Evolúcia hviezd rôznych hmotností. Hviezdny vývoj

Hviezdy, rovnako ako ľudia, môžu byť novorodenci, mladí, starí. Každú chvíľu niektoré hviezdy umierajú a iné vznikajú. Zvyčajne sú najmladšie z nich podobné Slnku. Sú v štádiu formovania a sú vlastne protohviezdami. Astronómovia ich nazývajú hviezdy T-Taurus podľa ich prototypu. Z hľadiska svojich vlastností – napríklad svietivosti – sú protohviezdy premenlivé, keďže ich existencia ešte nevstúpila do stabilnej fázy. Mnohé z nich majú okolo seba veľké množstvo hmoty. Z hviezd typu T vychádzajú silné veterné prúdy.

Protohviezdy: začiatok ich životného cyklu

Ak hmota dopadne na povrch protohviezdy, rýchlo zhorí a zmení sa na teplo. V dôsledku toho sa teplota protohviezd neustále zvyšuje. Keď vystúpi tak vysoko, že sa v strede hviezdy spustia jadrové reakcie, protohviezda získa status obyčajnej hviezdy. S nástupom jadrových reakcií sa objaví hviezda trvalý zdroj energiu, ktorá dlhodobo podporuje jeho životnú činnosť. Ako dlho to bude životný cyklus hviezd vo vesmíre závisí od ich pôvodnej veľkosti. Predpokladá sa však, že hviezdy s priemerom Slnka majú dostatok energie na to, aby mohli pohodlne existovať asi 10 miliárd rokov. Napriek tomu sa tiež stáva, že aj masívnejšie hviezdy žijú len niekoľko miliónov rokov. Je to spôsobené tým, že palivo spaľujú oveľa rýchlejšie.

Hviezdy normálnej veľkosti

Každá z hviezd je zhlukom horúceho plynu. V ich hĺbke prebieha neustály proces výroby jadrová energia. Nie všetky hviezdy sú však ako Slnko. Jedným z hlavných rozdielov je farba. Hviezdy sú nielen žlté, ale aj modrasté a červenkasté.

Jas a svietivosť

Líšia sa aj vlastnosťami, ako je lesk a jas. Aká jasná bude hviezda pozorovaná z povrchu Zeme, závisí nielen od jej svietivosti, ale aj od vzdialenosti od našej planéty. Vzhľadom na ich vzdialenosť od Zeme môžu mať hviezdy úplne rozdielne jasy. Tento ukazovateľ sa pohybuje od jednej desaťtisíciny jasu Slnka po jas porovnateľný s viac ako miliónom Sĺnk.

Väčšina hviezd sa nachádza na dolnom konci tohto spektra a je slabá. V mnohých ohľadoch je Slnko priemernou, typickou hviezdou. Oproti iným má však oveľa väčšiu svietivosť. Veľké množstvo matných hviezd možno pozorovať aj voľným okom. Dôvod, prečo sa hviezdy líšia v jasnosti, je spôsobený ich hmotnosťou. Farba, lesk a zmena jasu v priebehu času sú určené množstvom látky.

Pokusy vysvetliť životný cyklus hviezd

Ľudia sa už dlho pokúšali vystopovať život hviezd, no prvé pokusy vedcov boli skôr nesmelé. Prvým pokrokom bola aplikácia Laneovho zákona na Helmholtzovu-Kelvinovu hypotézu gravitačnej kontrakcie. To prinieslo do astronómie nové chápanie: teoreticky by sa teplota hviezdy mala zvyšovať (jej indikátor je nepriamo úmerný polomeru hviezdy), až kým nárast hustoty nespomalí kompresné procesy. Vtedy bude spotreba energie vyššia ako jej príjem. V tomto momente začne hviezda rýchlo chladnúť.

Hypotézy o živote hviezd

Jednu z pôvodných hypotéz o životnom cykle hviezdy navrhol astronóm Norman Lockyer. Veril, že hviezdy vznikajú z meteorickej hmoty. Navyše, ustanovenia jeho hypotézy boli založené nielen na teoretických záveroch dostupných v astronómii, ale aj na údajoch spektrálna analýza hviezdy Lockyer bol o tom presvedčený chemické prvky, ktoré sa podieľajú na vývoji nebeských telies, pozostávajú z elementárne častice- „protoelementy“. Na rozdiel od moderných neutrónov, protónov a elektrónov nemajú spoločné, ale individuálny charakter. Napríklad podľa Lockyera sa vodík rozpadá na to, čo sa nazýva „protovodík“; železo sa stáva „protoželezom“. Životný cyklus hviezdy sa pokúsili opísať aj iní astronómovia, napríklad James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Obrie hviezdy a trpasličie hviezdy

hviezdy veľké veľkosti sú najhorúcejšie a najjasnejšie. Zvyčajne majú biely alebo modrastý vzhľad. Napriek tomu, že majú gigantické rozmery, palivo v nich horí tak rýchlo, že sú oň pripravené už za pár miliónov rokov.

Malé hviezdy, na rozdiel od obrovských, zvyčajne nie sú také jasné. Majú červenú farbu a žijú dostatočne dlho – miliardy rokov. Ale medzi jasné hviezdy Na oblohe sú aj červené a oranžové. Príkladom je hviezda Aldebaran - takzvané „oko býka“, ktoré sa nachádza v súhvezdí Býka; a tiež v súhvezdí Škorpión. Prečo sú tieto chladné hviezdy schopné konkurovať jasom horúcim hviezdam ako Sirius?

Je to spôsobené tým, že sa raz veľmi rozšírili a začali v priemere presahovať obrovské červené hviezdy (supergianty). Obrovská plocha umožňuje týmto hviezdam vyžarovať rádovo viac energie ako Slnko. A to aj napriek tomu, že ich teplota je oveľa nižšia. Napríklad priemer Betelgeuze, ktorá sa nachádza v súhvezdí Orion, je niekoľko stokrát väčší ako priemer Slnka. A priemer obyčajných červených hviezd zvyčajne nie je ani desatina veľkosti Slnka. Takéto hviezdy sa nazývajú trpaslíci. Každé nebeské teleso môže prejsť týmito typmi životných cyklov hviezd – tá istá hviezda v rôznych fázach svojho života môže byť červeným obrom aj trpaslíkom.

Svietidlá ako Slnko spravidla podporujú svoju existenciu vďaka vodíku, ktorý sa nachádza vo vnútri. V jadrovom jadre hviezdy sa mení na hélium. Slnko má obrovské množstvo paliva, no ani to nie je nekonečné – za posledných päť miliárd rokov sa spotrebovala polovica zásob.

Životnosť hviezd. Životný cyklus hviezd

Po vyčerpaní zásob vodíka vo vnútri hviezdy nastanú veľké zmeny. Zvyšný vodík začne horieť nie vo vnútri jeho jadra, ale na povrchu. Zároveň sa čoraz viac skracuje životnosť hviezdy. Cyklus hviezd, aspoň väčšina z nich, v tomto období vstupuje do štádia červeného obra. Veľkosť hviezdy sa zväčšuje a jej teplota naopak klesá. Takto sa javí väčšina červených obrov a supergigantov. Tento proces je súčasťou všeobecného sledu zmien prebiehajúcich vo hviezdach, ktoré vedci nazývajú hviezdna evolúcia. Životný cyklus hviezdy zahŕňa všetky jej fázy: v konečnom dôsledku všetky hviezdy starnú a umierajú a trvanie ich existencie je priamo určené množstvom paliva. Veľké hviezdy končia svoj život obrovskou, veľkolepou explóziou. Tie skromnejšie naopak umierajú, postupne sa zmenšujú na veľkosť bielych trpaslíkov. Potom len zmiznú.

Ako dlho žije priemerná hviezda? Životný cyklus hviezdy môže trvať od menej ako 1,5 milióna rokov až po 1 miliardu rokov alebo viac. To všetko, ako už bolo povedané, závisí od jeho zloženia a veľkosti. Hviezdy ako Slnko žijú 10 až 16 miliárd rokov. Veľmi jasné hviezdy, ako je Sirius, majú relatívne krátky život - len niekoľko stoviek miliónov rokov. Diagram životného cyklu hviezd zahŕňa nasledujúce fázy. Ide o molekulárny oblak – gravitačný kolaps oblaku – zrod supernovy – vývoj protohviezdy – koniec protohviezdnej fázy. Potom nasledujú štádiá: začiatok štádia mladej hviezdy - stredný život - zrelosť - štádium červeného obra - planetárna hmlovina - štádium bieleho trpaslíka. Posledné dve fázy sú charakteristické pre malé hviezdy.

Povaha planetárnych hmlovín

Stručne sme sa teda pozreli na životný cyklus hviezdy. Ale čo je premena z obrovského červeného obra na bieleho trpaslíka, hviezdy niekedy zhadzujú svoje vonkajšie vrstvy a potom sa jadro hviezdy obnaží. Plynová škrupina začne žiariť pod vplyvom energie vyžarovanej hviezdou. Toto štádium dostalo svoje meno vďaka tomu, že svetelné bubliny plynu v tejto škrupine často vyzerajú ako disky okolo planét. Ale v skutočnosti nemajú nič spoločné s planétami. Životný cyklus hviezd pre deti nemusí zahŕňať všetky vedecké detaily. Možno opísať iba hlavné fázy vývoja nebeských telies.

Hviezdokopy

Astronómovia radi skúmajú Existuje hypotéza, že všetky svietidlá sa rodia v skupinách a nie jednotlivo. Keďže hviezdy patriace do rovnakej hviezdokopy majú podobné vlastnosti, rozdiely medzi nimi sú pravdivé a nie sú spôsobené vzdialenosťou od Zeme. Akékoľvek zmeny nastanú u týchto hviezd, vznikajú v rovnakom čase a za rovnakých podmienok. Najmä veľa poznatkov možno získať štúdiom závislosti ich vlastností od hmotnosti. Koniec koncov, vek hviezd v zhlukoch a ich vzdialenosť od Zeme sú približne rovnaké, takže sa líšia iba v tomto ukazovateli. Klastre zaujmú nielen profesionálnych astronómov - každý amatér si v planetáriu rád urobí krásnu fotografiu a pokochá sa ich mimoriadne krásnym výhľadom.

Evolúcia hviezd je zmenou fyzickosti. vlastnosti, vnútorné štruktúr a chémie zloženie hviezd v čase. Najdôležitejšie úlohy teórie E.Z. - vysvetlenie vzniku hviezd, zmeny ich pozorovateľných vlastností, štúdium genetických súvislostí rôzne skupiny hviezd, analýza ich konečných stavov.

Keďže v nám známej časti Vesmíru je cca. 98-99% hmotnosti pozorovanej hmoty je obsiahnutých vo hviezdach alebo prešlo štádiom hviezd, vysvetlenie E.Z. yavl. jeden z najdôležitejších problémov astrofyziky.

Hviezda v stacionárnom stave je plynová guľa, ktorá je v hydrostatickom stave. a tepelná rovnováha (t.j. pôsobenie gravitačných síl je vyvážené vnútorným tlakom a straty energie v dôsledku žiarenia sú kompenzované energiou uvoľnenou v útrobách hviezdy, viď). „Zrodenie“ hviezdy je vytvorenie hydrostaticky rovnovážneho objektu, ktorého žiarenie je podporované vlastným. zdroje energie. „Smrť“ hviezdy je nezvratná nerovnováha vedúca k zničeniu hviezdy alebo jej katastrofe. kompresia.

Izolácia gravitácie energia môže hrať rozhodujúcu úlohu len vtedy, keď teplota vnútra hviezdy nie je dostatočná na uvoľnenie jadrovej energie na kompenzáciu energetických strát a hviezda ako celok alebo jej časť sa musí stiahnuť, aby sa udržala rovnováha. Uvoľňovanie tepelnej energie nadobúda význam až po vyčerpaní zásob jadrovej energie. T.o., E.z. môže byť reprezentovaná ako konzistentná zmena energetických zdrojov hviezd.

Charakteristický čas E.z. príliš veľké na to, aby sa dal priamo sledovať celý vývoj. Preto hlavné E.Z yavl. konštrukcia sekvencií hviezdnych modelov popisujúcich zmeny vo vnútri štruktúr a chémie zloženie hviezd v čase. Evolúcia. sekvencie sa potom porovnajú s výsledkami pozorovaní, napríklad s (G.-R.d.), pričom sa pozorovania zhrnú veľké číslo hviezdy umiestnené na rôznych štádiách evolúcie. Zvlášť dôležitú úlohu hrá porovnanie s G.-R.d. pre hviezdokopy, pretože všetky hviezdy v zhluku majú rovnakú počiatočnú chemickú látku. zloženie a vznikli takmer súčasne. Podľa G.-R.d. klastre rôzneho veku podarilo ustanoviť smer E.Z. Evolúcia v detailoch. postupnosti sa vypočítavajú numerickým riešením sústavy diferenciálnych rovníc popisujúcich rozloženie hmotnosti, hustoty, teploty a svietivosti nad hviezdou, ku ktorým sa pridávajú zákony uvoľňovania energie a opacity hviezdnej hmoty a rovnice popisujúce zmeny chemických vlastností. zloženie hviezd v priebehu času.

Priebeh vývoja hviezdy závisí najmä od jej hmotnosti a počiatočného chemického zloženia. zloženie. Určitú, nie však zásadnú úlohu môže zohrávať rotácia hviezdy a jej magnetické pole. poli, avšak úlohu týchto faktorov v E.Z. ešte nie je dostatočne preskúmaná. Chem. Zloženie hviezdy závisí od času, v ktorom vznikla, a od jej polohy v Galaxii v čase vzniku. Hviezdy prvej generácie vznikli z hmoty, ktorej zloženie určila kozmológia. podmienky. Zjavne obsahoval približne 70 % hmotnostných vodíka, 30 % hélia a nepatrnú prímes deutéria a lítia. Počas evolúcie hviezd prvej generácie vznikli ťažké prvky (po héliu), ktoré boli vyvrhnuté do medzihviezdneho priestoru v dôsledku výlevu hmoty z hviezd alebo pri hviezdnych výbuchoch. Hviezdy nasledujúcich generácií vznikli z hmoty obsahujúcej až 3-4% (hmotn.) ťažkých prvkov.

Najpriamejším náznakom toho, že tvorba hviezd v Galaxii stále prebieha, je tento jav. existencia masívneho spektra jasných hviezd. triedy O a B, ktorých životnosť nemôže presiahnuť ~ 10 7 rokov. Rýchlosť tvorby hviezd v modernej dobe. éra sa odhaduje na 5 ročne.

2. Vznik hviezd, štádium gravitačnej kompresie

Podľa najbežnejšieho hľadiska vznikajú hviezdy v dôsledku gravitačných síl. kondenzácia hmoty v medzihviezdnom prostredí. Nevyhnutné rozdelenie medzihviezdneho prostredia na dve fázy – husté studené oblaky a riedke médium s vyššou teplotou – môže nastať pod vplyvom Rayleigh-Taylorovej tepelnej nestability v medzihviezdnom magnetickom poli. lúka. Plynovo-prachové komplexy s hmotou , charakteristická veľkosť (10-100) ks a koncentrácia častíc n~102 cm-3. sú skutočne pozorované vďaka ich emisii rádiových vĺn. Stlačenie (kolaps) takýchto oblakov si vyžaduje určité podmienky: gravitáciu. častice oblaku musia prekročiť súčet energie tepelného pohybu častíc, rotačnej energie oblaku ako celku a magnetického poľa. cloudová energia (kritérium džínsov). Ak sa berie do úvahy iba energia tepelného pohybu, potom s presnosťou na faktor rádu jednoty sa džínsové kritérium zapíše v tvare: align="absmiddle" width="205" height="20">, kde je hmotnosť oblaku, T- teplota plynu v K, n- počet častíc na 1 cm3. S typickou modernou medzihviezdne oblaky teplota K sa môžu zrútiť len oblaky s hmotnosťou nie menšou ako . Jeansovo kritérium udáva, že pre vznik hviezd skutočne pozorovaného hmotnostného spektra musí koncentrácia častíc v kolabujúcich oblakoch dosiahnuť (10 3 -10 6) cm -3, t.j. 10- až 1000-krát vyššia, ako sa pozoruje v typických oblakoch. Takéto koncentrácie častíc sa však dajú dosiahnuť v hĺbkach oblakov, ktoré sa už začali zrútiť. Z toho vyplýva, že sa to deje prostredníctvom sekvenčného procesu, ktorý sa vykonáva v niekoľkých krokoch. etapy, fragmentácia mohutnej oblačnosti. Tento obrázok prirodzene vysvetľuje zrod hviezd v skupinách - zhlukoch. Otázky súvisiace s tepelná bilancia v oblaku, rýchlostné pole v ňom, mechanizmus, ktorý určuje hmotnostné spektrum fragmentov.

Zrútené objekty hviezdnej hmoty sa nazývajú protohviezdy. Kolaps sféricky symetrickej nerotujúcej protohviezdy bez magnetického poľa. polia zahŕňa niekoľko. etapy. V počiatočnom okamihu je oblak homogénny a izotermický. Je priehľadný sám o sebe. žiarenia, takže kolaps prichádza s objemovými stratami energie, Ch. arr. vplyvom tepelného vyžarovania prachu rez odovzdáva svoju kinetiku. energie častice plynu. V homogénnom oblaku neexistuje tlakový gradient a stláčanie začína voľným pádom s charakteristickým časom, kde G- , - hustota oblačnosti. So začiatkom kompresie sa objaví vlna zriedenia, ktorá sa pohybuje smerom k stredu rýchlosťou zvuku a odvtedy kolaps nastáva rýchlejšie tam, kde je hustota vyššia, protohviezda je rozdelená na kompaktné jadro a predĺžený obal, do ktorého je hmota rozdelená podľa zákona. Keď koncentrácia častíc v jadre dosiahne ~ 10 11 cm -3, stáva sa nepriehľadným pre IR žiarenie prachových zŕn. Energia uvoľnená v jadre pomaly presakuje na povrch v dôsledku sálavého vedenia tepla. Teplota sa začína zvyšovať takmer adiabaticky, čo vedie k zvýšeniu tlaku a jadro sa stáva hydrostatickým. rovnováhu. Škrupina naďalej padá na jadro a objavuje sa na jeho okraji. Parametre jadra v tomto čase slabo závisia od celkovej hmotnosti protohviezdy: K. S nárastom hmotnosti jadra v dôsledku akrécie sa jeho teplota mení takmer adiabaticky, až kým nedosiahne 2000 K, kedy začína disociácia molekúl H 2 . V dôsledku spotreby energie na disociáciu a nie zvýšenia kinetiky. energie častíc, hodnota adiabatického indexu sa zníži pod 4/3, zmeny tlaku nie sú schopné kompenzovať gravitačné sily a jadro sa opäť zrúti (pozri). Vytvára sa nové jadro s parametrami, obklopené rázovým čelom, na ktoré pribúdajú zvyšky prvého jadra. K podobnému preskupeniu jadra dochádza pri vodíku.

Ďalší rast jadra na úkor hmoty obalu pokračuje, kým všetka hmota nespadne na hviezdu alebo sa rozptýli pod vplyvom alebo, ak je jadro dostatočne masívne (pozri). Protohviezdy s charakteristickým časom hmoty obalu t a >t kn, preto je ich svietivosť určená uvoľnením energie kolabujúcich jadier.

Hviezda pozostávajúca z jadra a obalu je pozorovaná ako zdroj IR v dôsledku spracovania žiarenia v obale (prach obalu, absorbujúci fotóny UV žiarenia z jadra, vyžaruje v IR oblasti). Keď obal opticky zoštíhli, protohviezda sa začne pozorovať ako obyčajný objekt hviezdnej povahy. Najhmotnejšie hviezdy si zachovávajú svoje obaly, kým v strede hviezdy nezačne termonukleárne spaľovanie vodíka. Tlak žiarenia obmedzuje hmotnosť hviezd na pravdepodobne . Aj keď vzniknú hmotnejšie hviezdy, ukáže sa, že sú pulzne nestabilné a môžu stratiť svoju silu. časť hmoty v štádiu spaľovania vodíka v jadre. Trvanie štádia kolapsu a rozptylu protohviezdneho obalu je rovnakého rádu ako čas voľného pádu pre materský oblak, t.j. 10 5 - 10 6 rokov. Jadrom osvetlené zhluky tmavej hmoty zo zvyškov škrupiny, urýchlené hviezdnym vetrom, sa stotožňujú s objektmi Herbig-Haro (hviezdne zhluky s emisným spektrom). Nízkohmotné hviezdy, keď sa stanú viditeľnými, sú v oblasti G.-R.D obsadenej hviezdami T Tauri (trpaslík), hmotnejšie sú v oblasti, kde sa nachádzajú Herbigove emisné hviezdy (nepravidelné rané spektrálne triedy s emisnými čiarami v spektrách. ).

Evolúcia. dráhy jadier protohviezd s konštantnou hmotnosťou v hydrostatickom štádiu. kompresie sú znázornené na obr. 1. Pre hviezdy s nízkou hmotnosťou v momente, keď je ustanovená hydrostatika. rovnováha, podmienky v jadrách sú také, že sa do nich prenáša energia. Výpočty ukazujú, že povrchová teplota plne konvekčnej hviezdy je takmer konštantná. Polomer hviezdy sa neustále zmenšuje, pretože ďalej sa zmenšuje. Pri konštantnej povrchovej teplote a zmenšujúcom sa polomere by mala svietivosť hviezdy dopadať aj na G.-R.D. Toto štádium vývoja zodpovedá vertikálnym úsekom tratí.

Ako stláčanie pokračuje, teplota vo vnútri hviezdy sa zvyšuje, hmota sa stáva transparentnejšou a hviezdy s align="absmiddle" width="90" height="17">majú žiarivé jadrá, ale obaly zostávajú konvektívne. Menej hmotné hviezdy zostávajú úplne konvektívne. Ich svietivosť je riadená tenkou žiarivou vrstvou vo fotosfére. Čím je hviezda hmotnejšia a čím vyššia je jej efektívna teplota, tým väčšie je jej vyžarovacie jadro (u hviezd s align="absmiddle" width="74" height="17"> sa žiarivé jadro objaví okamžite). Nakoniec takmer celá hviezda (s výnimkou povrchovej konvekčnej zóny u hviezd s hmotnosťou) prechádza do stavu radiačnej rovnováhy, v ktorej sa všetka energia uvoľnená v jadre prenáša žiarením.

3. Evolúcia založená na jadrových reakciách

Pri teplote v jadrách ~ 10 6 K sa začínajú prvé jadrové reakcie - vyhorí deutérium, lítium, bór. Primárne množstvo týchto prvkov je také malé, že ich vyhorenie prakticky nevydrží stlačenie. Kompresia sa zastaví, keď teplota v strede hviezdy dosiahne ~ 10 6 K a vodík sa zapáli, pretože Energia uvoľnená pri termonukleárnom spaľovaní vodíka je dostatočná na kompenzáciu radiačných strát (pozri). Homogénne hviezdy, v ktorých jadrách horí vodík, vznikajú na G.-R.D. počiatočná hlavná sekvencia (IMS). Masívne hviezdy dosahujú NGP rýchlejšie ako hviezdy s nízkou hmotnosťou, pretože ich miera straty energie na jednotku hmotnosti, a teda aj rýchlosť evolúcie, je vyššia ako u hviezd s nízkou hmotnosťou. Od vstupu do NGP E.z. vzniká na základe jadrového spaľovania, ktorého hlavné fázy sú zhrnuté v tabuľke. Jadrové spaľovanie môže nastať pred vytvorením prvkov skupiny železa, ktoré majú najvyššiu väzbovú energiu spomedzi všetkých jadier. Evolúcia. stopy hviezd na G.-R.D. sú znázornené na obr. 2. Vývoj centrálnych hodnôt teploty a hustoty hviezd je znázornený na obr. 3. Pri K hlavnej. zdroj energie yavl. reakciu vodíkového cyklu vo všeobecnosti T- reakcie cyklu uhlík-dusík (CNO) (pozri). Vedľajší účinok Fenomén cyklu CNO stanovenie rovnovážnych koncentrácií nuklidov 14 N, 12 C, 13 C - 95 %, 4 % a 1 % hmotn. Prevahu dusíka vo vrstvách, kde došlo k spaľovaniu vodíka, potvrdzujú výsledky pozorovaní, pri ktorých sa tieto vrstvy objavujú na povrchu v dôsledku straty vonkajšieho. vrstvy. Vo hviezdach, v ktorých strede sa realizuje cyklus CNO ( align="absmiddle" width="74" height="17">), sa objavuje konvekčné jadro. Dôvodom je veľmi silná závislosť uvoľňovania energie od teploty: . Tok žiarivej energie ~ T 4(pozri), preto nemôže odovzdať všetku uvoľnenú energiu a musí nastať konvekcia, ktorá je efektívnejšia ako prenos sálaním. V najhmotnejších hviezdach je viac ako 50 % hviezdnej hmoty pokrytých konvekciou. Dôležitosť konvekčného jadra pre evolúciu je daná skutočnosťou, že jadrové palivo sa rovnomerne vyčerpáva v oblasti oveľa väčšej ako je oblasť efektívneho spaľovania, zatiaľ čo vo hviezdach bez konvekčného jadra spočiatku dohorí len v malom okolí centra. , kde je dosť vysoká teplota. Čas vyhorenia vodíka sa pohybuje od ~ 10 10 rokov až po roky pre . Čas všetkých nasledujúcich stupňov spaľovania jadra nepresahuje 10 % času spaľovania vodíka, preto sa na G.-R.D. tvoria hviezdy v štádiu spaľovania vodíka. husto osídlený región - (GP). Vo hviezdach s teplotou v strede, ktorá nikdy nedosahuje hodnoty potrebné na spaľovanie vodíka, sa donekonečna zmenšujú a menia sa na „čiernych“ trpaslíkov. Vyhorenie vodíka vedie k zvýšeniu priem. molekulovej hmotnosti jadrovej látky, a teda zachovať hydrostatiku. V rovnováhe sa tlak v strede musí zvýšiť, čo má za následok zvýšenie teploty v strede a teplotného gradientu naprieč hviezdou a následne aj svietivosti. Nárast svietivosti vyplýva aj z poklesu opacity hmoty so zvyšujúcou sa teplotou. Jadro sa zmršťuje, aby sa zachovali podmienky uvoľňovania jadrovej energie so znížením obsahu vodíka, a obal sa roztiahne kvôli potrebe preniesť zvýšený tok energie z jadra. Dňa G.-R.d. hviezda sa pohybuje napravo od NGP. Zníženie opacity vedie k zániku konvekčných jadier vo všetkých hviezdach okrem najhmotnejších. Rýchlosť vývoja masívnych hviezd je najvyššia a sú prvé, ktoré opúšťajú MS. Životnosť na MS je pre hviezdy s cca. 10 miliónov rokov, od cca. 70 miliónov rokov a od cca. 10 miliárd rokov.

Keď obsah vodíka v jadre klesne na 1 %, expanzia obalov hviezd s align="absmiddle" width="66" height="17"> je nahradená všeobecnou kontrakciou hviezdy potrebnou na udržanie uvoľňovania energie. . Stlačenie obalu spôsobí zahriatie vodíka vo vrstve priľahlej k jadru hélia na teplotu jeho termonukleárneho spaľovania a vzniká vrstvový zdroj uvoľňovania energie. Vo hviezdach s hmotnosťou , v ktorých menej závisí od teploty a oblasť uvoľňovania energie nie je tak silne koncentrovaná smerom k stredu, neexistuje žiadna fáza všeobecnej kompresie.

E.z. po vyhorení vodíka závisí od ich hmotnosti. Najdôležitejší faktor ovplyvňujúci priebeh evolúcie hviezd s hmotnosťou . degenerácia elektrónového plynu pri vysokých hustotách. Vzhľadom na vysokú hustotu je počet kvantových stavov s nízkou energiou kvôli Pauliho princípu obmedzený a elektróny napĺňajú kvantové hladiny vysokou energiou, ktorá výrazne prevyšuje energiu ich tepelného pohybu. Kľúčová vlastnosť degenerovaný plyn je, že jeho tlak p závisí len od hustoty: pre nerelativistickú degeneráciu a pre relativistickú degeneráciu. Tlak plynu elektrónov je oveľa väčší ako tlak iónov. Vyplýva to z toho, čo je pre E.Z. záver: keďže gravitačná sila pôsobiaca na jednotkový objem relativisticky degenerovaného plynu závisí od hustoty rovnako ako tlakový gradient, musí existovať limitujúca hmotnosť (pozri), taká, že pri align="absmiddle" width="66 Tlak elektrónov nemôže pôsobiť proti gravitácii a začína sa stláčanie. Limit hmotnosti align="absmiddle" width="139" height="17">. Hranica oblasti, v ktorej je elektrónový plyn degenerovaný, je znázornená na obr. 3. V hviezdach s nízkou hmotnosťou hrá degenerácia významnú úlohu už v procese tvorby jadier hélia.

Druhým faktorom určujúcim E.z. v neskorších štádiách sú to straty energie neutrín. V hlbinách hviezd T~10 8 K hlavné. úlohu pri zrode zohráva: fotoneutrínový proces, rozpad plazmových oscilačných kvánt (plazmónov) na neutríno-antineutrínové páry (), anihilácia elektrón-pozitrónových párov () a (pozri). Najdôležitejšou vlastnosťou neutrín je, že hmota hviezdy je pre nich takmer priehľadná a neutrína voľne odnášajú energiu z hviezdy.

Héliové jadro, v ktorom ešte nevznikli podmienky na spaľovanie hélia, je stlačené. Teplota vo vrstvenom zdroji priľahlom k jadru sa zvyšuje a rýchlosť spaľovania vodíka sa zvyšuje. Potreba prenosu zvýšeného energetického toku vedie k expanzii plášťa, ktorý spotrebuje časť energie. Keďže svietivosť hviezdy sa nemení, teplota jej povrchu klesá a na G.-R.D. hviezda sa presunie do oblasti obsadenej červenými obrami, čas reštrukturalizácie hviezdy je o dva rády kratší ako čas potrebný na vyhorenie vodíka v jadre, takže medzi pásom MS a oblasťou červených supergiantov je málo hviezd. . Keď teplota škrupiny klesá, jej priehľadnosť sa zvyšuje, v dôsledku čoho sa objavuje vonkajší vzhľad. konvekčná zóna a svietivosť hviezdy sa zvyšuje.

Odvod energie z jadra prostredníctvom tepelnej vodivosti degenerovaných elektrónov a strát neutrín vo hviezdach oneskoruje moment horenia hélia. Teplota sa začne znateľne zvyšovať až vtedy, keď sa jadro stane takmer izotermickým. Spaľovanie 4 He určuje E.Z. od okamihu, keď uvoľnenie energie prevýši stratu energie tepelnou vodivosťou a neutrínovým žiarením. Rovnaká podmienka platí pre spaľovanie všetkých nasledujúcich druhov jadrového paliva.

Pozoruhodným znakom hviezdnych jadier vyrobených z degenerovaného plynu, chladeného neutrínami, je „konvergencia“ - konvergencia dráh, ktoré charakterizujú vzťah medzi hustotou a teplotou. Tc v strede hviezdy (obr. 3). Rýchlosť uvoľňovania energie pri stláčaní aktívnej zóny je určená rýchlosťou pridávania hmoty k nej cez vrstvový zdroj a závisí len od hmotnosti aktívnej zóny pre daný typ paliva. V jadre sa musí udržiavať rovnováha prítoku a odtoku energie, preto je v jadrách hviezd stanovené rovnaké rozloženie teploty a hustoty. V čase zapálenia 4 He závisí hmotnosť jadra od obsahu ťažkých prvkov. V jadrách degenerovaného plynu má horenie 4 He charakter tepelného výbuchu, pretože energia uvoľnená pri spaľovaní zvyšuje energiu tepelného pohybu elektrónov, ale tlak zostáva so zvyšujúcou sa teplotou takmer nezmenený, kým sa tepelná energia elektrónov nerovná energii degenerovaného plynu elektrónov. Potom sa degenerácia odstráni a jadro sa rýchlo rozšíri - dôjde k héliovému záblesku. Héliové vzplanutia sú pravdepodobne sprevádzané stratou hviezdnej hmoty. V , kde masívne hviezdy už dávno skončili evolúciu a červení obri majú hmotnosť, sú hviezdy v štádiu spaľovania hélia na horizontálnej vetve G.-R.D.

V héliových jadrách hviezd s align="absmiddle" width="90" height="17">plyn nie je degenerovaný, 4 Zapaľuje sa ticho, ale jadrá sa tiež rozširujú v dôsledku zväčšovania Tc. V najhmotnejších hviezdach dochádza k spaľovaniu 4 He, aj keď sú aktívne. modrých supergiantov. Rozšírenie jadra vedie k poklesu T v oblasti zdroja vodíkovej vrstvy a svietivosť hviezdy po výbuchu hélia klesá. Aby sa udržala tepelná rovnováha, škrupina sa stiahne a hviezda opustí oblasť červených supergiantov. Keď sú 4 He v jadre vyčerpané, stláčanie jadra a expanzia obalu sa začnú znova, hviezda sa opäť stáva červeným supergiantom. Vytvára sa vrstvený spaľovací zdroj 4 He, ktorý dominuje uvoľňovaniu energie. Znova sa zobrazí externý. konvekčná zóna. S vyhorením hélia a vodíka sa hrúbka vrstvových zdrojov zmenšuje. Tenká vrstva spaľovania hélia sa ukazuje ako tepelne nestabilná, pretože pri veľmi silnej citlivosti uvoľňovania energie na teplotu () je tepelná vodivosť látky nedostatočná na uhasenie tepelných porúch v spaľovacej vrstve. Pri tepelných ohniskách dochádza vo vrstve ku konvekcii. Ak prenikne do vrstiev bohatých na vodík, potom v dôsledku pomalého procesu ( s-proces, pozri) syntetizujú sa prvky s atómovými hmotnosťami od 22 Ne do 209 B.

Radiačný tlak na prach a molekuly vytvorené v chladných, rozšírených schránkach červených supergiantov vedie k nepretržitej strate hmoty rýchlosťou až jedného roka. Nepretržitá strata hmoty môže byť doplnená stratami spôsobenými nestabilitou horenia vrstiev alebo pulzáciami, ktoré môžu viesť k uvoľneniu jednej alebo viacerých. škrupiny. Keď množstvo látky nad uhlíkovo-kyslíkovým jadrom klesne pod určitú hranicu, obal je nútený stlačiť, aby sa udržala teplota v spaľovacích vrstvách, kým kompresia nie je schopná udržať spaľovanie; hviezda na G.-R.D. sa pohybuje takmer vodorovne doľava. V tomto štádiu môže nestabilita spaľovacích vrstiev tiež viesť k expanzii plášťa a strate hmoty. Kým je hviezda dostatočne horúca, pozorujeme ju ako jadro s jedným alebo viacerými. škrupiny. Keď sa vrstvové zdroje posunú smerom k povrchu hviezdy natoľko, že teplota v nich klesne pod teplotu potrebnú na spaľovanie jadra, hviezda sa ochladí a zmení sa na bieleho trpaslíka s , ktorý vyžaruje v dôsledku spotreby tepelnej energie iónovej zložky hviezdy. jeho vec. Charakteristická doba chladenia bielych trpaslíkov je ~ 10 9 rokov. Spodná hranica hmotnosti jednotlivých hviezd premenených na bielych trpaslíkov je nejasná, odhaduje sa na 3-6. V hviezdach c elektrónový plyn degeneruje v štádiu rastu uhlíkovo-kyslíkových (C,O-) hviezdnych jadier. Podobne ako v héliových jadrách hviezd dochádza v dôsledku strát neutrínovej energie k „konvergencii“ podmienok v strede a v momente spaľovania uhlíka v C,O jadre. Spaľovanie 12 C za takýchto podmienok má s najväčšou pravdepodobnosťou povahu výbuchu a vedie k úplnému zničeniu hviezdy. K úplnému zničeniu nemusí dôjsť, ak . Takáto hustota je dosiahnuteľná, keď je rýchlosť rastu jadra určená narastaním satelitnej hmoty v blízkom binárnom systéme.

Je známe, že hviezdy získavajú energiu z termonukleárnych fúznych reakcií a každá hviezda skôr či neskôr príde do bodu, keď sa jej termonukleárne palivo minie. Čím vyššia je hmotnosť hviezdy, tým rýchlejšie spáli všetko, čo môže, a dostane sa do záverečnej fázy svojej existencie. Ďalšie udalosti môžu nasledovať rôzne scenáre, z ktorých jeden závisí predovšetkým od masy.
Zatiaľ čo vodík v strede hviezdy „vyhorí“, uvoľňuje sa v ňom héliové jadro, ktoré stláča a uvoľňuje energiu. Následne v ňom môžu začať spaľovacie reakcie hélia a následných prvkov (pozri nižšie). Vonkajšie vrstvy sa vplyvom zvýšeného tlaku prichádzajúceho z ohriateho jadra mnohonásobne rozťahujú, hviezda sa stáva červeným obrom.
V závislosti od hmotnosti hviezdy v nej môžu prebiehať rôzne reakcie. To určuje, aké zloženie bude mať hviezda v čase, keď fúzia zanikne.

Bieli trpaslíci

Pre hviezdy s hmotnosťou do približne 10 MC váži jadro menej ako 1,5 MC. Po ukončení termonukleárnych reakcií tlak žiarenia ustane a jadro sa začne zmenšovať vplyvom gravitácie. Zmršťuje sa, až kým nezačne rušiť tlak degenerovaného elektrónového plynu, spôsobený Pauliho princípom. Vonkajšie vrstvy sa odlupujú a rozptyľujú a vytvárajú planetárnu hmlovinu. Prvú takúto hmlovinu objavil francúzsky astronóm Charles Messier v roku 1764 a katalogizoval ju pod číslom M27.
To, čo vychádza z jadra, sa nazýva biely trpaslík. Bieli trpaslíci majú hustotu väčšiu ako 10 7 g/cm 3 a povrchovú teplotu rádovo 10 4 K. Svietivosť je o 2-4 rády nižšia ako svietivosť Slnka. Nedochádza v ňom k termonukleárnej fúzii, všetka ním vyžarovaná energia sa teda bieli trpaslíci pomaly ochladzujú a prestávajú byť viditeľní.
Biely trpaslík má ešte šancu byť aktívny, ak je súčasťou dvojhviezdy a stiahne na seba hmotu svojho spoločníka (spoločník sa napríklad stal červeným obrom a svojou hmotou zaplnil celý svoj Rocheov lalok). V tomto prípade buď syntéza vodíka v cykle CNO môže začať pomocou uhlíka obsiahnutého v bielom trpaslíkovi, končiac uvoľnením vonkajšej vodíkovej vrstvy („nová“ hviezda). Alebo by sa hmotnosť bieleho trpaslíka mohla zväčšiť natoľko, že sa jeho uhlíkovo-kyslíková zložka zapáli vo vlne výbušného horenia prichádzajúcej zo stredu. V dôsledku toho sa s uvoľnením vytvárajú ťažké prvky veľká kvantita energia:

12C + 160 → 28Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV

Svietivosť hviezdy sa silne zvyšuje počas 2 týždňov, potom rýchlo klesá počas ďalších 2 týždňov, po ktorých sa ďalej znižuje približne 2-krát za 50 dní. Hlavná energia (asi 90%) je emitovaná vo forme gama lúčov z rozpadového reťazca izotopu niklu. Tento jav sa nazýva supernova typu 1.
Neexistujú žiadni bieli trpaslíci s hmotnosťou 1,5 alebo viac hmotnosti Slnka. Vysvetľuje to skutočnosť, že pre existenciu bieleho trpaslíka je potrebné vyrovnať gravitačnú kompresiu tlakom elektrónového plynu, ale to sa deje pri hmotnostiach nie vyšších ako 1,4 M C, toto obmedzenie sa nazýva Chandrasekharov limit. Hodnotu možno získať ako podmienku rovnosti tlakových síl k silám gravitačnej kompresie za predpokladu, že hybnosť elektrónov je určená vzťahom neurčitosti pre objem, ktorý zaberajú, a pohybujú sa rýchlosťou blízkou rýchlosti svetla. .

Neutrónové hviezdy

V prípade masívnejších (> 10 M C) hviezd sa všetko deje trochu inak. Vysoká teplota v jadre aktivuje reakcie absorpcie energie, ako je klepanie protónov, neutrónov a alfa častíc z jadier, ako aj e-. zachytávanie vysokoenergetických elektrónov, vyrovnávajúcich hmotnostný rozdiel dvoch jadier. Druhá reakcia vytvára prebytok neutrónov v jadre. Obe reakcie vedú k jej ochladeniu a celkovému stlačeniu hviezdy. Keď dôjde energia jadrovej fúzie, kompresia sa zmení na takmer voľný pád plášťa na kolabujúce jadro. Zároveň sa prudko zrýchľuje rýchlosť termonukleárnej fúzie vo vonkajších padajúcich vrstvách, čo vedie k emisii obrovského množstva energie v priebehu niekoľkých minút (porovnateľnej s energiou, ktorú vyžarujú svetelné hviezdy počas celej svojej existencie).
Zrútené jadro prekoná vďaka svojej vysokej hmotnosti tlak elektrónového plynu a ďalej sa sťahuje. V tomto prípade dochádza k reakciám p + e - → n + ν e, po ktorých v jadre nezostávajú takmer žiadne elektróny, ktoré interferujú s kompresiou. Kompresia nastáva do veľkosti 10 - 30 km, čo zodpovedá hustote stanovenej tlakom neutrónového degenerovaného plynu. Hmota dopadajúca na jadro dostane rázovú vlnu odrazenú od neutrónového jadra a časť energie uvoľnenej pri jeho stlačení, čo vedie k rýchlemu vymršteniu vonkajšieho obalu do strán. Výsledný objekt sa nazýva neutrónová hviezda. Väčšina (90 %) energie uvoľnenej z gravitačnej kompresie je odnesená neutrínami v prvých sekundách po kolapse. Vyššie uvedený proces sa nazýva výbuch supernovy typu 2. Energia výbuchu je taká, že niektoré z nich sú (zriedka) viditeľné voľným okom aj v denná. Prvú supernovu zaznamenali čínski astronómovia v roku 185 nášho letopočtu. V súčasnosti je zaznamenaných niekoľko stoviek ohnísk ročne.
Výsledná neutrónová hviezda má hustotu ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . Zachovanie momentu hybnosti počas stláčania hviezd vedie k veľmi krátkym orbitálnym periódam, zvyčajne v rozsahu od 1 do 1000 ms. Pre bežné hviezdy sú takéto obdobia nemožné, pretože Ich gravitácia nebude schopná pôsobiť proti odstredivým silám takejto rotácie. Neutrónová hviezda má veľmi veľké magnetické pole, dosahujúce na povrchu 10 12 -10 13 Gaussov, čo vedie k silnému elektromagnetickému žiareniu. Magnetická os, ktorá sa nezhoduje s osou rotácie, vedie k tomu, že neutrónová hviezda vysiela periodické (s periódou rotácie) pulzy žiarenia v danom smere. Takáto hviezda sa nazýva pulzar. Táto skutočnosť pomohla ich experimentálnemu objavu a používa sa na detekciu. Detekcia neutrónovej hviezdy pomocou optických metód je oveľa náročnejšia pre jej nízku svietivosť. Doba obehu sa postupne znižuje v dôsledku prechodu energie na žiarenie.
Vonkajšia vrstva neutrónová hviezda pozostáva z kryštalická látka, hlavne železo a jeho susedné prvky. Väčšinu zvyšku hmoty tvoria neutróny a hyperóny sa nachádzajú v samom strede. Hustota hviezdy sa zvyšuje smerom k stredu a môže dosiahnuť hodnoty výrazne vyššie ako hustota jadrovej hmoty. Správanie hmoty pri takýchto hustotách je zle pochopené. Existujú teórie o voľných kvarkoch, vrátane nielen prvej generácie, pri takýchto extrémnych hustotách hadrónovej hmoty. Sú možné supravodivé a supratekuté stavy neutrónovej hmoty.
Existujú 2 mechanizmy chladenia neutrónovej hviezdy. Jednou z nich je emisia fotónov, ako všade inde. Druhým mechanizmom je neutríno. Prevláda, pokiaľ je teplota jadra nad 10 8 K. To zvyčajne zodpovedá povrchovej teplote nad 10 6 K a trvá 10 5 −10 6 rokov. Existuje niekoľko spôsobov, ako emitovať neutrína:

Čierne diery

Ak hmotnosť pôvodnej hviezdy presiahla 30 hmotností Slnka, jadro vytvorené pri výbuchu supernovy bude ťažšie ako 3 M C. Pri tejto hmotnosti už tlak neutrónového plynu nedokáže zadržať gravitáciu a jadro sa nezastaví v štádiu neutrónovej hviezdy, ale pokračuje v kolapse (experimentálne zistené neutrónové hviezdy však majú hmotnosti nie viac ako 2 hmotnosti Slnka, nie tri). Tentoraz kolapsu nič nezabráni a vzniká čierna diera. Tento objekt má čisto relativistickú povahu a nemožno ho vysvetliť bez všeobecnej relativity. Napriek skutočnosti, že hmota sa podľa teórie zrútila do bodu - singularity, čierna diera má nenulový polomer, nazývaný Schwarzschildov polomer:

RH = 2 GM/s 2.

Polomer označuje hranicu gravitačného poľa čiernej diery, ktorá je neprekonateľná aj pre fotóny, nazývaná horizont udalostí. Napríklad Schwarzschildov polomer Slnka je len 3 km. Mimo horizontu udalostí je gravitačné pole čiernej diery rovnaké ako gravitačné pole bežného objektu s jej hmotnosťou. Čiernu dieru možno pozorovať iba nepriamymi účinkami, pretože sama o sebe nevyžaruje žiadnu výraznú energiu.
Aj keď nič nemôže uniknúť horizontu udalostí, čierna diera môže stále vytvárať žiarenie. V kvantovom fyzickom vákuu sa virtuálne páry častica-antičastica neustále rodia a zanikajú. Najsilnejšie gravitačné pole čiernej diery s nimi môže interagovať skôr, než zmiznú a pohltia antičasticu. Ak bola celková energia virtuálnej antičastice záporná, čierna diera stráca hmotnosť a zostávajúca častica sa stáva skutočnou a dostáva energiu dostatočnú na to, aby odletela z poľa čiernej diery. Toto žiarenie sa nazýva Hawkingovo žiarenie a má spektrum čierneho telesa. Dá sa tomu pripísať určitá teplota:

Vplyv tohto procesu na hmotnosť väčšiny čiernych dier je zanedbateľný v porovnaní s energiou, ktorú dostávajú dokonca aj z kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia. Výnimkou sú reliktné mikroskopické čierne diery, ktoré mohli vzniknúť v raných fázach vývoja vesmíru. Malé veľkosti urýchľujú proces odparovania a spomaľujú proces naberania hmoty. Záverečné fázy vyparovania takýchto čiernych dier by sa mali skončiť výbuchom. Nikdy neboli zaznamenané žiadne výbuchy zodpovedajúce popisu.
Hmota padajúca do čiernej diery sa zahrieva a stáva sa zdrojom röntgenového žiarenia, čo slúži ako nepriamy znak prítomnosti čiernej diery. Keď hmota s vysokou uhlovou hybnosťou padne na čiernu dieru, vytvorí okolo nej rotujúci akrečný disk, v ktorom častice pred pádom do čiernej diery stratia energiu a moment hybnosti. V prípade supermasívnej čiernej diery sa pozdĺž osi disku objavujú dva odlišné smery, v ktorých tlak emitovaného žiarenia a elektromagnetické efekty urýchľujú častice vymrštené z disku. To vytvára silné prúdy látky v oboch smeroch, ktoré možno tiež zaregistrovať. Podľa jednej teórie sú takto štruktúrované aktívne galaktické jadrá a kvazary.
Rotujúca čierna diera je zložitejší objekt. Svojou rotáciou „zachytáva“ určitú oblasť priestoru za horizontom udalostí („Lense-Thirringov efekt“). Táto oblasť sa nazýva ergosféra, jej hranica sa nazýva hranica statickosti. Statický limit je elipsoid, ktorý sa zhoduje s horizontom udalostí na dvoch póloch rotácie čiernej diery.
Rotujúce čierne diery majú ďalší mechanizmus straty energie prenosom energie na častice zachytené v ergosfére. Táto strata energie je sprevádzaná stratou momentu hybnosti a spomaľuje rotáciu.

Bibliografia

S.B.Popov, M.E.Prokhorov "Astrofyzika jednotlivých neutrónových hviezd: rádiotiché neutrónové hviezdy a magnetary" SAI MSU, 2002
William J. Kaufman "Kosmické hranice relativity" 1977
Iné internetové zdroje

20. december 10 g.

Naše Slnko svieti už viac ako 4,5 miliardy rokov. Zároveň neustále spotrebúva vodík. Je úplne jasné, že bez ohľadu na to, aké veľké sú jeho zásoby, jedného dňa sa vyčerpajú. A čo sa stane so svietidlom? Na túto otázku existuje odpoveď. Životný cyklus hviezdy možno študovať z iných podobných kozmických útvarov. Koniec koncov, vo vesmíre sú skutoční patriarchovia, ktorých vek je 9-10 miliárd rokov. A sú tam veľmi mladé hviezdy. Nie sú staršie ako niekoľko desiatok miliónov rokov.

V dôsledku toho pozorovaním stavu rôznych hviezd, ktorými je vesmír „posypaný“, možno pochopiť, ako sa správajú v priebehu času. Tu môžeme nakresliť analógiu s mimozemským pozorovateľom. Odletel na Zem a začal študovať ľudí: deti, dospelých, starých ľudí. Vo veľmi krátkom čase teda pochopil, aké zmeny sa s ľuďmi počas života dejú.

Slnko je momentálne žltý trpaslík - 1
Uplynú miliardy rokov a stane sa červeným obrom - 2
A potom sa zmení na bieleho trpaslíka - 3

Preto môžeme so všetkou istotou povedať keď sa vyčerpajú zásoby vodíka v centrálnej časti Slnka, termonukleárna reakcia sa nezastaví. Zóna, kde bude tento proces pokračovať, sa začne posúvať smerom k povrchu našej hviezdy. Zároveň však gravitačné sily už nebudú môcť ovplyvňovať tlak, ktorý vzniká v dôsledku termonukleárnej reakcie.

v dôsledku toho hviezda začne rásť a postupne sa zmení na červeného obra. Toto je vesmírny objekt neskorého štádia evolúcie. Ale aj on je náhodou rovnaký skoré štádium počas tvorby hviezd. Až v druhom prípade sa červený obr zmenšuje a mení na hviezda hlavnej postupnosti. Teda taký, v ktorom prebieha reakcia syntézy hélia z vodíka. Jedným slovom, kde životný cyklus hviezdy začína, tam aj končí.

Naše Slnko sa zväčší natoľko, že pohltí okolité planéty. Sú to Merkúr, Venuša a Zem. Ale neboj sa. Hviezda začne umierať o niekoľko miliárd rokov. Počas tejto doby sa zmenia desiatky a možno stovky civilizácií. Človek si neraz vezme do ruky palicu a po tisíckach rokov zasa sadne k počítaču. Toto je obvyklá cyklickosť, na ktorej je založený celý vesmír.

Ale stať sa červeným obrom neznamená koniec. Termonukleárna reakcia vymrští vonkajší obal do vesmíru. A v strede zostane jadro hélia bez energie. Vplyvom gravitačných síl sa stlačí a v konečnom dôsledku premení na mimoriadne hustý kozmický útvar s veľkou hmotnosťou. Takéto zvyšky vyhasnutých a pomaly chladnúcich hviezd sa nazývajú bielych trpaslíkov.

Náš biely trpaslík bude mať polomer 100-krát menší ako polomer Slnka a jeho svietivosť sa zníži 10-tisíckrát. V tomto prípade bude hmotnosť porovnateľná so súčasnou slnečnou a hustota bude miliónkrát väčšia. Takýchto bielych trpaslíkov je v našej Galaxii veľa. Ich počet je 10% z celkového počtu hviezd.

Treba poznamenať, že bieli trpaslíci sú vodík a hélium. Ale nepôjdeme do divočiny, ale len si všimneme, že pri silnom stlačení môže nastať gravitačný kolaps. A to je plné kolosálneho výbuchu. V tomto prípade je pozorovaný výbuch supernovy. Pojem „supernova“ nevystihuje vek, ale jas blesku. Je to tak, že biely trpaslík nebol dlho viditeľný v kozmickej priepasti a zrazu sa objavila jasná žiara.

Väčšina explodujúcej supernovy sa rozptýli vesmírom obrovskou rýchlosťou. A zostávajúca centrálna časť je stlačená do ešte hustejšej formácie a je tzv neutrónová hviezda. Je to konečný produkt hviezdneho vývoja. Jeho hmotnosť je porovnateľná so Slnkom a jeho polomer dosahuje len niekoľko desiatok kilometrov. Jedna kocka cm neutrónová hviezda môže vážiť milióny ton. Takýchto útvarov je vo vesmíre pomerne veľa. Ich počet je asi tisíckrát menší ako obyčajných sĺnk, ktorými je nočná obloha Zeme posiata.

Treba povedať, že životný cyklus hviezdy priamo súvisí s jej hmotnosťou. Ak sa zhoduje s hmotnosťou nášho Slnka alebo je menšia ako ona, potom sa na konci života objaví biely trpaslík. Existujú však svietidlá, ktoré sú desiatky a stokrát väčšie ako Slnko.

Keď sa takíto obri vekom zmenšujú, deformujú priestor a čas natoľko, že namiesto bieleho trpaslíka sa objaví biely trpaslík. čierna diera. Jeho gravitačná príťažlivosť je taká silná, že ju nedokážu prekonať ani tie objekty, ktoré sa pohybujú rýchlosťou svetla. Rozmery otvoru sa vyznačujú tým gravitačný polomer. Toto je polomer gule ohraničený Horizont udalostí. Predstavuje časopriestorový limit. akýkoľvek kozmické telo Po prekonaní navždy zmizne a nikdy sa nevráti.

Existuje veľa teórií o čiernych dierach. Všetky sú založené na teórii gravitácie, pretože gravitácia je jednou z najdôležitejších síl vesmíru. A jeho hlavnou kvalitou je všestrannosť. Prinajmenšom dnes nebol objavený jediný vesmírny objekt, ktorému by chýbala gravitačná interakcia.

Existuje predpoklad, že cez čiernu dieru sa dá dostať do paralelného sveta. To znamená, že je to kanál do inej dimenzie. Všetko je možné, ale každé tvrdenie si vyžaduje praktické dôkazy. Takýto experiment sa však zatiaľ žiadnemu smrteľníkovi nepodarilo uskutočniť.

Životný cyklus hviezdy teda pozostáva z niekoľkých etáp. V každom z nich sa svietidlo objavuje v určitej kapacite, ktorá sa radikálne líši od predchádzajúcich a budúcich. Toto je jedinečnosť a tajomstvo vesmíru. Pri jeho spoznávaní si mimovoľne začínate myslieť, že aj človek prechádza niekoľkými fázami svojho vývoja. A škrupina, v ktorej teraz existujeme, je len prechodným štádiom do nejakého iného stavu. Tento záver si však opäť vyžaduje praktické potvrdenie..

Evolúcia hviezd rôznych hmotností

Astronómovia nemôžu pozorovať život jedinej hviezdy od začiatku do konca, pretože aj tie najkratšie žijúce hviezdy existujú milióny rokov – dlhšia životnosť celého ľudstva. Zmeny fyzikálnych vlastností v priebehu času a chemické zloženie hviezdy, t.j. Astronómovia študujú vývoj hviezd porovnávaním charakteristík mnohých hviezd v rôznych štádiách vývoja.

Fyzikálne vzory spájajúce pozorované charakteristiky hviezd sa odrážajú v diagrame farebnej svietivosti - Hertzsprung - Russell diagram, na ktorom hviezdy tvoria samostatné skupiny - postupnosti: hlavná postupnosť hviezd, postupnosti veleobrov, jasných a slabých obrov, podobrov, subtrpaslíkov a bielych trpaslíkov.

Po väčšinu svojho života sa každá hviezda nachádza v takzvanej hlavnej postupnosti diagramu farby a svietivosti. Všetky ostatné fázy vývoja hviezdy pred vytvorením kompaktného zvyšku nezaberú viac ako 10 % tohto času. To je dôvod, prečo väčšina hviezd pozorovaných v našej Galaxii sú skromní červení trpaslíci s hmotnosťou Slnka alebo menšou. Hlavná sekvencia obsahuje asi 90 % všetkých pozorovaných hviezd.

Životnosť hviezdy a to, na čo sa na konci zmení životná cesta, je úplne určená svojou hmotnosťou. Hviezdy s hmotnosťou väčšou ako Slnko žijú oveľa menej ako Slnko a životnosť najhmotnejších hviezd je len milióny rokov. Pre veľkú väčšinu hviezd je životnosť približne 15 miliárd rokov. Keď hviezda vyčerpá svoje zdroje energie, začne sa ochladzovať a sťahovať sa. Konečný produkt evolučné hviezdy sú kompaktné masívne objekty, ktorých hustota je mnohonásobne väčšia ako hustota obyčajných hviezd.

hviezdy rôzne masy nakoniec sa dostanú do jedného z troch stavov: bielych trpaslíkov, neutrónových hviezd alebo čiernych dier. Ak je hmotnosť hviezdy malá, potom sú gravitačné sily relatívne slabé a stláčanie hviezdy (gravitačný kolaps) sa zastaví. Prechádza do stabilného stavu bieleho trpaslíka. Ak hmotnosť prekročí kritickú hodnotu, kompresia pokračuje. Pri veľmi vysokých hustotách sa elektróny spájajú s protónmi a vytvárajú neutróny. Čoskoro sa takmer celá hviezda skladá len z neutrónov a má takú obrovskú hustotu, že obrovská hviezdna hmota sa sústredí do veľmi malej gule s polomerom niekoľkých kilometrov a stláčanie sa zastaví – vznikne neutrónová hviezda. Ak je hmotnosť hviezdy taká veľká, že ani vznik neutrónovej hviezdy nezastaví gravitačný kolaps, potom posledným štádiom vývoja hviezdy bude čierna diera.