys) 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 bent jau trys „paslapties“ 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 didelis kiekis 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. Paveikslėlis pasirodo taip: maždaug 1,5 sekundės dydžio srityje skirtingu greičiu juda 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 "siurbimui" tarnauja gana galingas 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. toliau), paskatino kurti ir įgyvendinti projektus, skirtus Žemėje gaminti branduolinį „kurą“, kuris ateityje turėtų išspręsti visas mūsų energetines 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. Atsižvelgdami į santykinai mažą debesų dydį, netyčia darome išvadą, kad jie labiau 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. Kalbame 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
