Evolúcia hviezd rôznych hmotností. Životnosť hviezd

Termonukleárna fúzia vo vnútri hviezd

V tomto čase sa pre hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 0,8 hmotnosti Slnka jadro stáva transparentným pre žiarenie a prevláda prenos radiačnej energie v jadre, zatiaľ čo obal na vrchu zostáva konvekčný. Nikto nevie s istotou, ako hviezdy nižšej hmotnosti prichádzajú do hlavnej postupnosti, pretože čas, ktorý tieto hviezdy strávia v kategórii mladých, presahuje vek vesmíru. Všetky naše predstavy o vývoji týchto hviezd sú založené na numerických výpočtoch.

Keď sa hviezda zmršťuje, tlak degenerovaného elektrónového plynu sa začne zvyšovať a pri určitom polomere hviezdy tento tlak zastaví zvyšovanie centrálnej teploty a potom ju začne znižovať. A pre hviezdy menšie ako 0,08 sa to stáva osudným: energia uvoľnená počas jadrových reakcií nikdy nebude stačiť na pokrytie nákladov na radiáciu. Takéto podhviezdy sa nazývajú hnedí trpaslíci a ich osudom je neustále stláčanie, kým to tlak degenerovaného plynu nezastaví, a potom postupné ochladzovanie so zastavením všetkých jadrových reakcií.

Mladé hviezdy strednej omše

Mladé hviezdy strednej hmotnosti (od 2 do 8-násobku hmotnosti Slnka) sa kvalitatívne vyvíjajú presne rovnakým spôsobom ako ich menšie sestry, až na to, že až do hlavnej postupnosti nemajú konvekčné zóny.

Objekty tohto typu sú spojené s tzv. Ae\Be Herbit hviezdy s nepravidelnými premennými spektrálneho typu B-F5. Majú tiež bipolárne prúdové disky. Rýchlosť výtoku, svietivosť a efektívna teplota sú výrazne vyššie ako u τ Býka, takže účinne zahrievajú a rozptyľujú zvyšky protohviezdneho oblaku.

Mladé hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 8 hmotností Slnka

V skutočnosti sú to už normálne hviezdy. Kým sa hromadila hmota hydrostatického jadra, hviezda stihla preskočiť všetky medzistupne a zahriať jadrové reakcie do takej miery, že kompenzovali straty v dôsledku žiarenia. Pre tieto hviezdy je odtok hmoty a svietivosti taký veľký, že nielen zastaví kolaps zostávajúcich vonkajších oblastí, ale ich zatlačí späť. Hmotnosť výslednej hviezdy je teda výrazne menšia ako hmotnosť protohviezdneho oblaku. S najväčšou pravdepodobnosťou to vysvetľuje absenciu hviezd v našej galaxii, ktorých hmotnosť je viac ako 100-200-násobok hmotnosti Slnka.

Stredný životný cyklus hviezdy

Medzi vytvorenými hviezdami je obrovské množstvo farieb a veľkostí. Pohybujú sa v spektrálnom type od horúcej modrej po studenú červenú a v hmotnosti - od 0,08 do viac ako 200 hmotností Slnka. Svietivosť a farba hviezdy závisí od teploty jej povrchu, ktorá je zase určená jej hmotnosťou. To je všetko, nové hviezdy „zaujmú svoje miesto“ v hlavnej sekvencii podľa svojho chemické zloženie a omšu. Nehovoríme o fyzickom pohybe hviezdy - iba o jej polohe na uvedenom diagrame v závislosti od parametrov hviezdy. To znamená, že hovoríme v skutočnosti len o zmene parametrov hviezdy.

Čo sa stane ďalej, opäť závisí od hmotnosti hviezdy.

Neskoršie roky a smrť hviezd

Staré hviezdy s nízkou hmotnosťou

Dodnes nie je s určitosťou známe, čo sa stane s ľahkými hviezdami po vyčerpaní zásob vodíka. Keďže vesmír je starý 13,7 miliardy rokov, čo nie je dosť dlho na to, aby vyčerpal zásoby vodíkového paliva, moderné teórie sú založené na počítačovom modelovaní procesov prebiehajúcich v takýchto hviezdach.

Niektoré hviezdy dokážu spájať hélium iba v určitých aktívnych oblastiach, čo spôsobuje nestabilitu a silné slnečné vetry. V tomto prípade nedôjde k vytvoreniu planetárnej hmloviny a hviezda sa len vyparí a stane sa ešte menšou ako hnedý trpaslík.

Ale hviezda s hmotnosťou menšou ako 0,5 Slnka nebude nikdy schopná syntetizovať hélium ani po tom, čo reakcie zahŕňajúce vodík v jadre prestanú. Ich hviezdny obal nie je dostatočne masívny, aby prekonal tlak generovaný jadrom. Medzi tieto hviezdy patria červení trpaslíci (napríklad Proxima Centauri), ktorí sú v hlavnej postupnosti stovky miliárd rokov. Po ukončení termonukleárnych reakcií v ich jadre budú, postupne ochladzované, naďalej slabo vyžarovať v infračervenej a mikrovlnnej oblasti elektromagnetického spektra.

Stredne veľké hviezdy

Keď hviezda dosiahne priemerná veľkosť(od 0,4 do 3,4 hmotnosti Slnka) fázu červeného obra, jeho vonkajšie vrstvy sa naďalej rozťahujú, jadro sa sťahuje a reakcie začínajú syntetizovať uhlík z hélia. Fúzia uvoľňuje veľa energie a dáva hviezde dočasný odklad. V prípade hviezdy podobnej veľkosti ako Slnko môže tento proces trvať približne miliardu rokov.

Zmeny v množstve vyžarovanej energie spôsobujú, že hviezda prechádza obdobiami nestability, vrátane zmien veľkosti, povrchovej teploty a výdaja energie. Výdaj energie sa posúva smerom k nízkofrekvenčnému žiareniu. To všetko je sprevádzané narastajúcou stratou hmoty v dôsledku silného slnečného vetra a intenzívnych pulzácií. Hviezdy v tejto fáze sú tzv hviezdy neskorého typu, OH -IR hviezdy alebo hviezdy podobné Mire, v závislosti od ich presných charakteristík. Vyvrhnutý plyn je pomerne bohatý na ťažké prvky produkované vo vnútri hviezdy, ako je kyslík a uhlík. Plyn vytvára expandujúcu škrupinu a ochladzuje sa, keď sa vzďaľuje od hviezdy, čo umožňuje tvorbu prachových častíc a molekúl. Pri silnom infračervenom žiarení centrálnej hviezdy sa v takýchto škrupinách vytvárajú ideálne podmienky na aktiváciu maserov.

Reakcie spaľovania hélia sú veľmi citlivé na teplotu. Niekedy to vedie k veľkej nestabilite. Vyskytujú sa prudké pulzácie, ktoré nakoniec udelia dostatok kinetickej energie vonkajším vrstvám, aby boli vyvrhnuté a stali sa planetárnou hmlovinou. V strede hmloviny zostáva jadro hviezdy, ktoré sa chladnutím mení na héliového bieleho trpaslíka, zvyčajne s hmotnosťou do 0,5 – 0,6 Slnka a priemerom rádovo ako priemer Zeme. .

Bieli trpaslíci

Prevažná väčšina hviezd vrátane Slnka končí svoj vývoj kontrakciou, až kým tlak degenerovaných elektrónov nevyrovná gravitáciu. V tomto stave, keď sa veľkosť hviezdy stokrát zmenší a hustota je miliónkrát vyššia ako hustota vody, sa hviezda nazýva biely trpaslík. Je zbavený zdrojov energie a postupným ochladzovaním sa stáva temným a neviditeľným.

Vo hviezdach, ktoré sú hmotnejšie ako Slnko, tlak degenerovaných elektrónov nedokáže udržať stlačenie jadra a pokračuje, kým sa väčšina častíc nepremení na neutróny, zbalené tak tesne, že veľkosť hviezdy sa meria v kilometroch a je 100. miliónkrát hustejšia voda. Takýto objekt sa nazýva neutrónová hviezda; jeho rovnováha je udržiavaná tlakom degenerovanej neutrónovej hmoty.

Supermasívne hviezdy

Potom, čo sa vonkajšie vrstvy hviezdy s hmotnosťou väčšou ako päť hmotností Slnka rozptýlili a vytvorili červeného veleobra, sa jadro začne stláčať vplyvom gravitačných síl. So zvyšujúcou sa kompresiou sa zvyšuje teplota a hustota a začína sa nová sekvencia termonukleárnych reakcií. Pri takýchto reakciách sa syntetizujú ťažké prvky, ktoré dočasne bránia kolapsu jadra.

Nakoniec, keď sa tvoria čoraz ťažšie prvky periodickej tabuľky, železo-56 sa syntetizuje z kremíka. Až do tohto bodu sa syntéza prvkov uvoľnila veľké množstvo energie, je to však jadro železa -56, ktoré má maximálny hmotnostný defekt a tvorba ťažších jadier je nepriaznivá. Preto, keď železné jadro hviezdy dosiahne určitú hodnotu, tlak v ňom už nie je schopný odolávať kolosálnej sile gravitácie a nastáva okamžitý kolaps jadra s neutronizáciou jeho hmoty.

Čo bude ďalej, nie je úplne jasné. Ale nech je to čokoľvek, v priebehu niekoľkých sekúnd to spôsobí výbuch supernovy s neuveriteľnou silou.

Sprievodný výbuch neutrín vyvoláva rázovú vlnu. Silné výtrysky neutrín a rotujúce magnetické pole vytláčajú veľkú časť nahromadeného materiálu hviezdy – takzvané zárodočné prvky, vrátane železa a ľahších prvkov. Explodujúca hmota je bombardovaná neutrónmi vyžarovanými z jadra, ktoré ich zachytávajú a vytvárajú tak súbor prvkov ťažších ako železo, vrátane rádioaktívnych, až po urán (a možno aj kalifornium). Výbuchy supernov teda vysvetľujú prítomnosť prvkov ťažších ako železo v medzihviezdnej hmote.

Tlaková vlna a výtrysky neutrín odnášajú materiál od umierajúcej hviezdy do medzihviezdneho priestoru. Následne sa tento materiál zo supernovy pri pohybe vesmírom môže zraziť s iným vesmírnym odpadom a prípadne sa podieľať na tvorbe nových hviezd, planét alebo satelitov.

Procesy, ktoré sa vyskytujú počas tvorby supernovy, sa stále skúmajú a zatiaľ nie je v tejto otázke jasné. Otázne je aj to, čo vlastne z pôvodnej hviezdy zostalo. Zvažujú sa však dve možnosti:

Neutrónové hviezdy

Je známe, že v niektorých supernovách spôsobuje silná gravitácia v hĺbke supergianta pád elektrónov do atómového jadra, kde sa spájajú s protónmi a vytvárajú neutróny. Elektromagnetické sily oddeľujúce blízke jadrá zmiznú. Jadro hviezdy je teraz hustá guľa atómových jadier a jednotlivých neutrónov.

Takéto hviezdy, známe ako neutrónové hviezdy, sú extrémne malé – nie viac ako veľké mesto a majú nepredstaviteľne vysokú hustotu. Ich obežná doba sa extrémne skráti, keď sa veľkosť hviezdy zníži (v dôsledku zachovania momentu hybnosti). Niektoré robia 600 otáčok za sekundu. Keď os spájajúca severný a južný magnetický pól tejto rýchlo rotujúcej hviezdy smeruje k Zemi, je možné detegovať pulz žiarenia, ktorý sa opakuje v intervaloch rovných obehu hviezdy. Takéto neutrónové hviezdy sa nazývali „pulzary“ a stali sa prvými neutrónovými hviezdami, ktoré boli objavené.

Čierne diery

Nie všetky supernovy sa stanú neutrónovými hviezdami. Ak má hviezda dostatočne veľkú hmotnosť, kolaps hviezdy bude pokračovať a samotné neutróny začnú padať dovnútra, kým sa jej polomer nezmenší ako polomer Schwarzschildov. Potom sa hviezda stane čiernou dierou.

Existenciu čiernych dier predpovedala všeobecná teória relativity. Podľa všeobecnej teórie relativity hmota a informácie nemôžu za žiadnych podmienok opustiť čiernu dieru. Kvantová mechanika však umožňuje výnimky z tohto pravidla.

Zostáva niekoľko otvorených otázok. Hlavný z nich: "Existujú vôbec čierne diery?" Koniec koncov, aby sme s istotou povedali, že daný objekt je čierna diera, je potrebné pozorovať jeho horizont udalostí. Všetky pokusy o to skončili neúspešne. Stále však existuje nádej, pretože niektoré objekty nemožno vysvetliť bez narastania a narastania na objekt bez pevného povrchu, ale to nedokazuje samotnú existenciu čiernych dier.

Otvorené sú aj otázky: je možné, aby sa hviezda zrútila priamo do čiernej diery a obišla supernovu? Existujú supernovy, ktoré sa neskôr stanú čiernymi dierami? Aký je presný vplyv počiatočnej hmotnosti hviezdy na formovanie objektov na jej konci? životný cyklus?

Každý z nás sa aspoň raz v živote pozrel na hviezdnu oblohu. Niekto sa na túto krásu pozeral, prežíval romantické pocity, iný sa snažil pochopiť, odkiaľ všetka táto krása pochádza. Život vo vesmíre, na rozdiel od života na našej planéte, plynie inou rýchlosťou. Čas vo vesmíre žije vo svojich vlastných kategóriách, vzdialenosti a veľkosti vo vesmíre sú kolosálne. Málokedy premýšľame o tom, že vývoj galaxií a hviezd sa neustále deje pred našimi očami. Každý objekt v obrovskom priestore je výsledkom určitých fyzikálnych procesov. Galaxie, hviezdy a dokonca aj planéty majú hlavné fázy vývoja.

Naša planéta a my všetci závisíme od našej hviezdy. Ako dlho nás bude Slnko tešiť svojim teplom, vdychovať život do Slnečnej sústavy? Čo nás čaká v budúcnosti po miliónoch a miliardách rokov? V tomto smere je zaujímavé dozvedieť sa viac o fázach vývoja astronomických objektov, odkiaľ pochádzajú hviezdy a ako sa končí život týchto nádherných svietidiel na nočnej oblohe.

Vznik, zrod a vývoj hviezd

Vývoj hviezd a planét, ktoré obývajú našu galaxiu Mliečna dráha a celý vesmír, bol z väčšej časti dobre preštudovaný. Vo vesmíre sú fyzikálne zákony neotrasiteľné a pomáhajú pochopiť pôvod vesmírnych objektov. V tomto prípade je zvykom spoliehať sa na teóriu veľkého tresku, ktorá je dnes dominantnou doktrínou o procese vzniku vesmíru. Udalosť, ktorá otriasla vesmírom a viedla k vytvoreniu vesmíru, je podľa kozmických štandardov blesková. Pre vesmír prechádzajú okamihy od zrodu hviezdy až po jej smrť. Obrovské vzdialenosti vytvárajú ilúziu nemennosti vesmíru. Hviezda, ktorá vzplanie v diaľke, na nás žiari miliardy rokov a v tom čase už nemusí existovať.

Teória vývoja galaxie a hviezd je rozvinutím teórie veľkého tresku. Doktrína zrodu hviezd a vzniku hviezdnych systémov sa vyznačuje rozsahom toho, čo sa deje, a časovým rámcom, ktorý možno na rozdiel od vesmíru ako celku pozorovať. modernými prostriedkami vedy.

Pri štúdiu životného cyklu hviezd môžete použiť príklad najbližšej hviezdy k nám. Slnko je jednou zo stoviek biliónov hviezd v našom zornom poli. Okrem toho vzdialenosť od Zeme k Slnku (150 miliónov km) poskytuje jedinečnú príležitosť študovať objekt bez opustenia slnečnej sústavy. Získané informácie umožnia podrobne pochopiť, ako sú štruktúrované iné hviezdy, ako rýchlo sa tieto gigantické zdroje tepla vyčerpávajú, aké sú štádiá vývoja hviezdy a aký bude koniec tohto skvelého života - tichého a tmavého. alebo šumivé, výbušné.

Po Veľkom tresku drobné častice vytvorili medzihviezdne oblaky, ktoré sa stali „pôrodnicou“ pre bilióny hviezd. Je charakteristické, že všetky hviezdy sa zrodili súčasne v dôsledku kompresie a expanzie. Kompresia v oblakoch kozmického plynu nastala pod vplyvom vlastnej gravitácie a podobných procesov u nových hviezd v susedstve. Expanzia vznikla v dôsledku vnútorného tlaku medzihviezdneho plynu a pod vplyvom magnetických polí vo vnútri plynového oblaku. Oblak sa zároveň voľne otáčal okolo svojho ťažiska.

Oblaky plynu vytvorené po výbuchu pozostávajú z 98 % z atómového a molekulárneho vodíka a hélia. Iba 2 % tohto masívu tvoria prach a pevné mikroskopické častice. Predtým sa verilo, že v strede akejkoľvek hviezdy leží jadro zo železa, zahriate na teplotu milión stupňov. Práve tento aspekt vysvetľoval gigantickú hmotnosť hviezdy.

V protiklade s fyzikálnymi silami prevládali kompresné sily, keďže svetlo vznikajúce uvoľnením energie nepreniká do oblaku plynu. Svetlo sa spolu s časťou uvoľnenej energie šíri smerom von a vytvára mínusovú teplotu a zónu vo vnútri hustej akumulácie plynu. nízky tlak. V tomto stave sa kozmický plyn rýchlo zmršťuje, vplyv gravitačných príťažlivých síl vedie k tomu, že častice začínajú vytvárať hviezdnu hmotu. Keď je hromada plynu hustá, intenzívna kompresia spôsobí vytvorenie hviezdokopy. Keď je veľkosť oblaku plynu malá, kompresia vedie k vytvoreniu jedinej hviezdy.

Stručný popis toho, čo sa deje, je, že budúca hviezda prechádza dvoma štádiami – rýchlou a pomalou kompresiou do stavu protohviezdy. V jednoduchom a zrozumiteľnom jazyku je rýchla kompresia pádom hviezdnej hmoty smerom do stredu protohviezdy. Pomalá kompresia nastáva na pozadí vytvoreného stredu protohviezdy. Počas nasledujúcich stoviek tisíc rokov sa veľkosť nového útvaru zmenšuje a jeho hustota sa miliónkrát zvyšuje. Postupne sa protohviezda stáva nepriehľadnou v dôsledku vysokej hustoty hviezdnej hmoty a prebiehajúca kompresia spúšťa mechanizmus vnútorných reakcií. Zvýšenie vnútorného tlaku a teploty vedie k vytvoreniu vlastného ťažiska budúcej hviezdy.

Protohviezda zostáva v tomto stave milióny rokov, pomaly vydáva teplo a postupne sa zmenšuje a zmenšuje svoju veľkosť. V dôsledku toho sa objavia kontúry nova a hustota jeho látky sa stáva porovnateľnou s hustotou vody.

Priemerná hustota našej hviezdy je 1,4 kg/cm3 – takmer rovnaká ako hustota vody v slanom Mŕtvom mori. V strede má Slnko hustotu 100 kg/cm3. Hviezdna hmota nie je v tekutom stave, ale existuje vo forme plazmy.

Pod vplyvom obrovského tlaku a teploty približne 100 miliónov K sa začínajú termonukleárne reakcie vodíkového cyklu. Stláčanie sa zastaví, hmotnosť objektu sa zväčší, keď sa gravitačná energia premení na termonukleárne spaľovanie vodíka. Od tohto momentu nová hviezda, ktorá vyžaruje energiu, začína strácať hmotnosť.

Vyššie opísaná verzia tvorby hviezd je len primitívny diagram, ktorý popisuje Prvé štádium vývoj a zrod hviezdy. Dnes sú takéto procesy v našej galaxii a v celom vesmíre prakticky neviditeľné v dôsledku intenzívneho ubúdania hviezdneho materiálu. V celej vedomej histórii pozorovaní našej Galaxie boli zaznamenané len ojedinelé objavy nových hviezd. V meradle vesmíru sa toto číslo môže zvýšiť stokrát a tisíckrát.

Protohviezdy sú väčšinu svojho života pred ľudským okom ukryté zaprášenou škrupinou. Žiarenie z jadra je možné pozorovať iba v infračervenom spektre, čo je jediný spôsob, ako vidieť zrod hviezdy. Napríklad v hmlovine Orion v roku 1967 astrofyzici objavili novú hviezdu v infračervenej oblasti, ktorej teplota žiarenia bola 700 stupňov Kelvina. Následne sa ukázalo, že rodiskom protohviezd sú kompaktné zdroje, ktoré existujú nielen v našej galaxii, ale aj v iných vzdialených kútoch vesmíru. Okrem infračerveného žiarenia sú miesta narodenia nových hviezd poznačené intenzívnymi rádiovými signálmi.

Proces štúdia a vývoja hviezd

Celý proces poznávania hviezd možno rozdeliť do niekoľkých etáp. Na samom začiatku by ste mali určiť vzdialenosť k hviezde. Informácie o tom, ako ďaleko je hviezda od nás a ako dlho z nej prichádza svetlo, dáva predstavu o tom, čo sa s hviezdou počas tejto doby stalo. Keď sa človek naučil merať vzdialenosť k vzdialeným hviezdam, bolo jasné, že hviezdy sú rovnaké ako Slnká rôzne veľkosti a s rôznymi osudmi. Poznanie vzdialenosti k hviezde, úrovne svetla a množstva vyžarovanej energie sa dá použiť na sledovanie procesu termonukleárnej fúzie hviezdy.

Po určení vzdialenosti hviezdy môžete pomocou spektrálnej analýzy vypočítať chemické zloženie hviezdy a zistiť jej štruktúru a vek. Vďaka nástupu spektrografu majú vedci možnosť skúmať povahu hviezdneho svetla. Toto zariadenie dokáže určiť a zmerať zloženie plynu hviezdnej hmoty, ktorú má hviezda v rôznych štádiách svojej existencie.

Študovať spektrálna analýza energie Slnka a iných hviezd vedci dospeli k záveru, že vývoj hviezd a planét má spoločné korene. Všetky kozmické telesá majú rovnaký typ, podobné chemické zloženie a vznikli z rovnakej hmoty, ktorá vznikla v dôsledku Veľkého tresku.

Hviezdna hmota pozostáva z toho istého chemické prvky(až po železo) ako naša planéta. Jediný rozdiel je v množstve určitých prvkov a v procesoch prebiehajúcich na Slnku a vo vnútri pevného zemského povrchu. To je to, čo odlišuje hviezdy od iných objektov vo vesmíre. Pôvod hviezd by sa mal zvážiť aj v kontexte inej fyzikálnej disciplíny: kvantovej mechaniky. Podľa tejto teórie hmota, ktorá definuje hviezdnu hmotu, pozostáva z neustále sa deliacich atómov a elementárne častice vytvorenie vlastného mikrokozmu. V tomto svetle je zaujímavá štruktúra, zloženie, štruktúra a vývoj hviezd. Ako sa ukázalo, podstatnú časť hmoty našej hviezdy a mnohých ďalších hviezd tvoria iba dva prvky – vodík a hélium. Teoretický model popisujúci štruktúru hviezd nám umožní pochopiť ich štruktúru a hlavný rozdiel od iných vesmírnych objektov.

Hlavnou črtou je, že veľa objektov vo vesmíre má určitú veľkosť a tvar, zatiaľ čo hviezda môže meniť veľkosť, keď sa vyvíja. Horúci plyn je kombinácia atómov voľne viazaných k sebe. Milióny rokov po vzniku hviezdy sa povrchová vrstva hviezdnej hmoty začína ochladzovať. Hviezda odovzdáva väčšinu svojej energie do vesmíru, pričom sa zmenšuje alebo zväčšuje. K prenosu tepla a energie dochádza z vnútorné regióny hviezd na povrch, čo ovplyvňuje intenzitu žiarenia. Inými slovami, tá istá hviezda vyzerá inak v rôznych obdobiach svojej existencie. Termonukleárne procesy založené na reakciách vodíkového cyklu prispievajú k premene ľahkých atómov vodíka na ťažšie prvky - hélium a uhlík. Podľa astrofyzikov a jadrových vedcov je takáto termonukleárna reakcia z hľadiska množstva vytvoreného tepla najúčinnejšia.

Prečo sa termonukleárna fúzia jadra neskončí výbuchom takéhoto reaktora? Ide o to, že sily gravitačného poľa v ňom dokážu udržať hviezdnu hmotu v rámci stabilizovaného objemu. Z toho môžeme vyvodiť jednoznačný záver: každá hviezda je masívne teleso, ktoré si zachováva svoju veľkosť vďaka rovnováhe medzi gravitačnými silami a energiou termonukleárnych reakcií. Výsledkom takéhoto ideálneho prírodného modelu je zdroj tepla schopný prevádzky dlho. Predpokladá sa, že prvé formy života na Zemi sa objavili pred 3 miliardami rokov. Slnko v tých vzdialených časoch zohrievalo našu planétu rovnako ako teraz. V dôsledku toho sa naša hviezda zmenila len málo, napriek tomu, že rozsah vyžarovaného tepla a slnečnej energie je kolosálny - viac ako 3-4 milióny ton každú sekundu.

Nie je ťažké vypočítať, koľko schudla naša hviezda za všetky roky svojej existencie. Bude to obrovské číslo, ale vzhľadom na jeho obrovskú hmotnosť a vysokú hustotu vyzerajú takéto straty v meradle vesmíru zanedbateľné.

Etapy vývoja hviezd

Osud hviezdy závisí od počiatočnej hmotnosti hviezdy a jej chemického zloženia. Zatiaľ čo hlavné zásoby vodíka sú sústredené v jadre, hviezda zostáva v takzvanej hlavnej postupnosti. Akonáhle je tendencia zväčšovať sa veľkosť hviezdy, znamená to, že hlavný zdroj termonukleárnej fúzie vyschol. Začala sa dlhá záverečná cesta premeny nebeského telesa.

Svietidlá vytvorené vo vesmíre sú spočiatku rozdelené do troch najbežnejších typov:

normálne hviezdy (žltí trpaslíci);
trpasličí hviezdy;
obrie hviezdy.

Hviezdy s nízkou hmotnosťou (trpaslíci) pomaly spaľujú svoje zásoby vodíka a žijú svoj život celkom pokojne.

Takýchto hviezd je vo vesmíre väčšina a naša hviezda, žltý trpaslík, je jednou z nich. S nástupom staroby sa žltý trpaslík stáva červeným obrom alebo supergiantom.

Na základe teórie pôvodu hviezd sa proces vzniku hviezd vo vesmíre neskončil. Najviac jasné hviezdy v našej galaxii sú nielen najväčšie v porovnaní so Slnkom, ale aj najmladšie. Astrofyzici a astronómovia nazývajú takéto hviezdy modrými supergiantmi. Nakoniec ich postihne rovnaký osud ako bilióny iných hviezd. Najprv je to rýchly pôrod, brilantný a vášnivý život, po ktorom príde obdobie pomalého rozkladu. Hviezdy veľkosti Slnka majú dlhý životný cyklus, sú v hlavnej postupnosti (v jej strednej časti).

Pomocou údajov o hmotnosti hviezdy môžeme predpokladať jej evolučnú cestu vývoja. Jasnou ilustráciou tejto teórie je vývoj našej hviezdy. Nič netrvá večne. V dôsledku termonukleárnej fúzie sa vodík premieňa na hélium, preto sa jeho pôvodné zásoby spotrebúvajú a znižujú. Jedného dňa, nie veľmi skoro, sa tieto rezervy vyčerpajú. Súdiac podľa skutočnosti, že naše Slnko svieti viac ako 5 miliárd rokov, bez toho, aby sa zmenila jeho veľkosť, zrelý vek hviezdy môže trvať približne rovnaké obdobie.

Vyčerpanie zásob vodíka povedie k tomu, že vplyvom gravitácie sa jadro slnka začne rýchlo zmenšovať. Hustota jadra bude veľmi vysoká, v dôsledku čoho sa termonukleárne procesy presunú do vrstiev susediacich s jadrom. Tento stav sa nazýva kolaps, ktorý môže byť spôsobený termonukleárnymi reakciami v horných vrstvách hviezdy. Ako výsledok vysoký tlak spúšťajú sa termonukleárne reakcie zahŕňajúce hélium.

Zásoby vodíka a hélia v tejto časti hviezdy vydržia milióny rokov. Nebude trvať dlho a vyčerpanie zásob vodíka povedie k zvýšeniu intenzity žiarenia, k zväčšeniu veľkosti obalu a veľkosti samotnej hviezdy. V dôsledku toho bude naše Slnko veľmi veľké. Ak si predstavíte tento obrázok o desiatky miliárd rokov, potom namiesto oslnivého jasného disku bude na oblohe visieť horúci červený disk gigantických rozmerov. Červení obri sú prirodzenou fázou vývoja hviezdy, jej prechodovým stavom do kategórie premenných hviezd.

V dôsledku tejto transformácie sa vzdialenosť od Zeme k Slnku zníži, takže Zem spadne do zóny vplyvu slnečnej koróny a začne sa v nej „vyprážať“. Teplota na povrchu planéty sa desaťnásobne zvýši, čo povedie k zániku atmosféry a vyparovaniu vody. V dôsledku toho sa planéta zmení na skalnatú púšť bez života.

Záverečné štádiá hviezdneho vývoja

Po dosiahnutí fázy červeného obra sa normálna hviezda pod vplyvom gravitačných procesov stáva bielym trpaslíkom. Ak je hmotnosť hviezdy približne rovnaká ako hmotnosť nášho Slnka, všetky hlavné procesy v nej prebehnú pokojne, bez impulzov alebo výbušných reakcií. Biely trpaslík zomrie na dlhú dobu a vyhorí na zem.

V prípadoch, keď mala hviezda na začiatku hmotnosť väčšiu ako 1,4-násobok Slnka, biely trpaslík nebude konečným štádiom. S veľkou hmotnosťou vo vnútri hviezdy prebiehajú procesy zhutňovania hviezdnej hmoty na atóme, molekulárnej úrovni. Protóny sa menia na neutróny, hustota hviezdy sa zvyšuje a jej veľkosť sa rýchlo zmenšuje.

Neutrónové hviezdy známe vede majú priemer 10-15 km. S takou malou veľkosťou má neutrónová hviezda obrovskú hmotnosť. Jeden kubický centimeter hviezdnej hmoty môže vážiť miliardy ton.

V prípade, že sme na začiatku mali do činenia s hviezdou s vysokou hmotnosťou, konečná fáza evolúcie má iné formy. Osudom masívnej hviezdy je čierna diera – objekt s neprebádanou povahou a nepredvídateľným správaním. Obrovská hmotnosť hviezdy prispieva k zvýšeniu gravitačných síl, ktoré poháňajú kompresné sily. Tento proces nie je možné pozastaviť. Hustota hmoty sa zvyšuje, až sa stane nekonečnou a vytvorí singulárny priestor (Einsteinova teória relativity). Polomer takejto hviezdy sa nakoniec stane rovná nule, ktorá sa stáva čiernou dierou vo vesmíre. Čiernych dier by bolo podstatne viac, ak by masívne a supermasívne hviezdy zaberali väčšinu priestoru vo vesmíre.

Treba si uvedomiť, že keď sa červený obr premení na neutrónovú hviezdu alebo čiernu dieru, Vesmír môže zažiť jedinečný jav – zrod nového kozmického objektu.

Zrodenie supernovy je najpozoruhodnejším posledným štádiom vývoja hviezd. Pôsobí tu prirodzený zákon prírody: zánikom existencie jedného tela vzniká nový život. Obdobie takého cyklu, akým je zrod supernovy, sa týka najmä masívnych hviezd. Vyčerpané zásoby vodíka vedú k začleneniu hélia a uhlíka do procesu termonukleárnej fúzie. V dôsledku tejto reakcie sa opäť zvýši tlak a v strede hviezdy sa vytvorí železné jadro. Vplyvom silných gravitačných síl sa ťažisko posúva do centrálnej časti hviezdy. Jadro je také ťažké, že nie je schopné odolať vlastnej gravitácii. V dôsledku toho začína rýchla expanzia jadra, čo vedie k okamžitej explózii. Zrodenie supernovy je explózia, rázová vlna obrovskej sily, jasný záblesk v obrovských priestoroch vesmíru.

Treba si uvedomiť, že naše Slnko nie je masívna hviezda, takže mu podobný osud nehrozí a naša planéta by sa takéhoto konca nemala báť. Vo väčšine prípadov k výbuchom supernov dochádza vo vzdialených galaxiách, a preto sú zriedkavo detekované.

Konečne

Vývoj hviezd je proces, ktorý trvá desiatky miliárd rokov. Naša predstava o prebiehajúcich procesoch je len matematický a fyzikálny model, teória. Zemský čas je len okamihom v obrovskom časovom cykle, v ktorom náš vesmír žije. Môžeme len pozorovať, čo sa stalo pred miliardami rokov, a predstaviť si, čomu môžu čeliť nasledujúce generácie pozemšťanov.

Ak máte nejaké otázky, zanechajte ich v komentároch pod článkom. My alebo naši návštevníci im radi odpovieme

Vzniká kondenzáciou medzihviezdneho prostredia. Prostredníctvom pozorovaní bolo možné určiť, že hviezdy vznikli v iný čas a vznikajú dodnes.

Hlavným problémom vo vývoji hviezd je otázka pôvodu ich energie, vďaka ktorej žiaria a vyžarujú obrovské množstvo energie. Predtým bolo predložených veľa teórií, ktoré boli navrhnuté na identifikáciu zdrojov energie hviezd. Verilo sa, že nepretržitým zdrojom hviezdnej energie je nepretržitá kompresia. Tento zdroj je určite dobrý, ale nedokáže udržať vhodné žiarenie po dlhú dobu. V polovici 20. storočia sa našla odpoveď na túto otázku. Zdrojom žiarenia sú termonukleárne fúzne reakcie. V dôsledku týchto reakcií sa vodík mení na hélium a uvoľnená energia prechádza útrobami hviezdy, je transformovaná a emitovaná do vesmíru (stojí za zmienku, že čím vyššia je teplota, tým rýchlejšie tieto reakcie prebiehajú; prečo horúce masívne hviezdy opúšťajú hlavnú postupnosť rýchlejšie).

Teraz si predstavte vznik hviezdy...

Oblak medzihviezdneho plynu a prachu začal kondenzovať. Z tohto oblaku sa vytvorí pomerne hustá plynová guľa. Tlak vo vnútri gule ešte nedokáže vyrovnať príťažlivé sily, preto sa zmenší (možno v tomto čase sa okolo hviezdy vytvoria zhluky s menšou hmotnosťou, ktoré sa časom premenia na planéty). Pri stlačení teplota stúpa. Hviezda tak postupne zapadá do hlavnej postupnosti. Potom tlak plynu vo vnútri hviezdy vyrovná gravitáciu a protohviezda sa zmení na hviezdu.

Počiatočné štádium vývoja hviezdy je veľmi malé a hviezda je v tomto čase ponorená do hmloviny, takže protohviezdu je veľmi ťažké odhaliť.

Premena vodíka na hélium prebieha iba v centrálnych oblastiach hviezdy. Vo vonkajších vrstvách zostáva obsah vodíka prakticky nezmenený. Keďže množstvo vodíka je obmedzené, skôr či neskôr vyhorí. Uvoľňovanie energie v strede hviezdy sa zastaví a jadro hviezdy sa začne zmenšovať a obal začne napučiavať. Ďalej, ak má hviezda menej ako 1,2 hmotnosti Slnka, stráca sa vonkajšia vrstva(vznik planetárnej hmloviny).

Po oddelení obalu od hviezdy sa obnažia jej vnútorné, veľmi horúce vrstvy a medzitým sa obal stále viac vzďaľuje. Po niekoľkých desiatkach tisíc rokov sa škrupina rozpadne a zostane len veľmi horúca a hustá hviezda, ktorá sa postupne ochladzuje, zmení sa na bieleho trpaslíka. Postupným ochladzovaním sa menia na neviditeľných čiernych trpaslíkov. Čierni trpaslíci sú veľmi husté a chladné hviezdy, o niečo väčšie ako Zem, ale s hmotnosťou porovnateľnou s hmotnosťou Slnka. Proces ochladzovania bielych trpaslíkov trvá niekoľko stoviek miliónov rokov.

Ak je hmotnosť hviezdy od 1,2 do 2,5 slnečného žiarenia, potom takáto hviezda exploduje. Tento výbuch sa nazýva výbuch supernovy. Horiaca hviezda v priebehu niekoľkých sekúnd zvýši svoju svietivosť niekoľko stoviek miliónov krát. Takéto ohniská sa vyskytujú veľmi zriedkavo. V našej Galaxii dochádza k výbuchu supernovy približne raz za sto rokov. Po takomto prepuknutí zostáva hmlovina, ktorá má veľa rádiových emisií a tiež sa veľmi rýchlo rozptýli, a takzvaná neutrónová hviezda (o tom trochu neskôr). Okrem obrovskej rádiovej emisie bude takáto hmlovina aj zdrojom röntgenového žiarenia, no toto žiarenie pohlcuje zemská atmosféra, a preto ho možno pozorovať len z vesmíru.

Existuje niekoľko hypotéz o príčine výbuchov hviezd (supernov), ale zatiaľ neexistuje všeobecne uznávaná teória. Existuje predpoklad, že je to spôsobené príliš rýchlym poklesom vnútorných vrstiev hviezdy smerom k stredu. Hviezda sa rýchlo zmršťuje na katastrofálne malú veľkosť rádovo 10 km a jej hustota je v tomto stave 10 17 kg/m 3, čo je blízko hustote atómového jadra. Táto hviezda pozostáva z neutrónov (zároveň sú elektróny stlačené do protónov), preto je tzv. "NEUTRÓN". Jeho počiatočná teplota je asi miliarda Kelvinov, ale v budúcnosti sa rýchlo ochladí.

Táto hviezda vďaka svojej malej veľkosti a rýchlemu ochladzovaniu na dlhú dobu sa považovalo za nemožné pozorovať. Ale po nejakom čase boli objavené pulzary. Ukázalo sa, že tieto pulzary sú neutrónové hviezdy. Nazývajú sa tak kvôli krátkodobému vyžarovaniu rádiových impulzov. Tie. hviezda akoby „blikala“. Tento objav bol urobený úplnou náhodou a nie tak dávno, konkrétne v roku 1967. Tieto periodické impulzy sú spôsobené tým, že pri veľmi rýchlej rotácii nám popri pohľade neustále prebleskuje kužeľ magnetickej osi, ktorý zviera s osou rotácie uhol.

Pulzar je pre nás detekovateľný len za podmienok orientácie magnetickej osi, a to je približne 5% z ich celkového počtu. Niektoré pulzary sa nenachádzajú v rádiových hmlovinách, pretože hmloviny sa rozptýlia pomerne rýchlo. Po stotisíc rokoch tieto hmloviny prestanú byť viditeľné a vek pulzarov je desiatky miliónov rokov.

Ak hmotnosť hviezdy presiahne 2,5 Slnka, potom sa na konci svojej existencie bude zdať, že sa zrúti do seba a bude rozdrvená vlastnou váhou. V priebehu niekoľkých sekúnd sa zmení na bodku. Tento jav sa nazýval „gravitačný kolaps“ a tento objekt sa nazýval aj „čierna diera“.

Zo všetkého, čo bolo povedané vyššie, je zrejmé, že konečná fáza vývoja hviezdy závisí od jej hmotnosti, ale je potrebné vziať do úvahy aj nevyhnutnú stratu práve tejto hmotnosti a rotácie.

Štúdium hviezdneho vývoja nie je možné pozorovaním len jednej hviezdy - mnohé zmeny vo hviezdach sa vyskytujú príliš pomaly, aby sa dali všimnúť aj po mnohých storočiach. Preto vedci skúmajú veľa hviezd, z ktorých každá je v určitej fáze svojho životného cyklu. Za posledných niekoľko desaťročí široké využitie v astrofyzike dostal modelovanie štruktúry hviezd pomocou počítačovej techniky.

Encyklopedický YouTube

1 / 5

✪ Hviezdy a hviezdny vývoj (rozprávaný astrofyzikom Sergejom Popovom)

✪ Hviezdy a hviezdny vývoj (rozprávajú Sergej Popov a Ilgonis Vilks)

✪ Evolúcia hviezd. Evolúcia modrého obra za 3 minúty

✪ Surdin V.G. Hviezdna evolúcia časť 1

✪ S. A. Lamzin - „Stellar Evolution“

titulky

Termonukleárna fúzia vo vnútri hviezd

Mladé hviezdy

Proces vzniku hviezdy sa dá opísať jednotne, ale následné štádiá vývoja hviezdy závisia takmer výlučne od jej hmotnosti a až na samom konci vývoja hviezdy môže hrať rolu jej chemické zloženie.

Mladé hviezdy s nízkou hmotnosťou

Mladé hviezdy s nízkou hmotnosťou (až tri hmotnosti Slnka) [ ], ktoré sa blížia k hlavnej postupnosti, sú úplne konvekčné – proces konvekcie pokrýva celé telo hviezdy. Ide v podstate o protohviezdy, v ktorých centrách sa práve začínajú jadrové reakcie a všetko vyžarovanie vzniká najmä v dôsledku gravitačnej kompresie. Kým sa nenastolí hydrostatická rovnováha, svietivosť hviezdy pri konštantnej efektívnej teplote klesá. Na Hertzsprung-Russellovom diagrame takéto hviezdy tvoria takmer vertikálnu dráhu nazývanú Hayashiho dráha. Keď sa kompresia spomaľuje, mladá hviezda sa blíži k hlavnej sekvencii. Objekty tohto typu sú spojené s hviezdami T Tauri.

V tomto čase sa pre hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 0,8 hmotnosti Slnka jadro stáva transparentným pre žiarenie a prevláda prenos radiačnej energie v jadre, pretože konvekcia je stále viac brzdená zvyšujúcim sa zhutňovaním hviezdnej hmoty. Vo vonkajších vrstvách tela hviezdy prevláda konvekčný prenos energie.

Nie je s určitosťou známe, aké vlastnosti majú hviezdy s nižšou hmotnosťou v okamihu, keď vstupujú do hlavnej postupnosti, pretože čas strávený týmito hviezdami v kategórii mladých presahuje vek vesmíru [ ]. Všetky predstavy o vývoji týchto hviezd sú založené len na numerických výpočtoch a matematickom modelovaní.

Keď sa hviezda zmršťuje, tlak degenerovaného elektrónového plynu sa začína zvyšovať a keď sa dosiahne určitý polomer hviezdy, kompresia sa zastaví, čo vedie k zastaveniu ďalšieho zvyšovania teploty v jadre hviezdy spôsobeného kompresie a potom k jej zníženiu. Pre hviezdy menšie ako 0,0767 hmotnosti Slnka sa to nestane: energia uvoľnená počas jadrových reakcií nikdy nestačí na vyrovnanie vnútorného tlaku a gravitačnej kompresie. Takéto „podhviezdy“ vyžarujú viac energie, než sa vyprodukuje počas termonukleárnych reakcií, a sú klasifikované ako takzvaní hnedí trpaslíci. Ich osudom je neustále stláčanie, kým to tlak degenerovaného plynu nezastaví, a potom postupné ochladzovanie so zastavením všetkých začatých termonukleárnych reakcií.

Mladé hviezdy strednej omše

Mladé hviezdy strednej hmotnosti (od 2 do 8 hmotností Slnka) [ ] sa kvalitatívne vyvíjajú presne rovnakým spôsobom ako ich menšie sestry a bratia, s výnimkou, že nemajú konvekčné zóny až do hlavnej postupnosti.

Objekty tohto typu sú spojené s tzv. Ae\Be Herbig hviezdy s nepravidelnými premennými spektrálnej triedy B-F0. Vystavujú tiež disky a bipolárne trysky. Rýchlosť odtoku hmoty z povrchu, svietivosť a efektívna teplota sú výrazne vyššie ako u T Tauri, takže účinne ohrievajú a rozptyľujú zvyšky protohviezdneho oblaku.

Mladé hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 8 hmotností Slnka

Hviezdy s takouto hmotnosťou už majú vlastnosti normálnych hviezd, pretože prešli všetkými medzistupňami a boli schopné dosiahnuť takú rýchlosť jadrových reakcií, ktorá kompenzovala energiu stratenú žiarením pri akumulácii hmoty, aby sa dosiahla hydrostatická rovnováha jadra. U týchto hviezd je odliv hmoty a svietivosti taký veľký, že nielen zastavia gravitačný kolaps vonkajších oblastí molekulárneho oblaku, ktoré sa ešte nestali súčasťou hviezdy, ale naopak, rozptyľujú ich preč. Hmotnosť výslednej hviezdy je teda výrazne menšia ako hmotnosť protohviezdneho oblaku. S najväčšou pravdepodobnosťou to vysvetľuje absenciu hviezd s hmotnosťou väčšou ako asi 300 hmotností Slnka v našej galaxii.

Stredný životný cyklus hviezdy

Hviezdy prichádzajú v širokej škále farieb a veľkostí. Podľa spektrálneho typu sa pohybujú od horúcej modrej po studenú červenú a podľa hmotnosti od 0,0767 do asi 300 hmotností Slnka, podľa najnovších odhadov. Svietivosť a farba hviezdy závisí od jej povrchovej teploty, ktorá je zase určená jej hmotnosťou. Všetky nové hviezdy „zaberajú svoje miesto“ v hlavnej sekvencii podľa ich chemického zloženia a hmotnosti. Prirodzene, nehovoríme o fyzickom pohybe hviezdy - iba o jej polohe na uvedenom diagrame v závislosti od parametrov hviezdy. V skutočnosti pohyb hviezdy pozdĺž diagramu zodpovedá iba zmene parametrov hviezdy.

Termonukleárne „spaľovanie“ hmoty, ktoré sa obnovilo na novej úrovni, spôsobuje monštruóznu expanziu hviezdy. Hviezda sa „nafúkne“, veľmi „uvoľní“ a jej veľkosť sa zväčší približne 100-krát. Hviezda sa tak stáva červeným obrom a fáza horenia hélia trvá asi niekoľko miliónov rokov. Takmer všetci červení obri sú premenné hviezdy.

Záverečné fázy hviezdneho vývoja

Staré hviezdy s nízkou hmotnosťou

V súčasnosti nie je s určitosťou známe, čo sa stane s ľahkými hviezdami po vyčerpaní zásob vodíka v ich jadrách. Keďže vek vesmíru je 13,7 miliardy rokov, čo nestačí na vyčerpanie zásob vodíkového paliva v takýchto hviezdach, moderné teórie sú založené na počítačových simuláciách procesov prebiehajúcich v takýchto hviezdach.

Niektoré hviezdy dokážu syntetizovať hélium len v určitých aktívnych zónach, čo spôsobuje nestabilitu a silné hviezdne vetry. V tomto prípade nedôjde k vytvoreniu planetárnej hmloviny a hviezda sa len vyparí a stane sa ešte menšou ako hnedý trpaslík [ ] .

Hviezda s hmotnosťou menšou ako 0,5 Slnka nie je schopná premeniť hélium ani po zastavení reakcií vodíka v jej jadre - hmotnosť takejto hviezdy je príliš malá na to, aby poskytla novú fázu gravitačnej kompresie na stupeň dostatočný na „vznietenie“ hélium. Medzi takéto hviezdy patria červení trpaslíci, ako napríklad Proxima Centauri, ktorých čas zotrvania v hlavnej sekvencii sa pohybuje od desiatok miliárd až po desiatky biliónov rokov. Po ukončení termonukleárnych reakcií v ich jadrách budú, postupne ochladzované, naďalej slabo vyžarovať v infračervenej a mikrovlnnej oblasti elektromagnetického spektra.

Stredne veľké hviezdy

Po dosiahnutí hviezda strednej veľkosti (od 0,4 do 3,4 hmotnosti Slnka) [ ] fázy červeného obra, v jeho jadre dôjde vodík a začnú sa reakcie syntézy uhlíka z hélia. Tento proces sa vyskytuje pri viac vysoké teploty a preto sa zväčšuje tok energie z jadra a v dôsledku toho sa vonkajšie vrstvy hviezdy začínajú rozpínať. Začiatok syntézy uhlíka znamená novú etapu v živote hviezdy a nejaký čas pokračuje. V prípade hviezdy podobnej veľkosti ako Slnko môže tento proces trvať približne miliardu rokov.

Zmeny v množstve vyžarovanej energie spôsobujú, že hviezda prechádza obdobiami nestability, vrátane zmien veľkosti, povrchovej teploty a uvoľňovania energie. Výdaj energie sa posúva smerom k nízkofrekvenčnému žiareniu. To všetko je sprevádzané narastajúcou stratou hmoty v dôsledku silných hviezdnych vetrov a intenzívnych pulzácií. Hviezdy v tejto fáze sa nazývajú „hviezdy neskorého typu“ (tiež „hviezdy na dôchodku“). OH -IR hviezdy alebo hviezdy podobné Mire, v závislosti od ich presných charakteristík. Vyvrhnutý plyn je pomerne bohatý na ťažké prvky produkované vo vnútri hviezdy, ako je kyslík a uhlík. Plyn vytvára expandujúcu škrupinu a ochladzuje sa, keď sa vzďaľuje od hviezdy, čo umožňuje tvorbu prachových častíc a molekúl. So silným infračerveným žiarením zo zdrojovej hviezdy sa v takýchto škrupinách vytvárajú ideálne podmienky na aktiváciu kozmických maserov.

Termonukleárne spaľovacie reakcie hélia sú veľmi citlivé na teplotu. Niekedy to vedie k veľkej nestabilite. Vznikajú silné pulzácie, ktoré v dôsledku toho udelia dostatočné zrýchlenie vonkajším vrstvám, aby boli odhodené a premenili sa na planetárnu hmlovinu. V strede takejto hmloviny zostáva holé jadro hviezdy, v ktorom sa zastavia termonukleárne reakcie a ochladzovaním sa mení na héliového bieleho trpaslíka, zvyčajne s hmotnosťou do 0,5 – 0,6 hmotnosti Slnka a priemerom rádovo podľa priemeru Zeme.

Prevažná väčšina hviezd vrátane Slnka dokončí svoj vývoj kontrakciou, až kým tlak degenerovaných elektrónov nevyrovná gravitáciu. V tomto stave, keď sa veľkosť hviezdy stokrát zmenší a hustota je miliónkrát vyššia ako hustota vody, sa hviezda nazýva biely trpaslík. Je zbavený zdrojov energie a postupným ochladzovaním sa stáva neviditeľným čiernym trpaslíkom.

Vo hviezdach hmotnejších ako Slnko nedokáže tlak degenerovaných elektrónov zastaviť ďalšie stláčanie jadra a elektróny sa začnú „lisovať“ do atómových jadier, čím sa protóny premenia na neutróny, medzi ktorými nepôsobia žiadne elektrostatické odpudzujúce sily. Táto neutronizácia hmoty vedie k tomu, že veľkosť hviezdy, ktorá je dnes v skutočnosti jedným obrovským atómovým jadrom, sa meria v niekoľkých kilometroch a jej hustota je 100 miliónov krát väčšia ako hustota vody. Takýto objekt sa nazýva neutrónová hviezda; jeho rovnováha je udržiavaná tlakom degenerovanej neutrónovej hmoty.

Supermasívne hviezdy

Po tom, čo hviezda s hmotnosťou väčšou ako päť hmotností Slnka vstúpi do štádia červeného veleobra, sa jej jadro začne vplyvom gravitácie zmenšovať. So zvyšujúcou sa kompresiou sa zvyšuje teplota a hustota a začína sa nová sekvencia termonukleárnych reakcií. Pri takýchto reakciách sa syntetizujú čoraz ťažšie prvky: hélium, uhlík, kyslík, kremík a železo, ktoré dočasne bránia kolapsu jadra.

V dôsledku toho, ako sa tvoria čoraz ťažšie prvky periodickej tabuľky, železo-56 sa syntetizuje z kremíka. V tomto štádiu je ďalšia exotermická termonukleárna fúzia nemožná, pretože jadro železa-56 má maximálny hmotnostný defekt a tvorba ťažších jadier s uvoľnením energie je nemožná. Preto, keď železné jadro hviezdy dosiahne určitú veľkosť, tlak v ňom už nie je schopný odolať váhe nadložných vrstiev hviezdy a dochádza k okamžitému kolapsu jadra s neutronizáciou jej hmoty.

Čo sa stane ďalej, ešte nie je úplne jasné, ale v každom prípade procesy prebiehajúce v priebehu niekoľkých sekúnd vedú k výbuchu supernovy s neuveriteľnou silou.

Silné neutrínové výtrysky a rotujúce magnetické pole vytláčajú veľkú časť nahromadeného materiálu hviezdy. [ ] - takzvané sedacie prvky vrátane železných a ľahších prvkov. Rozptyľujúca sa hmota je bombardovaná neutrónmi unikajúcimi z jadra hviezdy, ktoré ich zachytávajú a vytvárajú tak súbor prvkov ťažších ako železo, vrátane rádioaktívnych, až po urán (a možno aj kalifornium). Výbuchy supernov teda vysvetľujú prítomnosť prvkov ťažších ako železo v medzihviezdnej hmote, nie je to však jediné možný spôsob ich vznik, ktorý napríklad demonštrujú technéciové hviezdy.

Prudká vlna a výtrysky neutrín odnášajú hmotu od umierajúcej hviezdy [ ] do medzihviezdneho priestoru. Následne, keď sa ochladzuje a pohybuje sa vesmírom, môže sa tento materiál supernovy zraziť s inými kozmickými „záchranami“ a prípadne sa podieľať na tvorbe nových hviezd, planét alebo satelitov.

Neutrónové hviezdy

Je známe, že v niektorých supernovách silná gravitácia v hĺbkach supergianta núti elektróny, aby boli absorbované atómovým jadrom, kde sa spájajú s protónmi a vytvárajú neutróny. Tento proces sa nazýva neutronizácia. Elektromagnetické sily oddeľujúce blízke jadrá zmiznú. Jadro hviezdy je teraz hustá guľa atómových jadier a jednotlivých neutrónov.

Takéto hviezdy, známe ako neutrónové hviezdy, sú extrémne malé – nie väčšie ako veľké mesto – a majú nepredstaviteľne vysokú hustotu. Ich obežná doba sa extrémne skráti, keď sa veľkosť hviezdy zníži (v dôsledku zachovania momentu hybnosti). Niektoré neutrónové hviezdy rotujú 600-krát za sekundu. Pre niektoré z nich môže byť uhol medzi vektorom žiarenia a osou rotácie taký, že Zem spadne do kužeľa vytvoreného týmto žiarením; v tomto prípade je možné detegovať radiačný impulz opakujúci sa v intervaloch rovnajúcich sa dobe obehu hviezdy. Takéto neutrónové hviezdy sa nazývali „pulzary“ a stali sa prvými neutrónovými hviezdami, ktoré boli objavené.

Čierne diery

Nie všetky hviezdy sa po tom, čo prejdú fázou výbuchu supernovy, stanú neutrónovými hviezdami. Ak má hviezda dostatočne veľkú hmotnosť, kolaps takejto hviezdy bude pokračovať a samotné neutróny začnú padať dovnútra, kým sa jej polomer nezmenší ako polomer Schwarzschild. Potom sa hviezda stane čiernou dierou.

Existenciu čiernych dier predpovedala všeobecná teória relativity. Podľa tejto teórie,

Je celkom prirodzené, že hviezdy nie sú živé bytosti, ale aj ony prechádzajú vývojovými štádiami podobnými zrodeniu, životu a smrti. Rovnako ako človek, aj hviezda prechádza počas svojho života radikálnymi zmenami. Treba však poznamenať, že žijú jednoznačne dlhšie - milióny a dokonca miliardy pozemských rokov.

Ako sa rodia hviezdy? Spočiatku, alebo skôr po Veľkom tresku, bola hmota vo vesmíre rozložená nerovnomerne. V hmlovinách sa začali formovať hviezdy – obrovské oblaky medzihviezdneho prachu a plynov, väčšinou vodíka. Táto hmota je ovplyvnená gravitáciou a časť hmloviny je stlačená. Potom vznikajú okrúhle a husté plynové a prachové oblaky – Bokove globule. Keď takáto globula pokračuje v kondenzácii, jej hmotnosť sa zvyšuje v dôsledku priťahovania hmoty z hmloviny. Vo vnútornej časti guľôčky je gravitačná sila najsilnejšia, začína sa zahrievať a rotovať. Toto je už protostar. Atómy vodíka sa začnú navzájom bombardovať a tým generovať veľké množstvo energie. Nakoniec teplota centrálnej časti dosiahne teplotu asi pätnásť miliónov stupňov Celzia a vytvorí sa jadro novej hviezdy. Novorodenec sa rozhorí, začne horieť a svietiť. Ako dlho to bude pokračovať, závisí od hmotnosti novej hviezdy. Čo som vám povedal na našom poslednom stretnutí. Čím väčšia je hmotnosť, tým kratší je život hviezdy.
Mimochodom, od hmotnosti závisí, či sa protohviezda môže stať hviezdou. Podľa výpočtov, aby sa táto zmluva nebeské telo zmenila na hviezdu, jej hmotnosť musí byť aspoň 8% hmotnosti Slnka. Menšia guľa, ktorá kondenzuje, sa postupne ochladí a zmení sa na prechodný objekt, niečo medzi hviezdou a planétou. Takéto objekty sa nazývajú hnedí trpaslíci.

Napríklad planéta Jupiter je príliš malá na to, aby sa stala hviezdou. Ak by bol Jupiter hmotnejší, možno by v jeho hĺbke začali termonukleárne reakcie, aj v našich slnečná sústava by bol systém dvojitej hviezdy. Ale to sú všetko texty...

Takže hlavná etapa života hviezdy. Väčšinu svojej existencie je hviezda v rovnovážnom stave. Gravitačná sila má tendenciu hviezdu stláčať a energia uvoľnená v dôsledku termonukleárnych reakcií vyskytujúcich sa v hviezde núti hviezdu expandovať. Tieto dve sily vytvárajú stabilnú rovnovážnu polohu – takú stabilnú, že hviezda takto žije milióny a miliardy rokov. Táto fáza života hviezdy zabezpečuje jej miesto v hlavnej sekvencii. -

Po tom, čo svietila milióny rokov, veľká hviezda, teda hviezda najmenej šesťkrát ťažšia ako Slnko, začne horieť. Keď sa v jadre minie vodík, hviezda expanduje a ochladzuje sa a stáva sa z nej červený supergiant. Tento supergiant sa potom bude zmenšovať, až nakoniec exploduje v monštruóznom a dramatickom, brilantnom výbuchu nazývanom supernova. Tu treba poznamenať, že veľmi masívne modré supergianty obchádzajú štádium premeny na červeného superobra a oveľa rýchlejšie explodujú na supernovu.
Ak je zostávajúce jadro supernovy malé, tak jej katastrofické stlačenie (gravitačný kolaps) začína do veľmi hustej neutrónovej hviezdy, a ak je dostatočne veľké, stlačí sa ešte viac, čím vznikne čierna diera.

Zánik obyčajnej hviezdy je trochu iný. Takáto hviezda žije dlhšie a umiera pokojnejšou smrťou. Slnko bude napríklad horieť ďalších päť miliárd rokov, kým sa v jeho jadre minie vodík. Jeho vonkajšie vrstvy sa potom začnú rozťahovať a ochladzovať; vzniká červený obor. V tejto forme môže hviezda existovať asi 100 miliónov rokov na héliu, ktoré sa vytvorilo počas života v jej jadre. Ale vyhorí aj hélium. K tomu všetkému budú odnesené vonkajšie vrstvy – vytvoria planetárnu hmlovinu a z jadra sa stiahne hustý biely trpaslík. Hoci je biely trpaslík dosť horúci, nakoniec sa ochladí a stane sa mŕtvou hviezdou nazývanou čierny trpaslík.