Berita bintang
Kelahiran dan evolusi bintang: kilang gergasi Alam Semesta. Evolusi bintang
Alam Semesta ialah makrokosmos yang sentiasa berubah, di mana setiap objek, bahan atau jirim berada dalam keadaan berubah dan berubah. Proses ini berlangsung selama berbilion tahun. Berbanding dengan tempoh kehidupan manusia tempoh masa yang tidak dapat difahami ini adalah sangat besar. Pada skala kosmik, perubahan ini agak sekejap. Bintang-bintang yang kini kita lihat di langit malam adalah sama beribu-ribu tahun dahulu, apabila firaun Mesir dapat melihatnya, tetapi sebenarnya, selama ini perubahan ciri-ciri fizikal benda-benda angkasa tidak berhenti seketika. Bintang dilahirkan, hidup dan sudah tentu umur - evolusi bintang berjalan seperti biasa.
Kedudukan bintang-bintang buruj Ursa Major dalam tempoh sejarah yang berbeza dalam selang 100,000 tahun yang lalu - masa kita dan selepas 100 ribu tahun
Tafsiran evolusi bintang dari sudut pandangan orang biasa
Bagi orang biasa, ruang kelihatan seperti dunia yang tenang dan sunyi. Sebenarnya, Alam Semesta adalah makmal fizikal gergasi di mana transformasi besar sedang berlaku, di mana komposisi kimia, ciri fizikal dan struktur bintang berubah. Kehidupan bintang kekal selagi ia bersinar dan mengeluarkan haba. Walau bagaimanapun, keadaan cemerlang itu tidak kekal selama-lamanya. Kelahiran yang cerah diikuti dengan tempoh kematangan bintang, yang pasti berakhir dengan penuaan badan angkasa dan kematiannya.
Pembentukan protostar daripada awan gas dan debu 5-7 bilion tahun dahulu
Semua maklumat kami tentang bintang hari ini sesuai dalam rangka kerja sains. Termodinamik memberi kita penjelasan tentang proses keseimbangan hidrostatik dan terma di mana jirim bintang berada. Fizik nuklear dan kuantum memberikan pandangan tentang proses yang kompleks pelakuran nuklear, berkat wujudnya bintang, memancarkan haba dan memberi cahaya kepada ruang sekeliling. Pada kelahiran bintang, keseimbangan hidrostatik dan terma terbentuk, dikekalkan oleh sumber tenaganya sendiri. Pada penghujung kerjaya cemerlang yang cemerlang, keseimbangan ini terganggu. Satu siri proses yang tidak dapat dipulihkan bermula, akibatnya adalah pemusnahan bintang atau keruntuhan - satu proses besar serta-merta dan kematian yang cemerlang badan syurga.
Letupan supernova adalah akhir yang cerah kepada kehidupan bintang yang dilahirkan pada tahun-tahun awal Alam Semesta.
Perubahan dalam ciri fizikal bintang adalah disebabkan oleh jisimnya. Kadar evolusi objek dipengaruhi oleh komposisi kimianya dan, sedikit sebanyak, oleh parameter astrofizik sedia ada - kelajuan putaran dan keadaan. medan magnet. Tidak mungkin untuk bercakap dengan tepat tentang bagaimana segala-galanya sebenarnya berlaku kerana tempoh proses yang sangat besar yang diterangkan. Kadar evolusi dan peringkat transformasi bergantung pada masa kelahiran bintang dan lokasinya di Alam Semesta pada masa kelahiran.
Evolusi bintang dari sudut saintifik
Mana-mana bintang dilahirkan daripada segumpal gas antara bintang yang sejuk, yang, di bawah pengaruh daya graviti luaran dan dalaman, dimampatkan kepada keadaan bola gas. Proses pemampatan bahan gas tidak berhenti seketika, disertai dengan pelepasan tenaga haba yang besar. Suhu pembentukan baru meningkat sehingga pelakuran termonuklear bermula. Mulai saat ini, mampatan jirim bintang berhenti, dan keseimbangan dicapai antara keadaan hidrostatik dan terma objek. Alam Semesta telah diisi semula dengan bintang penuh baharu.
Bahan api bintang utama ialah atom hidrogen hasil daripada tindak balas termonuklear yang dilancarkan.
Dalam evolusi bintang, sumber tenaga haba mereka adalah penting. Tenaga sinaran dan haba yang keluar ke angkasa lepas dari permukaan bintang diisi semula dengan menyejukkan lapisan dalam badan angkasa. Termo yang sentiasa bocor tindak balas nuklear dan mampatan graviti dalam perut bintang menggantikan kehilangan itu. Selagi terdapat bahan api nuklear yang mencukupi di dalam perut bintang, bintang itu bersinar dengan cahaya terang dan mengeluarkan haba. Sebaik sahaja proses pelakuran termonuklear menjadi perlahan atau berhenti sepenuhnya, mekanisme pemampatan dalaman bintang diaktifkan untuk mengekalkan keseimbangan terma dan termodinamik. Pada peringkat ini, objek sudah memancarkan tenaga haba, yang hanya kelihatan dalam julat inframerah.
Berdasarkan proses yang diterangkan, kita boleh membuat kesimpulan bahawa evolusi bintang mewakili perubahan yang konsisten dalam sumber tenaga bintang. Dalam astrofizik moden, proses transformasi bintang boleh diatur mengikut tiga skala:
- garis masa nuklear;
- tempoh haba kehidupan bintang;
- segmen dinamik (akhir) kehidupan peneraju.
Dalam setiap kes khas Proses yang menentukan umur bintang, ciri fizikalnya dan jenis kematian objek dipertimbangkan. Garis masa nuklear adalah menarik selagi objek dikuasakan oleh sumber habanya sendiri dan mengeluarkan tenaga yang merupakan hasil tindak balas nuklear. Tempoh peringkat ini dianggarkan dengan menentukan jumlah hidrogen yang akan ditukar kepada helium semasa pelakuran termonuklear. Semakin besar jisim bintang, semakin besar keamatan tindak balas nuklear dan, oleh itu, semakin tinggi kecerahan objek.
Saiz dan jisim pelbagai bintang, daripada gergasi super hingga kerdil merah
Skala masa terma mentakrifkan peringkat evolusi di mana bintang menghabiskan semua tenaga habanya. Proses ini bermula dari saat rizab hidrogen yang terakhir digunakan dan tindak balas nuklear berhenti. Untuk mengekalkan keseimbangan objek, proses pemampatan dimulakan. Jirim bintang jatuh ke arah pusat. Dalam kes ini, tenaga kinetik ditukar kepada tenaga haba, yang dibelanjakan untuk mengekalkan keseimbangan suhu yang diperlukan di dalam bintang. Sebahagian daripada tenaga terlepas ke angkasa lepas.
Memandangkan fakta bahawa kilauan bintang ditentukan oleh jisimnya, pada saat pemampatan objek, kecerahannya di angkasa tidak berubah.
Bintang dalam perjalanan ke jujukan utama
Pembentukan bintang berlaku mengikut skala masa yang dinamik. Gas bintang jatuh bebas ke dalam ke arah tengah, meningkatkan ketumpatan dan tekanan dalam perut objek masa depan. Semakin tinggi ketumpatan di tengah bola gas, semakin tinggi suhu di dalam objek. Mulai saat ini, haba menjadi tenaga utama badan angkasa. Bagaimana ketumpatan yang lebih tinggi dan semakin tinggi suhu, semakin besar tekanan dalam usus bintang masa depan. Kejatuhan bebas molekul dan atom berhenti, dan proses pemampatan gas bintang berhenti. Keadaan objek ini biasanya dipanggil protostar. Objeknya ialah 90% molekul hidrogen. Apabila suhu mencapai 1800K, hidrogen masuk ke dalam keadaan atom. Semasa proses pereputan, tenaga digunakan, dan peningkatan suhu menjadi perlahan.
Alam Semesta adalah 75% terdiri daripada hidrogen molekul, yang semasa pembentukan protostar bertukar menjadi hidrogen atom - bahan api nuklear bintang
Dalam keadaan ini, tekanan di dalam bola gas berkurangan, dengan itu memberi kebebasan kepada daya mampatan. Urutan ini diulang setiap kali semua hidrogen diionkan dahulu, dan kemudian helium diionkan. Pada suhu 10⁵ K, gas terion sepenuhnya, mampatan bintang berhenti, dan keseimbangan hidrostatik objek timbul. Evolusi selanjutnya bintang akan berlaku mengikut skala masa terma, jauh lebih perlahan dan lebih konsisten.
Jejari protostar telah berkurangan daripada 100 AU sejak permulaan pembentukan. sehingga ¼ a.u. Objek itu berada di tengah-tengah awan gas. Hasil daripada pertambahan zarah dari kawasan luar awan gas bintang, jisim bintang akan sentiasa meningkat. Akibatnya, suhu di dalam objek akan meningkat, mengiringi proses perolakan - pemindahan tenaga dari lapisan dalam bintang ke pinggir luarnya. Selepas itu, dengan peningkatan suhu di bahagian dalam badan angkasa, perolakan digantikan dengan pemindahan sinaran, bergerak ke arah permukaan bintang. Pada masa ini, kilauan objek meningkat dengan cepat, dan suhu lapisan permukaan bola bintang juga meningkat.
Proses perolakan dan pemindahan sinaran dalam bintang yang baru terbentuk sebelum bermulanya tindak balas pelakuran termonuklear
Sebagai contoh, untuk bintang dengan jisim yang sama dengan jisim Matahari kita, pemampatan awan protostellar berlaku dalam beberapa ratus tahun sahaja. Bagi peringkat akhir pembentukan objek, pemeluwapan bahan bintang telah meregang selama berjuta-juta tahun. Matahari bergerak ke arah jujukan utama dengan agak pantas, dan perjalanan ini akan mengambil masa ratusan juta atau berbilion tahun. Dengan kata lain, semakin besar jisim bintang, semakin lama tempoh masa yang dihabiskan untuk pembentukan bintang penuh. Bintang dengan jisim 15M akan bergerak di sepanjang laluan ke jujukan utama untuk lebih lama - kira-kira 60 ribu tahun.
Fasa urutan utama
Walaupun fakta bahawa beberapa tindak balas pelakuran termonuklear bermula pada suhu yang lebih rendah, fasa utama pembakaran hidrogen bermula pada suhu 4 juta darjah. Dari saat ini fasa urutan utama bermula. Satu bentuk baharu pembiakan tenaga bintang mula dimainkan - nuklear. Tenaga kinetik yang dibebaskan semasa pemampatan objek memudar ke latar belakang. Baki yang dicapai memastikan panjang dan hidup tenang bintang dalam fasa awal jujukan utama.
Pembelahan dan pereputan atom hidrogen semasa tindak balas termonuklear yang berlaku di bahagian dalam bintang
Mulai saat ini, pemerhatian kehidupan bintang jelas terikat pada fasa jujukan utama, yang merupakan bahagian penting dalam evolusi benda angkasa. Pada peringkat ini, satu-satunya sumber tenaga bintang adalah hasil daripada pembakaran hidrogen. Objek berada dalam keadaan keseimbangan. Apabila bahan api nuklear digunakan, hanya komposisi kimia objek berubah. Pengekalan Matahari dalam fasa jujukan utama akan berlangsung kira-kira 10 bilion tahun. Ini adalah tempoh masa yang diperlukan untuk bintang asli kita menggunakan keseluruhan bekalan hidrogennya. Bagi bintang besar, evolusi mereka berlaku lebih cepat. Dengan memancarkan lebih banyak tenaga, bintang besar kekal dalam fasa jujukan utama selama 10-20 juta tahun sahaja.
Bintang yang kurang besar terbakar di langit malam lebih lama. Oleh itu, bintang dengan jisim 0.25 M akan kekal dalam fasa jujukan utama selama berpuluh-puluh bilion tahun.
Gambar rajah Hertzsprung–Russell menilai hubungan antara spektrum bintang dan kecerahannya. Titik pada rajah ialah lokasi bintang yang diketahui. Anak panah menunjukkan anjakan bintang dari jujukan utama ke dalam fasa kerdil gergasi dan putih.
Untuk membayangkan evolusi bintang, lihat sahaja gambar rajah yang mencirikan laluan jasad angkasa dalam jujukan utama. Bahagian atas graf kelihatan kurang tepu dengan objek, kerana di sinilah bintang besar tertumpu. Lokasi ini dijelaskan oleh kitaran hayat mereka yang pendek. Daripada bintang yang diketahui hari ini, ada yang mempunyai jisim 70M. Objek yang jisimnya melebihi had atas 100M mungkin tidak terbentuk sama sekali.
Badan syurga yang jisimnya kurang daripada 0.08 M tidak berpeluang mengatasi jisim kritikal yang diperlukan untuk permulaan pelakuran termonuklear dan kekal sejuk sepanjang hayat mereka. Protostar terkecil runtuh dan membentuk kerdil seperti planet.
Kerdil perang seperti planet berbanding bintang biasa (Matahari kita) dan planet Musytari
Di bahagian bawah jujukan adalah objek tertumpu yang dikuasai oleh bintang dengan jisim yang sama dengan jisim Matahari kita dan lebih sedikit. Sempadan khayalan antara bahagian atas dan bawah jujukan utama ialah objek yang berjisim – 1.5M.
Peringkat seterusnya evolusi bintang
Setiap pilihan untuk perkembangan keadaan bintang ditentukan oleh jisimnya dan tempoh masa di mana transformasi jirim bintang berlaku. Walau bagaimanapun, Alam Semesta adalah mekanisme yang pelbagai dan kompleks, jadi evolusi bintang boleh mengikuti laluan lain.
Apabila mengembara di sepanjang jujukan utama, bintang dengan jisim lebih kurang sama dengan jisim Matahari mempunyai tiga pilihan laluan utama:
- jalani hidup anda dengan tenang dan berehat dengan aman di hamparan Alam Semesta yang luas;
- memasuki fasa gergasi merah dan perlahan-lahan usia;
- menjadi kerdil putih, meletup sebagai supernova, dan menjadi bintang neutron.
Pilihan yang mungkin untuk evolusi protostar bergantung pada masa, komposisi kimia objek dan jisimnya
Selepas urutan utama, fasa gergasi bermula. Pada masa ini, rizab hidrogen dalam perut bintang telah habis sepenuhnya, kawasan tengah objek adalah teras helium, dan tindak balas termonuklear dialihkan ke permukaan objek. Di bawah pengaruh gabungan termonuklear, cangkang mengembang, tetapi jisim teras helium meningkat. Bintang biasa bertukar menjadi gergasi merah.
Fasa gergasi dan ciri-cirinya
Dalam bintang dengan jisim rendah, ketumpatan teras menjadi sangat besar, mengubah jirim bintang menjadi gas relativistik yang merosot. Jika jisim bintang lebih sedikit daripada 0.26 M, peningkatan tekanan dan suhu membawa kepada permulaan sintesis helium, meliputi seluruh kawasan tengah objek. Mulai saat ini, suhu bintang meningkat dengan cepat. Ciri utama proses ini ialah gas yang merosot tidak mempunyai keupayaan untuk mengembang. Di bawah pengaruh suhu tinggi, hanya kadar pembelahan helium meningkat, yang disertai dengan tindak balas letupan. Pada saat-saat seperti itu kita boleh memerhatikan kilat helium. Kecerahan objek meningkat beratus kali ganda, tetapi penderitaan bintang itu berterusan. Bintang beralih kepada keadaan baru, di mana semua proses termodinamik berlaku dalam teras helium dan dalam kulit luar yang dinyahcas.
Struktur bintang jujukan utama jenis suria dan gergasi merah dengan teras helium isoterma dan zon nukleosintesis berlapis
Keadaan ini bersifat sementara dan tidak stabil. Jirim bintang sentiasa bercampur, dan sebahagian besar daripadanya dilontarkan ke ruang sekeliling, membentuk nebula planet. Teras panas kekal di tengah, dipanggil kerdil putih.
Untuk bintang dengan jisim besar, proses yang disenaraikan di atas tidaklah begitu bencana. Pembakaran helium digantikan dengan tindak balas pembelahan nuklear karbon dan silikon. Akhirnya teras bintang akan bertukar menjadi besi bintang. Fasa gergasi ditentukan oleh jisim bintang. Semakin besar jisim objek, semakin rendah suhu di pusatnya. Ini jelas tidak mencukupi untuk mencetuskan tindak balas pembelahan nuklear karbon dan unsur-unsur lain.
Nasib kerdil putih - bintang neutron atau lubang hitam
Apabila berada dalam keadaan kerdil putih, objek berada dalam keadaan yang sangat tidak stabil. Reaksi nuklear yang dihentikan membawa kepada penurunan tekanan, teras masuk ke dalam keadaan runtuh. Tenaga yang dikeluarkan dalam kes ini dibelanjakan untuk pereputan besi menjadi atom helium, yang selanjutnya mereput menjadi proton dan neutron. Proses berjalan berkembang dengan pantas. Runtuhan bintang mencirikan segmen dinamik skala dan mengambil masa sepersekian detik. Pembakaran sisa bahan api nuklear berlaku secara meletup, membebaskan sejumlah besar tenaga dalam sepersekian saat. Ini cukup untuk meletupkan lapisan atas objek. Peringkat akhir kerdil putih ialah letupan supernova.
Teras bintang mula runtuh (kiri). Runtuhan membentuk bintang neutron dan mencipta aliran tenaga ke dalam lapisan luar bintang (tengah). Tenaga yang dibebaskan apabila lapisan luar bintang dibuang semasa letupan supernova (kanan).
Teras superdens yang tinggal akan menjadi gugusan proton dan elektron, yang berlanggar antara satu sama lain untuk membentuk neutron. Alam Semesta telah diisi semula dengan objek baru - bintang neutron. Oleh kerana ketumpatan yang tinggi, teras menjadi merosot, dan proses keruntuhan teras berhenti. Jika jisim bintang itu cukup besar, keruntuhan boleh berterusan sehingga jirim bintang yang tinggal akhirnya jatuh ke tengah objek, membentuk lubang hitam.
Menerangkan bahagian akhir evolusi bintang
Untuk bintang keseimbangan biasa, proses evolusi yang diterangkan tidak mungkin. Walau bagaimanapun, kewujudan kerdil putih dan bintang neutron membuktikan kewujudan sebenar proses pemampatan jirim bintang. Bilangan kecil objek sedemikian di Alam Semesta menunjukkan sementara kewujudan mereka. Peringkat akhir evolusi bintang boleh diwakili sebagai rantaian berurutan dua jenis:
- bintang biasa - gergasi merah - penumpahan lapisan luar - kerdil putih;
- bintang besar – supergergasi merah – letupan supernova – bintang neutron atau lohong hitam – ketiadaan.
Gambar rajah evolusi bintang. Pilihan untuk meneruskan kehidupan bintang di luar jujukan utama.
Agak sukar untuk menerangkan proses yang sedang berjalan dari sudut saintifik. Para saintis nuklear bersetuju bahawa dalam kes peringkat akhir evolusi bintang, kita berhadapan dengan keletihan jirim. Akibat pengaruh mekanikal dan termodinamik yang berpanjangan, jirim mengubah sifat fizikalnya. Keletihan bahan bintang, habis oleh tindak balas nuklear jangka panjang, boleh menerangkan rupa gas elektron yang merosot, neutronisasi dan penghapusan seterusnya. Jika semua proses yang disenaraikan berlaku dari awal hingga akhir, jirim bintang tidak lagi menjadi bahan fizikal - bintang itu hilang di angkasa, tidak meninggalkan apa-apa.
Gelembung antara bintang dan awan gas dan debu, yang merupakan tempat kelahiran bintang, tidak boleh diisi semula hanya dengan bintang yang hilang dan meletup. Alam Semesta dan galaksi berada dalam keadaan keseimbangan. Kehilangan jisim berlaku secara berterusan, ketumpatan ruang antara bintang berkurangan dalam satu bahagian angkasa lepas. Akibatnya, di bahagian lain Alam Semesta, keadaan dicipta untuk pembentukan bintang baru. Dengan kata lain, skema ini berfungsi: jika sejumlah jirim telah hilang di satu tempat, di tempat lain di Alam Semesta jumlah jirim yang sama muncul dalam bentuk yang berbeza.
Kesimpulannya
Dengan mengkaji evolusi bintang, kita sampai pada kesimpulan bahawa Alam Semesta ialah penyelesaian terpencil yang besar di mana sebahagian daripada jirim itu diubah menjadi molekul hidrogen, yang merupakan bahan binaan untuk bintang. Bahagian lain larut dalam ruang, hilang dari sfera sensasi material. Lubang hitam dalam pengertian ini adalah tempat peralihan semua bahan menjadi antimateri. Agak sukar untuk memahami sepenuhnya maksud apa yang sedang berlaku, terutamanya jika, semasa mengkaji evolusi bintang, anda hanya bergantung pada undang-undang nuklear, fizik kuantum dan termodinamik. Kajian isu ini harus merangkumi teori kebarangkalian relatif, yang membolehkan kelengkungan ruang, membenarkan transformasi satu tenaga ke yang lain, satu keadaan ke keadaan yang lain.
Evolusi Bintang Pelbagai Jisim
Ahli astronomi tidak dapat memerhatikan kehidupan satu bintang dari awal hingga akhir, kerana bintang yang paling pendek hidup pun wujud selama berjuta-juta tahun - lebih lama daripada kehidupan semua manusia. Perubahan dalam ciri fizikal dan komposisi kimia bintang dari semasa ke semasa, i.e. Ahli astronomi mengkaji evolusi bintang dengan membandingkan ciri-ciri banyak bintang pada peringkat evolusi yang berbeza.
Corak fizikal yang menghubungkan ciri-ciri bintang yang diperhatikan dicerminkan dalam gambar rajah kecerahan warna - rajah Hertzsprung - Russell, di mana bintang membentuk kumpulan berasingan - jujukan: jujukan utama bintang, jujukan supergergasi, gergasi terang dan samar, subgergasi, kerdil dan kerdil putih.
Untuk sebahagian besar hayatnya, mana-mana bintang berada pada urutan utama yang dipanggil gambar rajah kecerahan warna. Semua peringkat lain evolusi bintang sebelum pembentukan sisa padat mengambil masa tidak lebih daripada 10% daripada masa ini. Inilah sebabnya mengapa kebanyakan bintang yang diperhatikan di Galaxy kita adalah kerdil merah sederhana dengan jisim Matahari atau kurang. Urutan utama mengandungi kira-kira 90% daripada semua bintang yang diperhatikan.
Jangka hayat bintang dan apa yang berubah menjadi pada akhirnya jalan hidup, ditentukan sepenuhnya oleh jisimnya. Bintang dengan jisim lebih besar daripada Matahari hidup lebih kurang daripada Matahari, dan jangka hayat bintang yang paling besar hanya berjuta-juta tahun. Bagi sebahagian besar bintang, hayatnya adalah kira-kira 15 bilion tahun. Selepas bintang menghabiskan sumber tenaganya, ia mula menyejuk dan mengecut. Hasil akhir evolusi bintang ialah objek padat dan besar yang ketumpatannya berkali ganda lebih besar daripada bintang biasa.
Bintang berat yang berbeza akhirnya sampai ke salah satu daripada tiga keadaan: kerdil putih, bintang neutron atau lubang hitam. Jika jisim bintang itu kecil, maka daya graviti agak lemah dan mampatan bintang (keruntuhan graviti) berhenti. Ia beralih kepada keadaan kerdil putih yang stabil. Jika jisim melebihi nilai kritikal, pemampatan diteruskan. Pada ketumpatan yang sangat tinggi, elektron bergabung dengan proton untuk membentuk neutron. Tidak lama kemudian, hampir keseluruhan bintang hanya terdiri daripada neutron dan mempunyai ketumpatan yang sangat besar sehinggakan jisim bintang yang besar tertumpu dalam bola yang sangat kecil dengan jejari beberapa kilometer dan mampatan berhenti - bintang neutron terbentuk. Jika jisim bintang itu sangat besar sehinggakan pembentukan bintang neutron tidak akan menghentikan keruntuhan graviti, maka peringkat akhir evolusi bintang itu akan menjadi lubang hitam.
Menduduki satu titik di sudut kanan atas: ia mempunyai kecerahan tinggi dan suhu rendah. Sinaran utama berlaku dalam julat inframerah. Sinaran dari kulit debu sejuk sampai kepada kita. Semasa proses evolusi, kedudukan bintang pada rajah akan berubah. Satu-satunya sumber tenaga pada peringkat ini ialah mampatan graviti. Oleh itu, bintang bergerak agak pantas selari dengan paksi ordinat.
Suhu permukaan tidak berubah, tetapi jejari dan kilauan berkurangan. Suhu di tengah bintang meningkat, mencapai nilai di mana tindak balas bermula dengan unsur cahaya: litium, berilium, boron, yang cepat terbakar, tetapi berjaya memperlahankan pemampatan. Trek berputar selari dengan paksi ordinat, suhu pada permukaan bintang meningkat, dan kilauan kekal hampir malar. Akhirnya, di tengah-tengah bintang, tindak balas pembentukan helium daripada hidrogen (pembakaran hidrogen) bermula. Bintang memasuki urutan utama.
Tempoh peringkat awal ditentukan oleh jisim bintang. Untuk bintang seperti Matahari, ia adalah kira-kira 1 juta tahun, untuk bintang dengan jisim 10 M☉ kira-kira 1000 kali lebih sedikit, dan untuk bintang dengan jisim 0.1 M☉ beribu kali ganda lebih.
Bintang muda jisim rendah
Pada permulaan evolusi, bintang berjisim rendah mempunyai teras bercahaya dan sampul perolakan (Rajah 82, I).
Pada peringkat jujukan utama, bintang bersinar kerana pembebasan tenaga dalam tindak balas nuklear menukar hidrogen kepada helium. Bekalan hidrogen memastikan kecerahan bintang berjisim 1 M☉ lebih kurang dalam tempoh 10 10 tahun. Bintang berjisim lebih besar menggunakan hidrogen dengan lebih cepat: contohnya, bintang berjisim 10 M☉ akan menggunakan hidrogen dalam masa kurang daripada 10 7 tahun (kecerahan adalah berkadar dengan kuasa jisim keempat).
Bintang berjisim rendah
Apabila hidrogen terbakar, kawasan tengah bintang sangat dimampatkan.
Bintang berjisim tinggi
Selepas mencapai jujukan utama, evolusi bintang berjisim tinggi (>1.5 M☉) ditentukan oleh keadaan pembakaran bahan api nuklear di dalam perut bintang. Pada peringkat jujukan utama, ini adalah pembakaran hidrogen, tetapi tidak seperti bintang berjisim rendah, tindak balas kitaran karbon-nitrogen mendominasi dalam teras. Dalam kitaran ini, atom C dan N memainkan peranan sebagai pemangkin. Kadar pembebasan tenaga dalam tindak balas kitaran sedemikian adalah berkadar dengan T 17. Oleh itu, teras perolakan terbentuk di dalam teras, dikelilingi oleh zon di mana pemindahan tenaga dijalankan oleh sinaran.
Kilauan bintang berjisim besar jauh lebih tinggi daripada kilauan Matahari, dan hidrogen digunakan dengan lebih cepat. Ini juga disebabkan oleh fakta bahawa suhu di pusat bintang tersebut juga jauh lebih tinggi.
Apabila bahagian hidrogen dalam perkara teras perolakan berkurangan, kadar pembebasan tenaga berkurangan. Tetapi oleh kerana kadar pelepasan ditentukan oleh kilauan, teras mula memampat, dan kadar pelepasan tenaga kekal malar. Pada masa yang sama, bintang mengembang dan bergerak ke kawasan gergasi merah.
Bintang berjisim rendah
Pada masa hidrogen terbakar sepenuhnya, teras helium kecil terbentuk di tengah bintang berjisim rendah. Dalam teras, ketumpatan jirim dan suhu mencapai nilai masing-masing 10 9 kg/m dan 10 8 K. Pembakaran hidrogen berlaku pada permukaan teras. Apabila suhu dalam teras meningkat, kadar pembakaran hidrogen meningkat dan kilauan meningkat. Zon bercahaya secara beransur-ansur hilang. Dan disebabkan peningkatan dalam kelajuan aliran perolakan, lapisan luar bintang mengembang. Saiz dan kilauannya meningkat - bintang bertukar menjadi gergasi merah (Rajah 82, II).
Bintang berjisim tinggi
Apabila hidrogen dalam bintang berjisim besar habis sepenuhnya, tindak balas helium tiga kali ganda mula berlaku dalam teras dan pada masa yang sama tindak balas pembentukan oksigen (3He=>C dan C+He=>0). Pada masa yang sama, hidrogen mula terbakar pada permukaan teras helium. Sumber lapisan pertama muncul.
Bekalan helium sangat cepat habis, kerana dalam tindak balas yang diterangkan, tenaga yang agak sedikit dibebaskan dalam setiap tindakan asas. Gambar itu berulang, dan dua sumber lapisan muncul dalam bintang, dan tindak balas C+C=>Mg bermula di teras.
Landasan evolusi ternyata sangat kompleks (Rajah 84). Pada gambar rajah Hertzsprung-Russell, bintang bergerak di sepanjang jujukan gergasi atau (dengan jisim yang sangat besar di kawasan supergergasi) secara berkala menjadi Cephei.
Bintang berjisim rendah lama
Dalam bintang berjisim rendah, akhirnya, kelajuan aliran perolakan pada tahap tertentu mencapai halaju pelepasan kedua, cangkerang tertanggal, dan bintang itu bertukar menjadi kerdil putih yang dikelilingi oleh nebula planet.
Landasan evolusi bintang berjisim rendah pada rajah Hertzsprung-Russell ditunjukkan dalam Rajah 83.
Kematian bintang berjisim tinggi
Pada akhir evolusinya, bintang berjisim besar mempunyai struktur yang sangat kompleks. Setiap lapisan mempunyai komposisi kimianya sendiri, tindak balas nuklear berlaku dalam beberapa sumber lapisan, dan teras besi terbentuk di tengah (Rajah 85).
Tindak balas nuklear dengan besi tidak berlaku, kerana ia memerlukan perbelanjaan (dan bukan pelepasan) tenaga. Oleh itu, teras besi cepat menguncup, suhu dan ketumpatan di dalamnya meningkat, mencapai nilai hebat - suhu 10 9 K dan tekanan 10 9 kg/m 3. Bahan dari tapak
Pada masa ini, dua proses penting bermula, berlaku dalam nukleus secara serentak dan sangat cepat (nampaknya, dalam beberapa minit). Yang pertama ialah semasa perlanggaran nuklear, atom besi mereput menjadi 14 atom helium, yang kedua ialah elektron "ditekan" menjadi proton, membentuk neutron. Kedua-dua proses dikaitkan dengan penyerapan tenaga, dan suhu dalam teras (juga tekanan) turun serta-merta. Lapisan luar bintang mula jatuh ke arah tengah.
Kejatuhan lapisan luar membawa kepada peningkatan mendadak dalam suhu di dalamnya. Hidrogen, helium, dan karbon mula terbakar. Ini disertai dengan aliran neutron yang kuat yang datang dari teras pusat. Akibatnya, yang berkuasa letupan nuklear, membuang lapisan luar bintang, sudah mengandungi semua unsur berat, sehingga californium. Menurut pandangan moden, semua atom unsur kimia berat (iaitu, lebih berat daripada helium) telah terbentuk di Alam Semesta dengan tepat dalam suar.
Mempelajari evolusi bintang adalah mustahil dengan memerhatikan hanya satu bintang - banyak perubahan dalam bintang berlaku terlalu perlahan untuk disedari walaupun selepas beberapa abad. Oleh itu, saintis mengkaji banyak bintang, setiap satunya berada pada peringkat tertentu dalam kitaran hayatnya. Sejak beberapa dekad yang lalu, pemodelan struktur bintang menggunakan teknologi komputer telah meluas dalam astrofizik.
YouTube ensiklopedia
1 / 5
✪ Bintang dan evolusi bintang (diceritakan oleh ahli astrofizik Sergei Popov)
✪ Bintang dan evolusi bintang (diceritakan oleh Sergey Popov dan Ilgonis Vilks)
✪ Evolusi bintang. Evolusi gergasi biru dalam masa 3 minit
✪ Surdin V.G. Evolusi Stellar Bahagian 1
✪ S. A. Lamzin - “Evolusi Bintang”
Sari kata
Gabungan termonuklear di pedalaman bintang
Bintang muda
Proses pembentukan bintang boleh digambarkan dengan cara yang bersatu, tetapi peringkat seterusnya evolusi bintang bergantung hampir sepenuhnya pada jisimnya, dan hanya pada penghujung evolusi bintang itu komposisi kimianya boleh memainkan peranan.
Bintang muda jisim rendah
Bintang muda jisim rendah (sehingga tiga jisim suria) [ ], yang menghampiri jujukan utama, adalah perolakan sepenuhnya - proses perolakan meliputi seluruh badan bintang. Ini pada dasarnya adalah protostar, di tengah-tengahnya tindak balas nuklear baru bermula, dan semua sinaran berlaku terutamanya disebabkan oleh mampatan graviti. Sehingga keseimbangan hidrostatik diwujudkan, kilauan bintang berkurangan pada suhu berkesan yang tetap. Pada rajah Hertzsprung-Russell, bintang-bintang tersebut membentuk trek hampir menegak yang dipanggil trek Hayashi. Apabila mampatan perlahan, bintang muda menghampiri jujukan utama. Objek jenis ini dikaitkan dengan bintang T Tauri.
Pada masa ini, untuk bintang dengan jisim lebih besar daripada 0.8 jisim suria, teras menjadi telus kepada sinaran, dan pemindahan tenaga sinaran dalam teras menjadi utama, kerana perolakan semakin terhalang oleh peningkatan pemadatan bahan bintang. Di lapisan luar badan bintang, pemindahan tenaga perolakan berlaku.
Tidak diketahui secara pasti apakah ciri-ciri bintang berjisim rendah pada saat mereka memasuki jujukan utama, kerana masa yang dihabiskan bintang-bintang ini dalam kategori muda melebihi umur Alam Semesta [ ] . Semua idea tentang evolusi bintang ini hanya berdasarkan pengiraan berangka dan pemodelan matematik.
Apabila bintang mengecut, tekanan gas elektron yang merosot mula meningkat dan apabila jejari tertentu bintang dicapai, mampatan berhenti, yang membawa kepada terhenti dalam peningkatan selanjutnya dalam suhu dalam teras bintang yang disebabkan oleh pemampatan, dan kemudian kepada penurunannya. Untuk bintang yang lebih kecil daripada 0.0767 jisim suria, ini tidak berlaku: tenaga yang dibebaskan semasa tindak balas nuklear tidak pernah cukup untuk mengimbangi tekanan dalaman dan mampatan graviti. "Bintang bawah" sedemikian mengeluarkan lebih banyak tenaga daripada yang dihasilkan semasa tindak balas termonuklear, dan diklasifikasikan sebagai apa yang dipanggil kerdil coklat. Nasib mereka adalah mampatan berterusan sehingga tekanan gas yang merosot menghentikannya, dan kemudian menyejukkan secara beransur-ansur dengan pemberhentian semua tindak balas termonuklear yang telah bermula.
Bintang jisim pertengahan muda
Bintang muda jisim pertengahan (dari 2 hingga 8 jisim suria) [ ] berkembang secara kualitatif dengan cara yang sama seperti kakak dan abang mereka yang lebih kecil, dengan pengecualian bahawa mereka tidak mempunyai zon perolakan sehingga jujukan utama.
Objek jenis ini dikaitkan dengan apa yang dipanggil. Bintang Ae\Be Herbig dengan pembolehubah tidak sekata kelas spektrum B-F0. Mereka juga mempamerkan cakera dan jet bipolar. Kadar pengaliran keluar jirim dari permukaan, kecerahan dan suhu berkesan adalah jauh lebih tinggi daripada T Taurus, jadi ia berkesan memanaskan dan menyuraikan saki-baki awan protostellar.
Bintang muda dengan jisim lebih daripada 8 jisim suria
Bintang dengan jisim sedemikian sudah mempunyai ciri-ciri bintang biasa, kerana mereka melalui semua peringkat pertengahan dan dapat mencapai kadar tindak balas nuklear sedemikian yang mengimbangi tenaga yang hilang kepada sinaran manakala jisim terkumpul untuk mencapai keseimbangan hidrostatik teras. Bagi bintang-bintang ini, aliran keluar jisim dan kilauan adalah sangat hebat sehingga mereka bukan sahaja menghentikan keruntuhan graviti kawasan luar awan molekul yang belum menjadi sebahagian daripada bintang, tetapi, sebaliknya, menyerakkan mereka. Oleh itu, jisim bintang yang terhasil adalah nyata kurang daripada jisim awan protostellar. Kemungkinan besar, ini menjelaskan ketiadaan bintang dalam galaksi kita dengan jisim lebih besar daripada kira-kira 300 jisim suria.
Kitaran pertengahan hayat bintang
Bintang datang dalam pelbagai warna dan saiz. Mengikut kelas spektrum ia terdiri daripada biru panas hingga merah sejuk, dan mengikut jisim - dari 0.0767 hingga kira-kira 300 jisim suria, menurut anggaran terkini. Kilauan dan warna bintang bergantung pada suhu permukaannya, yang seterusnya ditentukan oleh jisimnya. Semua bintang baharu "mengambil tempat" pada jujukan utama mengikut komposisi kimia dan jisimnya. Sememangnya, kita tidak bercakap tentang pergerakan fizikal bintang - hanya mengenai kedudukannya pada rajah yang ditunjukkan, bergantung pada parameter bintang. Malah, pergerakan bintang di sepanjang rajah hanya sepadan dengan perubahan dalam parameter bintang.
"Pembakaran" bahan termonuklear, disambung semula pada tahap yang baru, menyebabkan pengembangan bintang yang besar. Bintang itu "mengembang", menjadi sangat "longgar", dan saiznya meningkat kira-kira 100 kali ganda. Jadi bintang itu menjadi gergasi merah, dan fasa pembakaran helium berlangsung kira-kira beberapa juta tahun. Hampir semua gergasi merah adalah bintang berubah-ubah.
Peringkat akhir evolusi bintang
Bintang lama dengan jisim rendah
Pada masa ini, tidak diketahui secara pasti apa yang berlaku kepada bintang cahaya selepas bekalan hidrogen dalam terasnya habis. Memandangkan umur Alam Semesta adalah 13.7 bilion tahun, yang tidak mencukupi untuk bekalan bahan api hidrogen dalam bintang-bintang tersebut akan habis, teori moden adalah berdasarkan pemodelan komputer bagi proses yang berlaku dalam bintang tersebut.
Sesetengah bintang hanya boleh mensintesis helium di zon aktif tertentu, menyebabkan ketidakstabilan dan angin bintang yang kuat. Dalam kes ini, pembentukan nebula planet tidak berlaku, dan bintang hanya tersejat, menjadi lebih kecil daripada kerdil coklat [ ] .
Bintang dengan jisim kurang daripada 0.5 suria tidak dapat menukar helium walaupun selepas tindak balas yang melibatkan hidrogen terhenti dalam terasnya - jisim bintang sedemikian terlalu kecil untuk memberikan fasa baru mampatan graviti ke tahap yang mencukupi untuk "menyalakan" helium Bintang sedemikian termasuk kerdil merah, seperti Proxima Centauri, yang masa kediamannya pada jujukan utama berkisar antara berpuluh bilion hingga berpuluh trilion tahun. Selepas pemberhentian tindak balas termonuklear dalam terasnya, mereka, secara beransur-ansur menyejukkan, akan terus memancarkan lemah dalam julat inframerah dan gelombang mikro spektrum elektromagnet.
Bintang bersaiz sederhana
Apabila sampai bintang bersaiz sederhana (dari 0.4 hingga 3.4 jisim suria) [ ] fasa gergasi merah, hidrogen kehabisan dalam terasnya, dan tindak balas sintesis karbon daripada helium bermula. ini proses sedang dijalankan pada suhu yang lebih tinggi dan oleh itu aliran tenaga dari teras meningkat dan, akibatnya, lapisan luar bintang mula mengembang. Permulaan sintesis karbon menandakan peringkat baru dalam kehidupan bintang dan berterusan untuk beberapa waktu. Untuk bintang yang sama saiznya dengan Matahari, proses ini boleh mengambil masa kira-kira satu bilion tahun.
Perubahan dalam jumlah tenaga yang dipancarkan menyebabkan bintang melalui tempoh ketidakstabilan, termasuk perubahan saiz, suhu permukaan dan pelepasan tenaga. Keluaran tenaga beralih ke arah sinaran frekuensi rendah. Semua ini disertai dengan peningkatan kehilangan jisim akibat angin bintang yang kuat dan denyutan yang kuat. Bintang dalam fasa ini dipanggil "bintang jenis lewat" (juga "bintang bersara"), OH -IR bintang atau bintang seperti Dunia, bergantung pada mereka spesifikasi yang tepat. Gas yang dikeluarkan secara relatifnya kaya dengan unsur berat yang dihasilkan di bahagian dalam bintang, seperti oksigen dan karbon. Gas membentuk cangkerang yang mengembang dan menyejuk apabila ia bergerak menjauhi bintang, membuat pendidikan yang mungkin zarah dan molekul habuk. Dengan sinaran inframerah yang kuat dari bintang sumber, keadaan yang ideal untuk mengaktifkan maser kosmik.
Tindak balas pembakaran termonuklear helium sangat sensitif terhadap suhu. Kadang-kadang ini membawa kepada ketidakstabilan yang besar. Denyutan kuat timbul, yang akibatnya memberikan pecutan yang mencukupi kepada lapisan luar untuk dibuang dan bertukar menjadi nebula planet. Di tengah-tengah nebula sedemikian, teras kosong bintang kekal, di mana tindak balas termonuklear berhenti, dan apabila ia sejuk, ia berubah menjadi kerdil putih helium, biasanya mempunyai jisim sehingga 0.5-0.6 jisim suria dan diameter. mengikut susunan diameter Bumi.
Sebahagian besar bintang, termasuk Matahari, melengkapkan evolusinya dengan mengecut sehingga tekanan elektron yang merosot mengimbangi graviti. Dalam keadaan ini, apabila saiz bintang berkurangan sebanyak seratus kali, dan ketumpatan menjadi sejuta kali lebih tinggi daripada ketumpatan air, bintang itu dipanggil kerdil putih. Ia kehilangan sumber tenaga dan, secara beransur-ansur menyejukkan, menjadi kerdil hitam yang tidak kelihatan.
Dalam bintang yang lebih besar daripada Matahari, tekanan elektron yang merosot tidak dapat menghentikan pemampatan teras selanjutnya, dan elektron mula "ditekan" menjadi nukleus atom, yang mengubah proton menjadi neutron, di antaranya tidak ada daya tolakan elektrostatik. Neutronisasi jirim ini membawa kepada fakta bahawa saiz bintang, yang kini, sebenarnya, satu nukleus atom yang besar, diukur dalam beberapa kilometer, dan ketumpatannya adalah 100 juta kali lebih besar daripada ketumpatan air. Objek sedemikian dipanggil bintang neutron; keseimbangannya dikekalkan oleh tekanan jirim neutron yang merosot.
Bintang supermasif
Selepas bintang dengan jisim lebih daripada lima jisim suria memasuki peringkat supergergasi merah, terasnya mula mengecut di bawah pengaruh daya graviti. Apabila mampatan meningkat, suhu dan ketumpatan meningkat, dan urutan baru tindak balas termonuklear bermula. Dalam tindak balas sedemikian, unsur-unsur yang semakin berat disintesis: helium, karbon, oksigen, silikon dan besi, yang menghalang keruntuhan teras buat sementara waktu.
Akibatnya, apabila unsur-unsur Jadual Berkala yang semakin berat terbentuk, besi-56 disintesis daripada silikon. Pada peringkat ini, gabungan termonuklear eksotermik selanjutnya menjadi mustahil, kerana nukleus besi-56 mempunyai kecacatan jisim maksimum dan pembentukan nukleus yang lebih berat dengan pembebasan tenaga adalah mustahil. Oleh itu, apabila teras besi bintang mencapai saiz tertentu, tekanan di dalamnya tidak lagi dapat menahan berat lapisan atas bintang, dan keruntuhan serta-merta teras berlaku dengan neutronisasi jirimnya.
Apa yang berlaku seterusnya masih belum jelas sepenuhnya, tetapi, dalam apa jua keadaan, proses yang berlaku dalam masa beberapa saat membawa kepada letupan supernova kuasa yang luar biasa.
Pancutan neutrino yang kuat dan medan magnet berputar menolak kebanyakan bahan terkumpul bintang itu. [ ] - apa yang dipanggil elemen tempat duduk, termasuk elemen besi dan pemetik api. Bahan yang meletup dihujani oleh neutron yang melarikan diri dari teras bintang, menangkap mereka dan dengan itu mencipta satu set unsur yang lebih berat daripada besi, termasuk yang radioaktif, sehingga uranium (dan mungkin juga californium). Oleh itu, letupan supernova menerangkan kehadiran unsur yang lebih berat daripada besi dalam jirim antara bintang, tetapi ini bukan satu-satunya cara yang mungkin pembentukan mereka, yang, sebagai contoh, ditunjukkan oleh bintang technetium.
gelombang letupan Dan jet neutrino membawa bahan jauh dari bintang yang hampir mati [ ] ke ruang antara bintang. Selepas itu, semasa ia menyejuk dan bergerak melalui ruang angkasa, bahan supernova ini boleh berlanggar dengan "penyelamatan" kosmik lain dan, mungkin, mengambil bahagian dalam pembentukan bintang, planet atau satelit baharu.
Proses yang berlaku semasa pembentukan supernova masih dikaji, dan setakat ini tidak ada kejelasan mengenai isu ini. Juga dipersoalkan ialah apa yang sebenarnya kekal pada bintang asal. Walau bagaimanapun, dua pilihan sedang dipertimbangkan: bintang neutron dan lubang hitam.
Bintang neutron
Adalah diketahui bahawa dalam sesetengah supernova, graviti kuat di kedalaman supergergasi memaksa elektron diserap oleh nukleus atom, di mana ia bergabung dengan proton untuk membentuk neutron. Proses ini dipanggil neutronisasi. Daya elektromagnet yang memisahkan nukleus berdekatan hilang. Teras bintang kini adalah bola tumpat nukleus atom dan neutron individu.
Bintang sedemikian, yang dikenali sebagai bintang neutron, adalah sangat kecil - tidak lebih daripada saiz bandar besar - dan mempunyai ketumpatan tinggi yang tidak dapat dibayangkan. Tempoh orbitnya menjadi sangat singkat apabila saiz bintang berkurangan (disebabkan oleh pemuliharaan momentum sudut). Beberapa bintang neutron berputar 600 kali sesaat. Bagi sesetengah daripada mereka, sudut antara vektor sinaran dan paksi putaran mungkin sedemikian rupa sehingga Bumi jatuh ke dalam kon yang dibentuk oleh sinaran ini; dalam kes ini, adalah mungkin untuk mengesan nadi sinaran berulang pada selang masa, sama dengan tempoh peredaran bintang. Bintang neutron sedemikian dipanggil "pulsar", dan menjadi bintang neutron pertama yang ditemui.
Lubang hitam
Tidak semua bintang, selepas melalui fasa letupan supernova, menjadi bintang neutron. Jika bintang itu mempunyai jisim yang cukup besar, maka keruntuhan bintang tersebut akan berterusan, dan neutron itu sendiri akan mula jatuh ke dalam sehingga jejarinya menjadi kurang daripada jejari Schwarzschild. Selepas ini, bintang itu menjadi lubang hitam.
Kewujudan lubang hitam telah diramalkan oleh teori relativiti umum. Menurut teori ini,
Bahagian satu ASPEK ASTRONOMI MASALAH
4. Evolusi bintang Astronomi moden mempunyai sejumlah besar hujah yang menyokong penegasan bahawa bintang terbentuk oleh pemeluwapan awan gas dan debu dalam medium antara bintang. Proses pembentukan bintang dari persekitaran ini berterusan hingga ke hari ini. Penjelasan fakta ini adalah salah satu pencapaian terbesar astronomi moden. Sehingga baru-baru ini, dipercayai bahawa semua bintang terbentuk hampir serentak berbilion tahun yang lalu. Keruntuhan idea metafizik ini difasilitasi, pertama sekali, oleh kemajuan astronomi pemerhatian dan perkembangan teori struktur dan evolusi bintang. Akibatnya, menjadi jelas bahawa banyak bintang yang diperhatikan adalah objek yang agak muda, dan sebahagian daripadanya timbul apabila manusia sudah berada di Bumi. Hujah penting yang menyokong kesimpulan bahawa bintang terbentuk daripada gas antara bintang dan medium habuk ialah lokasi kumpulan bintang muda yang jelas (yang dipanggil "persatuan") dalam lengan lingkaran Galaksi. Hakikatnya, menurut pemerhatian astronomi radio, gas antara bintang tertumpu terutamanya di lengan lingkaran galaksi. Khususnya, ini berlaku di Galaxy kita. Selain itu, daripada "imej radio" terperinci beberapa galaksi yang berdekatan dengan kita, ia menunjukkan bahawa ketumpatan tertinggi gas antara bintang diperhatikan pada bahagian dalam (berbanding dengan pusat galaksi yang sepadan) pinggir lingkaran, yang mempunyai penjelasan semula jadi, perincian yang tidak dapat kita bincangkan di sini. Tetapi di bahagian lingkaran inilah "zon HII", iaitu, awan gas antara bintang terion, diperhatikan dengan kaedah astronomi optik. Dalam ch. 3 telah pun dikatakan bahawa punca pengionan awan tersebut hanya boleh menjadi sinaran ultraungu daripada bintang panas yang besar - jelas objek muda (lihat di bawah). Pusat kepada masalah evolusi bintang ialah persoalan sumber tenaga mereka. Sesungguhnya, dari manakah, sebagai contoh, jumlah tenaga yang sangat besar yang diperlukan untuk mengekalkan sinaran Matahari pada kira-kira paras yang diperhatikan selama beberapa bilion tahun datang? Setiap saat Matahari memancarkan 4x10 33 erg, dan selama 3 bilion tahun ia telah memancarkan 4x10 50 erg. Tidak dinafikan bahawa umur Matahari adalah kira-kira 5 bilion tahun. Ini mengikuti sekurang-kurangnya dari anggaran moden umur Bumi menggunakan pelbagai kaedah radioaktif. Tidak mungkin Matahari "lebih muda" daripada Bumi. Pada abad yang lalu dan pada awal abad ini, pelbagai hipotesis telah dicadangkan tentang sifat sumber tenaga Matahari dan bintang. Sesetengah saintis, sebagai contoh, percaya bahawa sumber itu tenaga suria ialah kejatuhan berterusan meteoroid ke permukaannya; yang lain mencari punca dalam pemampatan berterusan Matahari. Tenaga potensi yang dikeluarkan semasa proses sedemikian boleh, dalam keadaan tertentu, bertukar menjadi sinaran. Seperti yang akan kita lihat di bawah, sumber ini boleh menjadi agak berkesan pada peringkat awal evolusi bintang, tetapi ia tidak dapat memberikan sinaran dari Matahari untuk masa yang diperlukan. Kemajuan dalam fizik nuklear memungkinkan untuk menyelesaikan masalah sumber tenaga bintang pada akhir tiga puluhan abad kita. Sumber sedemikian ialah tindak balas pelakuran termonuklear yang berlaku di kedalaman bintang pada suhu yang sangat tinggi yang berlaku di sana (mengikut urutan sepuluh juta Kelvin). Hasil daripada tindak balas ini, kelajuan yang sangat bergantung pada suhu, proton bertukar menjadi nukleus helium, dan tenaga yang dilepaskan perlahan-lahan "bocor" melalui kedalaman bintang dan, pada akhirnya, berubah dengan ketara, dipancarkan ke angkasa lepas. Ini adalah sumber yang sangat berkuasa. Jika kita mengandaikan bahawa Matahari pada mulanya hanya terdiri daripada hidrogen, yang akibat daripada tindak balas termonuklear telah diubah sepenuhnya menjadi helium, maka jumlah tenaga yang dibebaskan adalah kira-kira 10 52 erg. Oleh itu, untuk mengekalkan sinaran pada tahap yang diperhatikan selama berbilion tahun, sudah cukup untuk Matahari "menggunakan" tidak lebih daripada 10% daripada bekalan awal hidrogennya. Sekarang kita boleh bayangkan evolusi bintang seperti berikut. Atas sebab tertentu (beberapa daripadanya boleh ditentukan), awan gas antara bintang dan medium habuk mula terkondensasi. Tidak lama lagi (sudah tentu, pada skala astronomi!) Di bawah pengaruh kuasa graviti sejagat dari awan ini terbentuk bebola gas legap yang agak padat. Tegasnya, bola ini belum lagi boleh dipanggil bintang, kerana di kawasan tengahnya suhu tidak mencukupi untuk tindak balas termonuklear bermula. Tekanan gas di dalam bola masih belum dapat mengimbangi daya tarikan bahagian individunya, jadi ia akan memampat secara berterusan. Sesetengah ahli astronomi sebelum ini percaya bahawa "protostar" sedemikian diperhatikan dalam Nebula individu dalam bentuk pembentukan padat yang sangat gelap, yang dipanggil globul (Rajah 12). Kejayaan astronomi radio, bagaimanapun, memaksa kami untuk meninggalkan sudut pandangan yang agak naif ini (lihat di bawah). Biasanya, bukan satu protostar terbentuk pada masa yang sama, tetapi kumpulan yang lebih kurang banyak daripada mereka. Selepas itu, kumpulan ini menjadi persatuan dan kluster bintang, yang terkenal kepada ahli astronomi. Berkemungkinan besar pada peringkat awal dalam evolusi bintang ini, gumpalan jisim yang lebih rendah terbentuk di sekelilingnya, yang kemudian beransur-ansur berubah menjadi planet (lihat Bab 9).nasi. 12. Globul dalam nebula resapan
Apabila protostar mengecut, suhunya meningkat dan sebahagian besar daripada terbebas tenaga berpotensi terpancar ke ruang sekeliling. Oleh kerana dimensi bola gas yang runtuh adalah sangat besar, sinaran per unit permukaannya akan menjadi tidak ketara. Oleh kerana fluks sinaran per unit permukaan adalah berkadar dengan kuasa keempat suhu (undang-undang Stefan-Boltzmann), suhu lapisan permukaan bintang adalah agak rendah, manakala kecerahannya hampir sama dengan bintang biasa dengan jisim yang sama. Oleh itu, pada gambar rajah kecerahan spektrum, bintang tersebut akan terletak di sebelah kanan jujukan utama, iaitu, mereka akan jatuh ke kawasan gergasi merah atau kerdil merah, bergantung pada nilai jisim awalnya. Selepas itu, protostar terus menguncup. Dimensinya menjadi lebih kecil, dan suhu permukaan meningkat, akibatnya spektrum menjadi lebih dan lebih "awal". Oleh itu, bergerak di sepanjang rajah kecerahan spektrum, protostar akan lebih cepat "duduk" pada jujukan utama. Dalam tempoh ini, suhu bahagian dalam bintang sudah mencukupi untuk tindak balas termonuklear bermula di sana. Dalam kes ini, tekanan gas di dalam bintang masa depan mengimbangi tarikan dan bola gas berhenti memampat. Protostar menjadi bintang. Ia mengambil sedikit masa untuk protostar melalui peringkat terawal evolusi mereka. Jika, sebagai contoh, jisim protostar lebih besar daripada jisim Matahari, ia mengambil masa beberapa juta tahun sahaja; Memandangkan masa evolusi protostar adalah agak singkat, fasa terawal perkembangan bintang ini sukar untuk dikesan. Walau bagaimanapun, bintang dalam peringkat sedemikian nampaknya diperhatikan. Kami maksudkan sangat bintang yang menarik jenis T Tauri, biasanya direndam dalam nebula gelap. Pada tahun 1966, secara tidak dijangka, ia menjadi mungkin untuk memerhatikan protostar pada peringkat awal evolusi mereka. Kami telah menyebut dalam bab ketiga buku ini tentang penemuan oleh astronomi radio sejumlah molekul dalam medium antara bintang, terutamanya hidroksil OH dan wap air H2O. Kejutan ahli astronomi radio adalah hebat apabila, apabila meninjau langit pada panjang gelombang 18 cm, sepadan dengan saluran radio OH, terang, sangat padat (iaitu, mempunyai kecil dimensi sudut) sumber. Ini sangat tidak dijangka sehingga pada mulanya mereka enggan mempercayai bahawa saluran radio yang terang itu boleh menjadi milik molekul hidroksil. Telah dihipotesiskan bahawa garis-garis ini adalah milik beberapa bahan yang tidak diketahui, yang segera diberi nama "sesuai" "misterium". Walau bagaimanapun, "mysterium" tidak lama lagi berkongsi nasib "saudara" optiknya - "nebulia" dan "korona". Hakikatnya ialah selama beberapa dekad garis terang nebula dan korona suria tidak dapat dikenal pasti dengan mana-mana garis spektrum yang diketahui. Oleh itu, mereka dikaitkan dengan unsur hipotesis tertentu yang tidak diketahui di bumi - "nebulium" dan "mahkota". Janganlah kita tersenyum merendahkan kejahilan ahli astronomi pada awal abad kita: lagipun, tidak ada teori atom ketika itu! Perkembangan fizik tidak meninggalkan tempat dalam sistem berkala Mendeleev untuk "celestial" eksotik: pada tahun 1927, "nebulium" telah dibatalkan, garis-garisnya telah dikenal pasti dengan pasti dengan garis "terlarang" oksigen terion dan nitrogen, dan dalam 1939 -1941. Ia telah menunjukkan dengan meyakinkan bahawa garisan "koronium" yang misteri itu tergolong dalam atom terion terion besi, nikel dan kalsium. Jika ia mengambil masa beberapa dekad untuk "menyatukan" "nebulium" dan "codonia," maka dalam beberapa minggu selepas penemuan itu menjadi jelas bahawa garisan "misteri" tergolong dalam hidroksil biasa, tetapi hanya dalam keadaan luar biasa. Pemerhatian lanjut, pertama sekali, mendedahkan bahawa sumber "misteri" mempunyai dimensi sudut yang sangat kecil. Ini ditunjukkan menggunakan yang baru, sangat kaedah yang berkesan penyelidikan, yang dipanggil "interferometri radio pada garis dasar yang sangat panjang." Intipati kaedah datang kepada pemerhatian serentak sumber pada dua teleskop radio yang terletak pada jarak beberapa ribu km antara satu sama lain. Ternyata, resolusi sudut ditentukan oleh nisbah panjang gelombang kepada jarak antara teleskop radio. Dalam kes kami, nilai ini boleh menjadi ~3x10 -8 rad atau beberapa perseribu saat arka! Ambil perhatian bahawa dalam astronomi optik resolusi sudut sedemikian masih tidak dapat dicapai sepenuhnya. Pemerhatian sedemikian menunjukkan bahawa terdapat sekurang-kurangnya tiga kelas sumber "misteri". Di sini kita akan berminat dengan sumber kelas 1. Kesemuanya terletak di dalam nebula terion gas, seperti Orion Nebula yang terkenal. Seperti yang telah disebutkan, saiznya sangat kecil, beribu-ribu kali lebih kecil daripada saiz nebula. Perkara yang paling menarik ialah mereka mempunyai struktur spatial yang kompleks. Pertimbangkan, sebagai contoh, sumber yang terletak di nebula yang dipanggil W3.
nasi. 13. Profil empat komponen garis hidroksil
Dalam Rajah. Rajah 13 menunjukkan profil garisan OH yang dipancarkan oleh sumber ini. Seperti yang kita lihat, ia terdiri daripada kuantiti yang banyak garis terang yang sempit. Setiap baris sepadan dengan kelajuan pergerakan tertentu di sepanjang garis penglihatan awan yang memancarkan garisan ini. Magnitud kelajuan ini ditentukan oleh kesan Doppler. Perbezaan halaju (di sepanjang garis penglihatan) antara awan yang berbeza mencapai ~10 km/s. Pemerhatian interferometrik yang dinyatakan di atas menunjukkan bahawa awan yang memancarkan setiap garisan tidak sejajar secara ruang. Gambar itu ternyata seperti ini: di dalam kawasan berukuran kira-kira 1.5 saat, kira-kira 10 awan padat bergerak pada kelajuan yang berbeza. Setiap awan memancarkan satu garisan (frekuensi) tertentu. Dimensi sudut awan adalah sangat kecil, mengikut urutan beberapa perseribu saat lengkok. Memandangkan jarak ke nebula W3 diketahui (kira-kira 2000 pc), dimensi sudut dengan mudah boleh ditukar kepada yang linear. Ternyata dimensi linear rantau di mana awan bergerak adalah dari urutan 10 -2 pc, dan dimensi setiap awan hanyalah susunan magnitud yang lebih besar daripada jarak dari Bumi ke Matahari. Persoalan timbul: apakah jenis awan ini dan mengapa ia memancarkan begitu banyak dalam talian radio hidroksil? Jawapan kepada soalan kedua diterima dengan agak pantas. Ternyata mekanisme sinaran agak serupa dengan yang diperhatikan dalam maser makmal dan laser. Jadi, sumber "misterium" adalah maser kosmik gergasi semulajadi yang beroperasi pada gelombang garis hidroksil, yang panjangnya ialah 18 cm Ia berada dalam maser (dan pada frekuensi optik dan inframerah - dalam laser) yang mempunyai kecerahan yang sangat besar garisan dicapai, dan lebar spektrumnya kecil . Seperti yang diketahui, penguatan sinaran dalam garisan disebabkan oleh kesan ini adalah mungkin apabila medium di mana sinaran merambat "diaktifkan" dalam beberapa cara. Ini bermakna bahawa beberapa sumber tenaga "luaran" (yang dipanggil "pengepaman") menjadikan kepekatan atom atau molekul pada tahap awal (atas) tinggi secara luar biasa. Tanpa "mengepam" yang sentiasa beroperasi, maser atau laser adalah mustahil. Persoalan tentang sifat mekanisme untuk "mengepam" maser kosmik masih belum diselesaikan sepenuhnya. Walau bagaimanapun, kemungkinan besar "mengepam" dihidangkan oleh yang agak berkuasa sinaran inframerah. Satu lagi mekanisme pengepaman yang mungkin adalah tindak balas kimia tertentu. Adalah wajar untuk mengganggu cerita kita tentang maser kosmik untuk memikirkan tentang fenomena menakjubkan yang ditemui oleh ahli astronomi di angkasa. Salah satu ciptaan teknikal terhebat pada abad bergolak kita, yang memainkan peranan penting dalam revolusi saintifik dan teknologi yang kita alami sekarang, mudah direalisasikan dalam keadaan semula jadi dan, lebih-lebih lagi, dalam skala besar! Aliran pancaran radio dari beberapa maser kosmik sangat hebat sehingga ia boleh dikesan walaupun pada tahap teknikal astronomi radio 35 tahun yang lalu, iaitu sebelum penciptaan maser dan laser! Untuk melakukan ini, anda "hanya" perlu mengetahui panjang gelombang yang tepat bagi pautan radio OH dan berminat dengan masalah tersebut. Ngomong-ngomong, ini bukan kali pertama masalah saintifik dan teknikal yang paling penting yang dihadapi manusia telah direalisasikan dalam keadaan semula jadi. Reaksi termonuklear yang menyokong sinaran Matahari dan bintang (lihat di bawah) merangsang pembangunan dan pelaksanaan projek untuk menghasilkan "bahan api" nuklear di Bumi, yang pada masa akan datang harus menyelesaikan semua masalah tenaga kita. Malangnya, kita masih jauh daripada menyelesaikan masalah yang paling penting ini, yang diselesaikan oleh alam semula jadi "dengan mudah." Satu setengah abad yang lalu, pengasas teori gelombang cahaya, Fresnel, berkata (tentu saja pada masa yang berbeza): "Alam mentertawakan kesukaran kita." Seperti yang kita lihat, kenyataan Fresnel adalah lebih benar hari ini. Marilah kita kembali, bagaimanapun, kepada maser kosmik. Walaupun mekanisme untuk "mengepam" maser ini belum sepenuhnya jelas, seseorang masih boleh mendapatkan gambaran kasar keadaan fizikal dalam awan memancarkan garis 18 cm oleh mekanisme maser Pertama sekali, ternyata awan ini agak padat: dalam sentimeter padu terdapat sekurang-kurangnya 10 8 -10 9 zarah, dan yang ketara (dan mungkin kebanyakan). sebahagian daripadanya adalah molekul. Suhu tidak mungkin melebihi dua ribu Kelvin, kemungkinan besar ia adalah kira-kira 1000 Kelvin. Sifat-sifat ini berbeza secara mendadak daripada sifat-sifat awan gas antara bintang yang paling padat sekalipun. Memandangkan saiz awan yang agak kecil, kami secara tidak sengaja membuat kesimpulan bahawa ia lebih cenderung menyerupai atmosfera bintang supergergasi yang panjang dan agak sejuk. Berkemungkinan besar awan ini tidak lebih daripada peringkat awal dalam pembangunan protostar, serta-merta selepas pemeluwapan mereka daripada medium antara bintang. Fakta lain juga menyokong kenyataan ini (yang diungkapkan oleh pengarang buku ini pada tahun 1966). Dalam nebula di mana maser kosmik diperhatikan, bintang panas muda kelihatan (lihat di bawah). Akibatnya, proses pembentukan bintang di sana baru-baru ini berakhir dan, kemungkinan besar, berterusan pada masa ini. Mungkin perkara yang paling ingin tahu ialah, seperti yang ditunjukkan oleh pemerhatian astronomi radio, maser kosmik jenis ini, seolah-olah, "direndam" dalam awan kecil yang sangat padat hidrogen terion. Terdapat banyak di awan ini debu kosmik, yang menjadikan mereka tidak boleh diperhatikan dalam julat optik. "Kepompong" sedemikian diionkan oleh bintang muda yang panas yang terletak di dalamnya. Astronomi inframerah telah terbukti sangat berguna dalam mengkaji proses pembentukan bintang. Sesungguhnya, untuk sinar inframerah, penyerapan cahaya antara bintang tidak begitu ketara. Kita kini boleh membayangkan gambar berikut: dari awan medium antara bintang, melalui pemeluwapannya, beberapa rumpun jisim yang berbeza terbentuk, berkembang menjadi protostar. Kadar evolusi adalah berbeza: untuk rumpun yang lebih besar ia akan menjadi lebih besar (lihat Jadual 2 di bawah). Oleh itu, rumpun yang paling besar akan bertukar menjadi bintang panas terlebih dahulu, manakala selebihnya akan bertahan lebih kurang lama pada peringkat protostar. Kami memerhatikannya sebagai sumber sinaran maser di sekitaran terdekat bintang panas "baru lahir", mengionkan hidrogen "kepompong" yang belum terpeluwap menjadi gumpalan. Sudah tentu, skim kasar ini akan diperhalusi lagi, dan, sudah tentu, perubahan ketara akan dibuat kepadanya. Tetapi hakikatnya tetap: secara tidak dijangka ternyata untuk beberapa waktu (kemungkinan besar masa yang agak singkat) protostar yang baru lahir, secara kiasan, "menjerit" tentang kelahiran mereka, menggunakan kaedah terkini radiofizik kuantum (iaitu, maser)... 2 tahun kemudian tahun selepas penemuan maser kosmik pada hidroksil (garisan 18 cm) - didapati bahawa sumber yang sama pada masa yang sama memancarkan (juga oleh mekanisme maser) garisan wap air, panjang gelombangnya ialah 1.35 cm "air" maser adalah lebih besar daripada "hidroksil" ". Awan yang memancarkan garisan H2O, walaupun terletak dalam jumlah kecil yang sama dengan awan "hidroksil", bergerak pada kelajuan yang berbeza dan jauh lebih padat. Tidak dapat dinafikan bahawa talian maser* lain akan ditemui dalam masa terdekat. Oleh itu, secara tidak dijangka, astronomi radio bertukar masalah klasik pembentukan bintang dalam cabang astronomi pemerhatian**. Sebaik sahaja pada jujukan utama dan telah berhenti mengecut, bintang itu memancar untuk masa yang lama, boleh dikatakan tanpa mengubah kedudukannya pada gambar rajah kecerahan spektrum. Sinarannya disokong oleh tindak balas termonuklear yang berlaku di kawasan tengah. Oleh itu, jujukan utama adalah, seolah-olah, lokasi geometri titik pada rajah kecerahan spektrum di mana bintang (bergantung kepada jisimnya) boleh memancarkan untuk jangka masa yang lama dan secara berterusan disebabkan oleh tindak balas termonuklear. Tempat bintang pada jujukan utama ditentukan oleh jisimnya. Perlu diingatkan bahawa terdapat satu lagi parameter yang menentukan kedudukan bintang pemancar keseimbangan pada gambar rajah spektrum-kecerahan. Parameter ini ialah komposisi kimia awal bintang. Jika kelimpahan relatif unsur berat berkurangan, bintang akan "jatuh" dalam rajah di bawah. Keadaan inilah yang menjelaskan kehadiran urutan subdwarfs. Seperti yang dinyatakan di atas, kelimpahan relatif unsur berat dalam bintang-bintang ini adalah berpuluh-puluh kali lebih rendah daripada bintang jujukan utama. Masa bintang kekal pada jujukan utama ditentukan oleh jisim awalnya. Jika jisimnya besar, sinaran bintang mempunyai kuasa yang sangat besar dan ia dengan cepat menggunakan rizab "bahan api" hidrogennya. Sebagai contoh, bintang jujukan utama dengan jisim beberapa puluh kali lebih besar daripada Matahari (ini adalah gergasi biru panas kelas spektrum O) boleh memancarkan secara berterusan sambil kekal pada jujukan ini untuk beberapa juta tahun sahaja, manakala bintang dengan jisim hampir solar, telah berada pada urutan utama selama 10-15 bilion tahun. Di bawah adalah jadual. 2, memberikan tempoh pengiraan mampatan graviti dan kekal pada jujukan utama untuk bintang kelas spektrum yang berbeza. Jadual yang sama menunjukkan nilai jisim, jejari dan kecerahan bintang dalam unit suria.
Jadual 2
| tahun | |||||
|
Kelas spektrum |
Kecerahan |
mampatan graviti |
kekal pada urutan utama | ||
|
G2 (Matahari) |
|||||
nasi. 14. Jejak evolusi untuk bintang berjisim berbeza pada rajah suhu kecerahan
nasi. 15. Gambar rajah Hertzsprung-Russell untuk gugusan bintang NGC 2254
nasi. 16. Hertzsprung - Gambar rajah Russell untuk gugusan globular M 3. Sepanjang paksi menegak - magnitud relatif
Gambar rajah yang sepadan dengan jelas menunjukkan keseluruhan urutan utama, termasuk bahagian kiri atasnya, di mana bintang besar panas terletak (indeks warna 0.2 sepadan dengan suhu 20 ribu K, iaitu spektrum kelas B). Kelompok globular M3 ialah objek "lama". Jelas kelihatan bahawa hampir tiada bintang di bahagian atas rajah jujukan utama yang dibina untuk kelompok ini. Tetapi cawangan gergasi merah M 3 sangat kaya, manakala NGC 2254 mempunyai sangat sedikit gergasi merah. Ini boleh difahami: dalam gugusan lama M 3, sebilangan besar bintang telah "meninggalkan" jujukan utama, manakala dalam gugusan muda NGC 2254 ini berlaku hanya dengan sebilangan kecil bintang yang agak besar dan berkembang pesat. Perlu diperhatikan bahawa cawangan gergasi untuk M 3 berjalan agak curam ke atas, manakala untuk NGC 2254 ia hampir mendatar. Dari sudut pandangan teori, ini boleh dijelaskan oleh kandungan unsur berat yang jauh lebih rendah dalam M3 Dan sememangnya, dalam bintang gugusan globular (serta dalam bintang lain yang tidak menumpukan banyak ke arah satah galaksi. ke arah pusat galaksi), kelimpahan relatif unsur berat adalah tidak ketara . Rajah indeks-kecerahan warna bagi M 3 menunjukkan satu lagi cabang hampir mendatar. Tiada cawangan serupa dalam rajah yang dibina untuk NGC 2254. Teori ini menerangkan rupa cabang ini seperti berikut. Selepas suhu teras helium padat mengecut bintang - gergasi merah - mencapai 100-150 juta K, tindak balas nuklear baru akan mula berlaku di sana. Tindak balas ini terdiri daripada pembentukan nukleus karbon daripada tiga nukleus helium. Sebaik sahaja tindak balas ini bermula, mampatan nukleus akan berhenti. Selepas itu, lapisan permukaan
bintang meningkatkan suhunya dan bintang pada rajah kecerahan spektrum akan bergerak ke kiri. Daripada bintang sedemikian, cawangan mendatar ketiga rajah untuk M 3 terbentuk.
nasi. 17. Ringkasan Gambar rajah Hertzsprung-Russell untuk 11 gugusan bintang
Dalam Rajah. 17 ditunjukkan secara skematik carta ringkasan"warna - kecerahan" untuk 11 gugusan, dua daripadanya (M 3 dan M 92) adalah globular. Jelas kelihatan bagaimana urutan utama kluster yang berbeza "membengkok" ke kanan dan ke atas dalam persetujuan penuh dengan konsep teori yang telah dibincangkan. Daripada Rajah. 17 seseorang boleh segera menentukan kelompok mana yang muda dan mana yang tua. Sebagai contoh, kelompok "berganda" X dan h Perseus masih muda. Ia "memelihara" sebahagian penting daripada urutan utama. Kelompok M 41 lebih tua, gugusan Hyades lebih tua, dan gugusan M 67 sangat tua, gambar rajah kecerahan warna yang hampir sama dengan gambar rajah yang serupa untuk gugusan globular M 3 dan M 92. Hanya gergasi cawangan gugusan globular adalah lebih tinggi dalam persetujuan dengan perbezaan dalam komposisi kimia yang dibincangkan sebelum ini. Oleh itu, data pemerhatian sepenuhnya mengesahkan dan membenarkan kesimpulan teori. Nampaknya sukar untuk mengharapkan pengesahan pemerhatian terhadap teori proses di bahagian dalam bintang, yang tersembunyi daripada kita oleh ketebalan jirim bintang yang besar. Namun teori di sini sentiasa dipantau oleh amalan pemerhatian astronomi. Perlu diingatkan bahawa penyusunan sebilangan besar gambar rajah kecerahan warna memerlukan kerja yang besar dengan memerhati ahli astronomi dan peningkatan radikal dalam kaedah pemerhatian. Sebaliknya, kejayaan teori struktur dalaman dan evolusi bintang adalah mustahil tanpa teknologi pengkomputeran moden berdasarkan penggunaan mesin pengira elektronik berkelajuan tinggi. Penyelidikan dalam bidang fizik nuklear juga memberikan perkhidmatan yang tidak ternilai kepada teori itu, yang memungkinkan untuk mendapatkan ciri-ciri kuantitatif tindak balas nuklear yang berlaku di pedalaman bintang. Tanpa keterlaluan, kita boleh mengatakan bahawa perkembangan teori struktur dan evolusi bintang adalah salah satu pencapaian terbesar dalam astronomi pada separuh kedua abad ke-20. Perkembangan fizik moden membuka kemungkinan ujian pemerhatian langsung teori struktur dalaman bintang, dan khususnya Matahari. Kita bercakap tentang kemungkinan mengesan aliran neutrino yang kuat, yang harus dipancarkan oleh Matahari jika tindak balas nuklear berlaku di kedalamannya. Telah diketahui umum bahawa neutrino berinteraksi dengan sangat lemah dengan zarah asas lain. Sebagai contoh, neutrino boleh terbang melalui seluruh ketebalan Matahari hampir tanpa penyerapan, manakala sinaran X-ray boleh melalui hanya beberapa milimeter bahan di pedalaman suria tanpa penyerapan. Jika kita bayangkan bahawa pancaran neutrino yang kuat dengan tenaga setiap zarah masuk
