Evolucija zvijezda različitih masa

Astronomi ne mogu da posmatraju život jedne zvezde od početka do kraja, jer čak i najkraće žive zvezde postoje milionima godina - duže od života celog čovečanstva. Promjene fizičkih karakteristika i hemijskog sastava zvijezda tokom vremena, tj. Astronomi proučavaju evoluciju zvijezda upoređujući karakteristike mnogih zvijezda u različitim fazama evolucije.

Fizički obrasci koji povezuju posmatrane karakteristike zvijezda ogledaju se u dijagramu boja-luminoznosti - Hertzsprung - Russell dijagramu, na kojem zvijezde formiraju odvojene grupe - nizove: glavni niz zvijezda, nizovi supergiganata, svijetli i slabi divovi, subgiganti, potpatuljci i bijeli patuljci.

Veći dio svog života svaka zvijezda je na takozvanoj glavnoj sekvenci dijagrama boja-svjetlina. Sve druge faze evolucije zvijezde prije formiranja kompaktnog ostatka ne zauzimaju više od 10% ovog vremena. Zbog toga su većina zvijezda uočenih u našoj galaksiji skromni crveni patuljci sa masom Sunca ili manjom. Glavna sekvenca sadrži oko 90% svih posmatranih zvezda.

Životni vijek zvijezde i u šta se na kraju pretvara životni put, potpuno je određena svojom masom. Zvijezde s masom većom od Sunca žive mnogo manje od Sunca, a životni vijek najmasivnijih zvijezda je samo milioni godina. Za veliku većinu zvijezda životni vijek je oko 15 milijardi godina. Nakon što zvijezda iscrpi svoje izvore energije, počinje se hladiti i skupljati. Krajnji proizvod evolucije zvijezda su kompaktni, masivni objekti čija je gustoća mnogo puta veća od gustoće običnih zvijezda.

Zvijezde različitih masa završavaju u jednom od tri stanja: bijeli patuljci, neutronske zvijezde ili crne rupe. Ako je masa zvijezde mala, tada su gravitacijske sile relativno slabe i kompresija zvijezde (gravitacijski kolaps) prestaje. Prelazi u stabilno stanje bijelog patuljka. Ako masa prelazi kritičnu vrijednost, kompresija se nastavlja. Pri vrlo visokim gustoćama, elektroni se kombinuju sa protonima i formiraju neutrone. Ubrzo se gotovo cijela zvijezda sastoji samo od neutrona i ima tako ogromnu gustoću da se ogromna zvjezdana masa koncentriše u vrlo malu kuglu polumjera nekoliko kilometara i kompresija prestaje - formira se neutronska zvijezda. Ako je masa zvijezde tolika da čak ni formiranje neutronske zvijezde neće zaustaviti gravitacijski kolaps, tada će konačni stupanj evolucije zvijezde biti crna rupa.

Sasvim je prirodno da zvijezde nisu živa bića, ali i one prolaze kroz evolucijske faze slične rođenju, životu i smrti. Kao i osoba, zvijezda prolazi kroz radikalne promjene tokom svog života. Ali treba napomenuti da oni očigledno žive duže - milione, pa čak i milijarde zemaljskih godina.

Kako se rađaju zvijezde? U početku, odnosno nakon Velikog praska, materija u Univerzumu je bila neravnomjerno raspoređena. Zvijezde su počele da se formiraju u maglinama - džinovskim oblacima međuzvjezdane prašine i gasovi, uglavnom vodonik. Na ovu materiju utječe gravitacija, a dio magline je komprimiran. Tada se formiraju okrugli i gusti oblaci gasa i prašine - Bok globule. Kako takva globula nastavlja da se kondenzuje, njena masa raste zbog privlačenja materije iz magline. U unutrašnjem dijelu globule, gravitacijska sila je najjača i ona počinje da se zagrijava i rotira. Ovo je već protozvijezda. Atomi vodika počinju da bombarduju jedni druge i tako proizvode veliki broj energije. Na kraju temperatura centralnog dela dostiže temperaturu od oko petnaest miliona stepeni Celzijusa i formira se jezgro nova. Novorođenče bukti, počinje da gori i blista. Koliko će ovo trajati zavisi od mase nove zvezde. Ono što sam ti rekao na našem posljednjem sastanku. Što je veća masa, kraći je život zvezde.
Inače, od mase zavisi da li protozvezda može da postane zvezda. Prema proračunima, da bi se ovo skupljivo nebesko tijelo pretvorilo u zvijezdu, njegova masa mora biti najmanje 8% mase Sunca. Manja globula će se, kondenzirajući, postepeno ohladiti i pretvoriti u prelazni objekat, nešto između zvijezde i planete. Takvi objekti se zovu smeđi patuljci.

Planeta Jupiter, na primjer, premala je da bi postala zvijezda. Da je Jupiter masivniji, možda bi vrućina počela u njegovim dubinama. nuklearne reakcije, i naše Solarni sistem bio bi sistem dvostrukih zvijezda. Ali ovo su sve stihovi...

Dakle, glavna faza u životu zvezde. Veći dio svog postojanja zvijezda je u ravnotežnom stanju. Sila gravitacije nastoji stisnuti zvijezdu, a energija oslobođena kao rezultat termonuklearnih reakcija koje se dešavaju u zvijezdi tjera zvijezdu da se širi. Ove dvije sile stvaraju stabilan položaj ravnoteže - toliko stabilan da zvijezda ovako živi milionima i milijardama godina. Ova faza života zvezde obezbeđuje njeno mesto u glavnoj sekvenci. -

Nakon što je svijetlila milionima godina, velika zvijezda, odnosno zvijezda najmanje šest puta teža od Sunca, počinje da izgara. Kada u jezgru ponestane vodonika, zvijezda se širi i hladi, postajući crveni supergigant. Ovaj supergigant će se zatim smanjiti dok konačno ne eksplodira u monstruoznoj i dramatičnoj, briljantnoj eksploziji zvanoj supernova. Ovdje treba napomenuti da vrlo masivni plavi supergiganti zaobilaze fazu transformacije u crvenog supergiganta i mnogo brže eksplodiraju u supernovu.
Ako je preostalo jezgro supernove malo, tada njeno katastrofalno sabijanje (gravitacijski kolaps) počinje u vrlo gustu neutronsku zvijezdu, a ako je dovoljno velika, stisnut će se još više, formirajući crnu rupu.

Smrt obične zvijezde je nešto drugačija. Takva zvijezda živi duže i umire mirnijom smrću. Sunce će, na primjer, gorjeti još pet milijardi godina prije nego što njegovo jezgro ostane bez vodonika. Njegovi vanjski slojevi će tada početi da se šire i hlade; formira se crveni džin. U ovom obliku, zvijezda može postojati oko 100 miliona godina na helijumu koji je nastao tokom njenog života u njenom jezgru. Ali helijum takođe sagoreva. Povrh svega, vanjski slojevi će biti odneseni - oni će formirati planetarnu maglicu, a gusti bijeli patuljak će se smanjiti iz jezgra. Iako je bijeli patuljak prilično vruć, na kraju će se ohladiti, postajući mrtva zvijezda koja se zove crni patuljak.

Star-- nebesko tijelo u kojem se dešavaju, koje su se dogodile ili će se dogoditi termonuklearne reakcije. Zvijezde su masivne svjetleće kugle plina (plazma). Nastaje iz okoline plina i prašine (vodik i helij) kao rezultat gravitacijske kompresije. Temperatura materije u unutrašnjosti zvijezda mjeri se u milionima kelvina, a na njihovoj površini - u hiljadama kelvina. Energija velike većine zvijezda oslobađa se kao rezultat termonuklearne reakcije pretvaranja vodika u helijum, što se događa kada visoke temperature u unutrašnjim prostorima. Zvijezde se često nazivaju glavnim tijelima Univerzuma, jer sadrže najveći dio svjetleće materije u prirodi. Zvijezde su ogromni, sferni objekti napravljeni od helijuma i vodonika, kao i drugih plinova. Energija zvijezde sadržana je u njenom jezgru, gdje helijum stupa u interakciju s vodonikom svake sekunde. Kao i sve organsko u našem svemiru, zvijezde nastaju, razvijaju se, mijenjaju se i nestaju - ovaj proces traje milijarde godina i naziva se procesom “Evolucije zvijezda”.

1. Evolucija zvijezda

Evolucija zvijezda-- redosled promena kroz koje zvezda prolazi tokom svog života, to jest, tokom stotina hiljada, miliona ili milijardi godina dok emituje svetlost i toplotu. Zvijezda počinje svoj život kao hladan, razrijeđen oblak međuzvjezdanog plina (razrijeđeni plinoviti medij koji ispunjava sav prostor između zvijezda), koji se sabija pod vlastitom gravitacijom i postepeno poprima oblik lopte. Kada se komprimuje, gravitaciona energija (univerzalna fundamentalna interakcija između svih materijalnih tela) pretvara se u toplotu, a temperatura objekta raste. Kada temperatura u centru dostigne 15-20 miliona K, počinju termonuklearne reakcije i kompresija prestaje. Objekt postaje puna zvijezda. Prva faza života zvijezde je slična onoj u Suncu - njome dominiraju reakcije vodonikovog ciklusa. U tom stanju ostaje veći dio svog života, nalazeći se na glavnom nizu Hertzsprung-Russell dijagrama (slika 1) (koji pokazuje odnos između apsolutne magnitude, luminoznosti, spektralne klase i površinske temperature zvijezde, 1910.), sve dok njegove rezerve goriva ponestaju u svojoj srži. Kada se sav vodonik u centru zvijezde pretvori u helijum, formira se helijumsko jezgro, a termonuklearno sagorijevanje vodika se nastavlja na njenoj periferiji. Tokom ovog perioda, struktura zvijezde počinje da se mijenja. Njena luminoznost se povećava, njeni vanjski slojevi se šire, a temperatura površine opada - zvijezda postaje crveni div, koji formira granu na Hertzsprung-Russell dijagramu. Zvijezda provodi znatno manje vremena na ovoj grani nego na glavnoj sekvenci. Kada akumulirana masa helijumskog jezgra postane značajna, ono ne može da izdrži sopstvenu težinu i počinje da se smanjuje; ako je zvijezda dovoljno masivna, povećanje temperature može uzrokovati daljnju termonuklearnu transformaciju helijuma u teže elemente (helij u ugljik, ugljik u kisik, kisik u silicijum i konačno silicijum u željezo).

2. Termonuklearna fuzija u unutrašnjosti zvijezda

Do 1939. godine ustanovljeno je da je izvor energije zvijezda termonuklearna fuzija koja se odvija u utrobi zvijezda. Većina zvijezda emituje zračenje jer se u njihovom jezgru četiri protona kombinuju kroz niz srednjih koraka u jednu alfa česticu. Ova transformacija se može dogoditi na dva glavna načina, nazvana ciklusom proton-proton, ili p-p, i ciklusom ugljenik-azot, ili CN. Kod zvijezda male mase oslobađanje energije se uglavnom osigurava prvim ciklusom, u teškim zvijezdama - drugim. Zalihe nuklearnog goriva u zvijezdi su ograničene i stalno se troše na zračenje. Proces termonuklearne fuzije, koji oslobađa energiju i mijenja sastav tvari zvijezde, u kombinaciji s gravitacijom, koja teži da zvijezdu sabije i također oslobađa energiju, kao i zračenje s površine koje nosi oslobođenu energiju, su glavne pokretačke snage evolucije zvijezda. Evolucija zvijezde počinje u džinovskom molekularnom oblaku, koji se još naziva i zvjezdana kolijevka. Većina "praznog" prostora u galaksiji zapravo sadrži između 0,1 i 1 molekula po cm?. Molekularni oblak ima gustinu od oko milion molekula po cm?. Masa takvog oblaka premašuje masu Sunca za 100.000-10.000.000 puta zbog svoje veličine: od 50 do 300 svjetlosnih godina u prečniku. Dok oblak slobodno rotira oko centra svoje matične galaksije, ništa se ne dešava. Međutim, zbog nehomogenosti gravitacionog polja, u njemu mogu nastati poremećaji koji dovode do lokalnih koncentracija mase. Takvi poremećaji uzrokuju gravitacijski kolaps oblaka. Jedan od scenarija koji dovode do toga je sudar dva oblaka. Drugi događaj koji uzrokuje kolaps mogao bi biti prolazak oblaka kroz gusti krak spiralne galaksije. Takođe bi kritičan faktor mogla biti eksplozija obližnje supernove, čiji će se udarni talas sudariti sa molekularnim oblakom ogromnom brzinom. Osim toga, moguć je sudar galaksije, koji bi mogao uzrokovati nastanak formiranja zvijezda kao gasni oblaci u svakoj od galaksija su komprimirane kao rezultat sudara. Općenito, bilo koja nehomogenost u silama koje djeluju na masu oblaka može pokrenuti proces formiranja zvijezda. Zbog nastalih nehomogenosti, pritisak molekularnog plina više ne može spriječiti daljnju kompresiju, te se plin počinje skupljati oko centra buduće zvijezde pod utjecajem sila gravitacije. Polovina oslobođene gravitacijske energije odlazi na zagrijavanje oblaka, a polovina na svjetlosno zračenje. U oblacima pritisak i gustina rastu prema centru, a kolaps centralnog dijela se dešava brže od periferije. Kako se skuplja, srednja slobodna putanja fotona se smanjuje, a oblak postaje sve manje transparentan za vlastito zračenje. To dovodi do bržeg porasta temperature i još bržeg porasta pritiska. Kao rezultat, gradijent pritiska uravnotežuje gravitacionu silu i formira se hidrostatičko jezgro, sa masom od oko 1% mase oblaka. Ovaj trenutak je nevidljiv. Daljnja evolucija protozvijezde je akrecija materije koja nastavlja padati na "površinu" jezgre, koja zbog toga raste u veličini. Masa slobodno pokretne materije u oblaku je iscrpljena, a zvijezda postaje vidljiva u optičkom opsegu. Ovaj trenutak se smatra završetkom protozvjezdane faze i početkom faze mlade zvijezde. Proces formiranja zvijezde može se opisati na jedinstven način, ali naredne faze razvoja zvijezde gotovo u potpunosti zavise od njene mase, a tek na samom kraju zvjezdane evolucije hemijski sastav može igrati ulogu.

3. Srednji životni ciklus zvijezde

Zvijezde dolaze u velikom izboru boja i veličina. Njihov spektralni tip se kreće od vruće plave do hladno crvene, a njihova masa se kreće od 0,0767 do više od 200 solarnih masa. Svjetlost i boja zvijezde zavise od temperature njene površine, koja je zauzvrat određena njenom masom. Sve nove zvijezde "zauzimaju svoje mjesto" na glavnom nizu prema svom hemijskom sastavu i masi. Ne govorimo o fizičkom kretanju zvijezde - samo o njenom položaju na prikazanom dijagramu, ovisno o parametrima zvijezde. Zapravo, kretanje zvijezde duž dijagrama odgovara samo promjeni parametara zvijezde. Mali, hladni crveni patuljci polako sagorevaju svoje rezerve vodonika i ostaju na glavnoj sekvenci stotinama milijardi godina, dok će masivni supergiganti napustiti glavni niz u roku od nekoliko miliona godina od formiranja. Zvijezde srednje veličine poput Sunca ostaju na glavnom nizu u prosjeku 10 milijardi godina. Vjeruje se da je Sunce još uvijek na njemu jer je u sredini svog životnog ciklusa. Jednom kada zvijezdi ponestane vodonika u svom jezgru, ona napušta glavni niz. Nakon određenog vremena - od milion do desetina milijardi godina, ovisno o početnoj masi - zvijezda iscrpljuje vodonične resurse jezgra. Kod velikih i vrućih zvijezda to se dešava mnogo brže nego kod malih i hladnijih. Smanjenje zaliha vodonika dovodi do zaustavljanja termonuklearnih reakcija. Bez pritiska koji stvaraju ove reakcije da uravnoteži gravitaciono privlačenje zvezde, zvezda počinje ponovo da se skuplja, kao što je to činila ranije tokom svog formiranja. Temperatura i pritisak ponovo rastu, ali, za razliku od protostar faze, više visoki nivo. Kolaps se nastavlja sve dok termonuklearne reakcije koje uključuju helijum ne počnu na temperaturi od približno 100 miliona K. Termonuklearno sagorevanje materije nastavljeno na novom nivou izaziva monstruoznu ekspanziju zvezde. Zvijezda se "gubi" i njena veličina se povećava otprilike 100 puta. Tako zvijezda postaje crveni div, a faza gorenja helijuma traje oko nekoliko miliona godina. Gotovo svi crveni divovi su promjenjive zvijezde. Šta će se dalje desiti zavisi od mase zvezde.

4. Kasnije godine i smrt zvijezda

Stare zvezde sa malom masom

Do danas se ne zna sa sigurnošću šta se dešava sa svetlosnim zvezdama nakon što im se isprazni zaliha vodonika. Budući da je starost svemira 13,7 milijardi godina, što nije dovoljno da se iscrpe zalihe vodoničnog goriva u takvim zvijezdama, moderne teorije se zasnivaju na kompjuterskim simulacijama procesa koji se dešavaju u takvim zvijezdama. Neke zvijezde mogu sintetizirati helij samo u određenim aktivnim zonama, što uzrokuje nestabilnost i jake zvjezdane vjetrove. U ovom slučaju ne dolazi do formiranja planetarne magline, a zvijezda samo isparava, postajući čak i manja od smeđeg patuljka. Zvijezde s masama manjim od 0,5 solarne nisu u stanju da pretvore helijum čak ni nakon što u jezgru prestanu reakcije koje uključuju vodonik - njihova masa je premala da bi omogućila novu fazu gravitacijske kompresije do te mjere koja inicira "paljenje" helijuma. Ove zvijezde uključuju crvene patuljke kao što je Proxima Centauri, koji imaju životni vijek glavne sekvence od desetina milijardi do desetina biliona godina. Nakon prestanka termonuklearnih reakcija u njihovom jezgru, oni će, postepeno se hladeći, nastaviti da slabo emituju u infracrvenom i mikrotalasnom opsegu elektromagnetnog spektra.

Zvijezde srednje veličine

Kada zvijezda prosječne veličine (od 0,4 do 3,4 solarne mase) dostigne fazu crvenog diva, njenom jezgru ponestaje vodonika i počinju reakcije za sintezu ugljika iz helijuma. Ovaj proces se odvija na višim temperaturama i zbog toga se protok energije iz jezgra povećava, što dovodi do činjenice da se vanjski slojevi zvijezde počinju širiti. Početak sinteze ugljika označava novu fazu u životu zvijezde i traje neko vrijeme. Za zvijezdu slične veličine Suncu, ovaj proces može trajati oko milijardu godina. Promjene u količini emitirane energije uzrokuju da zvijezda prolazi kroz periode nestabilnosti, uključujući promjene veličine, površinske temperature i izlazne energije. Izlaz energije se pomera prema niskofrekventnom zračenju. Sve to prati sve veći gubitak mase zbog jakih zvjezdanih vjetrova i intenzivnih pulsacija. Zvijezde u ovoj fazi nazivaju se zvijezde kasnog tipa, OH-IR zvijezde ili zvijezde slične Miri, ovisno o njihovim tačnim karakteristikama. Izbačeni plin je relativno bogat teškim elementima koji se proizvode u unutrašnjosti zvijezde, kao što su kisik i ugljik. Gas formira ljusku koja se širi i hladi se dok se udaljava od zvijezde, omogućavajući stvaranje čestica prašine i molekula. Sa jakim infracrvenim zračenjem centralne zvezde, u takvim školjkama se stvaraju idealni uslovi za aktivaciju masera. Reakcije sagorevanja helijuma su veoma osetljive na temperaturu. Ponekad to dovodi do velike nestabilnosti. Javljaju se snažne pulsacije koje na kraju daju dovoljno ubrzanja vanjskim slojevima da se odbace i pretvore u planetarnu maglicu. U središtu magline ostaje golo jezgro zvijezde u kojem prestaju termonuklearne reakcije, a kako se hladi, pretvara se u helijum bijeli patuljak, obično mase do 0,5-0,6 solarnih i prečnika na red prečnika Zemlje.

Bijeli patuljci

Ubrzo nakon bljeska helijuma, ugljenik i kiseonik se „zapale“; svaki od ovih događaja uzrokuje ozbiljno restrukturiranje zvijezde i njeno brzo kretanje duž Hertzsprung-Russell dijagrama. Veličina atmosfere zvijezde se još više povećava i ona počinje intenzivno gubiti plin u obliku raspršenih tokova zvjezdanog vjetra. Sudbina središnjeg dijela zvijezde u potpunosti zavisi od njene početne mase: jezgro zvijezde može završiti svoju evoluciju kao bijeli patuljak (zvijezde male mase); ako njegova masa u kasnijim fazama evolucije premašuje Chandrasekharovu granicu - kao neutronska zvijezda (pulsar); ako masa prelazi Oppenheimerovu granicu - Volkov - kao crna rupa. U posljednja dva slučaja, završetak evolucije zvijezda praćen je katastrofalnim događajima - eksplozijama supernova. Velika većina zvijezda, uključujući Sunce, završava svoju evoluciju skupljanjem sve dok pritisak degeneriranih elektrona ne uravnoteži gravitaciju. U tom stanju, kada se veličina zvijezde smanji za stotinu puta, a gustina postane milion puta veća od gustine vode, zvijezda se naziva bijeli patuljak. Lišen je izvora energije i, postepeno se hladeći, postaje taman i nevidljiv. Kod zvijezda masivnijih od Sunca, pritisak degeneriranih elektrona ne može zaustaviti daljnju kompresiju jezgra, te se elektroni počinju „utiskivati“ u atomska jezgra, što dovodi do transformacije protona u neutrone, između kojih nema elektrostatičkog odbijanja. snage. Takva neutronizacija materije dovodi do toga da se veličina zvijezde, koja, zapravo, sada predstavlja jedno ogromno atomsko jezgro, mjeri u nekoliko kilometara, a gustina je 100 miliona puta veća od gustine vode. Takav objekat se naziva neutronska zvijezda.

Supermasivne zvezde

Nakon što zvijezda s masom većom od pet puta Sunca uđe u stadij crvenog supergiganta, njeno jezgro počinje da se skuplja pod utjecajem gravitacije. Kako se kompresija povećava, temperatura i gustoća se povećavaju i počinje novi slijed termonuklearnih reakcija. U takvim reakcijama sintetišu se sve teži elementi: helijum, ugljenik, kiseonik, silicijum i gvožđe, što privremeno obuzdava kolaps jezgra. Na kraju, kako se formiraju sve teži i teži elementi periodnog sistema, željezo-56 se sintetiše iz silicijuma. U ovoj fazi daljnja termonuklearna fuzija postaje nemoguća, jer jezgro željeza-56 ima maksimalan defekt mase i stvaranje težih jezgara sa oslobađanjem energije je nemoguće. Stoga, kada željezno jezgro zvijezde dostigne određenu veličinu, pritisak u njemu više nije u stanju izdržati gravitaciju vanjskih slojeva zvijezde i dolazi do trenutnog kolapsa jezgra s neutronizacijom njene materije. Šta se dalje događa još nije sasvim jasno, ali, u svakom slučaju, procesi koji se odvijaju u nekoliko sekundi dovode do eksplozije supernove nevjerovatne snage. Prateći prasak neutrina izaziva udarni talas. Snažni mlazovi neutrina i rotirajuće magnetno polje istiskuju veliki dio akumuliranog materijala zvijezde - takozvane sjemenske elemente, uključujući željezo i lakše elemente. Eksplodirajuću materiju bombarduju neutroni koji se emituju iz jezgra, hvatajući ih i na taj način stvarajući skup elemenata težih od gvožđa, uključujući i radioaktivne, sve do uranijuma (a možda čak i kalifornija). Dakle, eksplozije supernove objašnjavaju prisustvo elemenata težih od željeza u međuzvjezdanoj materiji, što, međutim, nije jedini mogući način njihovog nastanka; na primjer, to pokazuju zvijezde tehnecija. Eksplozivni talas i mlazovi neutrina odnose materiju dalje od umiruće zvezde u međuzvjezdani prostor. Nakon toga, kako se hladi i kreće kroz svemir, ovaj materijal supernove može se sudariti s drugim svemirskim "smećem" i eventualno sudjelovati u formiranju novih zvijezda, planeta ili satelita. Procesi koji se dešavaju tokom formiranja supernove se još uvek proučavaju i za sada nema jasnoće po ovom pitanju. Takođe je upitno šta je zapravo ostalo od originalne zvezde. Međutim, razmatraju se dvije opcije: neutronske zvijezde i crne rupe.

Neutronske zvijezde

Poznato je da u nekim supernovama jaka gravitacija u dubinama supergiganta tjera elektrone da budu apsorbirani od strane atomskog jezgra, gdje se spajaju s protonima i formiraju neutrone. Ovaj proces se naziva neutronizacija. Nestaju elektromagnetne sile koje razdvajaju obližnja jezgra. Zvezdino jezgro je sada gusta lopta atomska jezgra i pojedinačni neutroni. Takve zvijezde, poznate kao neutronske zvijezde, izuzetno su male - ne više od veliki grad, i imaju nezamislivo veliku gustinu. Njihov orbitalni period postaje izuzetno kratak kako se veličina zvijezde smanjuje (zbog očuvanja ugaonog momenta). Neki prave 600 obrtaja u sekundi. Za neke od njih, ugao između vektora zračenja i ose rotacije može biti takav da Zemlja pada u konus formiran ovim zračenjem; u ovom slučaju, moguće je detektovati impuls zračenja koji se ponavlja u intervalima jednakim orbitalnom periodu zvijezde. Takve neutronske zvijezde su nazvane "pulsari" i postale su prve otkrivene neutronske zvijezde.

Crne rupe

Ne postaju sve supernove neutronske zvijezde. Ako zvijezda ima dovoljno veliku masu, tada će se kolaps zvijezde nastaviti, a sami neutroni će početi padati prema unutra sve dok njen polumjer ne postane manji od Schwarzschildovog radijusa. Nakon toga, zvijezda postaje crna rupa. Postojanje crnih rupa predviđala je opšta teorija relativnosti. Prema ovoj teoriji, materija i informacija ne mogu ostaviti crnu rupu ni pod kojim uslovima. Međutim, kvantna mehanika vjerovatno čini izuzetke od ovog pravila mogućim. Ostaje niz otvorenih pitanja. Glavni među njima: "Postoje li uopće crne rupe?" Na kraju krajeva, da bismo tačno rekli šta je dati objekat crna rupa, potrebno je posmatrati njegov horizont događaja. To je nemoguće samo definiranjem horizonta, ali korištenjem ultra-duge bazne radio interferometrije moguće je odrediti metriku u blizini objekta, kao i zabilježiti brzu varijabilnost u milisekundi. Ova svojstva, uočena u jednom objektu, trebala bi definitivno dokazati postojanje crnih rupa.

Unutrašnji život zvijezde reguliran je utjecajem dviju sila: sile gravitacije, koja se suprotstavlja zvijezdi i zadržava je, i sile koja se oslobađa tijekom nuklearnih reakcija koje se odvijaju u jezgru. Naprotiv, ima tendenciju da "gurne" zvezdu u daleki svemir. Tokom faza formiranja, gusta i sabijena zvijezda je pod jakim utjecajem gravitacije. Kao rezultat toga, dolazi do jakog zagrijavanja, temperatura dostiže 10-20 miliona stepeni. To je dovoljno za pokretanje nuklearnih reakcija, uslijed kojih se vodik pretvara u helij.

Zatim, tokom dugog perioda, dve sile uravnotežuju jedna drugu, zvezda je u stabilnom stanju. Kada nuklearno gorivo u jezgru postepeno ponestane, zvijezda ulazi u fazu nestabilnosti, dvije sile koje se suprotstavljaju jedna drugoj. Dolazi kritičan trenutak za zvijezdu, različiti faktori dolaze u igru ​​- temperatura, gustina, hemijski sastav. Masa zvijezde je na prvom mjestu; od toga zavisi budućnost ovog nebeskog tijela - ili će zvijezda eksplodirati kao supernova, ili će se pretvoriti u bijelog patuljka, neutronsku zvijezdu ili crnu rupu.

Kako nestaje vodonika

Samo najveća među nebeskim tijelima (oko 80 puta veća od mase Jupitera) postaju zvijezde, a manja (oko 17 puta manja od Jupitera) postaju planete. Postoje i tijela srednje mase, prevelika su da bi pripadala klasi planeta, a premala i hladna da bi se u njihovim dubinama dogodile nuklearne reakcije karakteristične za zvijezde.

Ova tamno obojena nebeska tijela imaju nisku svjetlost i prilično ih je teško razlikovati na nebu. Zovu se "smeđi patuljci".

Dakle, zvijezda se formira od oblaka međuzvjezdanog plina. Kao što je već napomenuto, sasvim dugo vrijeme zvezda je u balansiranom stanju. Zatim dolazi period nestabilnosti. Dalja sudbina zvijezde ovisi o raznim faktorima. Zamislite hipotetičku malu zvijezdu čija je masa između 0,1 i 4 solarne mase. Karakteristična karakteristika zvijezde male mase je odsustvo konvekcije u unutrašnjim slojevima, tj. Supstance koje čine zvezdu se ne mešaju, kao što se dešava u zvezdama velike mase.

To znači da kada vodonik u jezgri nestane, nema novih rezervi ovog elementa u vanjskim slojevima. Vodonik gori i pretvara se u helijum. Malo po malo jezgro se zagreva, površinski slojevi destabilizuju sopstvenu strukturu, a zvezda, kao što se može videti iz H-R dijagrama, polako napušta fazu glavne sekvence. U novoj fazi povećava se gustoća materije unutar zvijezde, sastav jezgra se "degenerira", a kao rezultat toga pojavljuje se posebna konzistencija. Razlikuje se od normalne materije.

Modifikacija materije

Kada se materija menja, pritisak zavisi samo od gustine gasova, a ne od temperature.

U Hertzsprung-Russell dijagramu, zvijezda se pomiče udesno, a zatim prema gore, približavajući se području crvenog giganta. Njegove dimenzije se značajno povećavaju, a zbog toga temperatura vanjskih slojeva opada. Prečnik crvenog diva može doseći stotine miliona kilometara. Kada naš uđe u ovu fazu, „progutaće“ ili Veneru, a ako ne može da uhvati Zemlju, zagrejaće je do te mere da će život na našoj planeti prestati da postoji.

Tokom evolucije zvijezde, temperatura njenog jezgra raste. Prvo dolazi do nuklearnih reakcija, a zatim, kada se postigne optimalna temperatura, helijum se počinje topiti. Kada se to dogodi, nagli porast temperature jezgra uzrokuje bljesak i zvijezda se brzo pomiče na lijevu stranu H-R dijagrama. Ovo je takozvani “helijumski bljesak”. U ovom trenutku, jezgro koje sadrži helijum gori zajedno s vodonikom, koji je dio ljuske koja okružuje jezgro. Na H-R dijagramu ova faza je zabilježena pomicanjem udesno duž horizontalne linije.

Posljednje faze evolucije

Kada se helijum transformiše u ugljenik, jezgro se modifikuje. Njegova temperatura raste sve dok (ako je zvijezda velika) dok ugljik ne počne gorjeti. Dolazi do novog izbijanja. U svakom slučaju, tokom poslednjih faza evolucije zvezde primećuje se značajan gubitak njene mase. To se može dogoditi postepeno ili iznenada, tokom izbijanja, kada vanjski slojevi zvijezde puknu kao veliki mehur. U potonjem slučaju formira se planetarna maglina - sferna školjka koja se širi vanjski prostor brzinom od nekoliko desetina ili čak stotina km/sek.

Konačna sudbina zvijezde ovisi o masi koja ostaje nakon svega što se u njoj dešava. Ako je izbacila mnogo materije tokom svih transformacija i baklji i njena masa ne prelazi 1,44 solarne mase, zvijezda se pretvara u bijelog patuljka. Ova cifra se naziva „granicom Chandra-sekhara“ u čast pakistanskog astrofizičara Subrahmanyana Chandrasekhara. Ovo je maksimalna masa zvijezde na kojoj možda neće doći do katastrofalnog kraja zbog pritiska elektrona u jezgru.

Nakon eksplozije vanjskih slojeva, jezgro zvijezde ostaje, a temperatura na njenoj površini je vrlo visoka - oko 100.000 °K. Zvijezda se pomiče na lijevu ivicu H-R dijagrama i ide dolje. Njegov sjaj se smanjuje kako se njegova veličina smanjuje.

Zvezda polako stiže do zone belog patuljka. To su zvijezde malog prečnika (poput naše), ali ih karakteriše veoma velika gustina, milion i po puta veća od gustine vode. Kubni centimetar materijala koji čini bijelog patuljka težio bi oko jednu tonu na Zemlji!

Bijeli patuljak predstavlja završnu fazu evolucije zvijezde, bez ispada. Ona se postepeno hladi.

Naučnici veruju da je kraj belog patuljka veoma spor, barem od nastanka Univerzuma, čini se da nijedan beli patuljak nije stradao od "termičke smrti".

Ako je zvijezda velika, i njena masa veći od sunca, eksplodiraće kao supernova. Tokom baklje, zvijezda se može potpuno ili djelomično srušiti. U prvom slučaju, ono što će ostati je oblak gasa sa zaostalom materijom iz zvezde. U drugom, nebesko tijelo ostaje najveća gustina– neutronska zvijezda ili crna rupa.

Zvjezdana evolucija u astronomiji je slijed promjena kroz koje zvijezda prolazi tokom svog života, odnosno tokom stotina hiljada, miliona ili milijardi godina dok emituje svjetlost i toplinu. U tako ogromnim vremenskim periodima, promjene su prilično značajne.

Evolucija zvijezde počinje u džinovskom molekularnom oblaku, koji se još naziva i zvjezdana kolijevka. Većina "praznog" prostora u galaksiji zapravo sadrži između 0,1 i 1 molekula po cm 3 . Molekularni oblak ima gustinu od oko milion molekula po cm 3 . Masa takvog oblaka premašuje masu Sunca za 100.000-10.000.000 puta zbog svoje veličine: od 50 do 300 svjetlosnih godina u prečniku.

Evolucija zvijezde počinje u džinovskom molekularnom oblaku, koji se još naziva i zvjezdana kolijevka.

Dok oblak slobodno rotira oko centra svoje matične galaksije, ništa se ne dešava. Međutim, zbog nehomogenosti gravitacionog polja, u njemu mogu nastati poremećaji koji dovode do lokalnih koncentracija mase. Takvi poremećaji uzrokuju gravitacijski kolaps oblaka. Jedan od scenarija koji dovode do toga je sudar dva oblaka. Drugi događaj koji uzrokuje kolaps mogao bi biti prolazak oblaka kroz gusti krak spiralne galaksije. Takođe bi kritičan faktor mogla biti eksplozija obližnje supernove, čiji će se udarni talas sudariti sa molekularnim oblakom ogromnom brzinom. Također je moguće da se galaksije sudare, što bi moglo uzrokovati eksploziju formiranja zvijezda jer se oblaci plina u svakoj galaksiji sabijaju sudarom. Općenito, bilo koja nehomogenost u silama koje djeluju na masu oblaka mogu pokrenuti proces formiranja zvijezda.

bilo koje nehomogenosti u silama koje djeluju na masu oblaka mogu pokrenuti proces formiranja zvijezda.

Tokom ovog procesa, nehomogenosti molekularnog oblaka će se sabijati pod uticajem sopstvene gravitacije i postepeno poprimiti oblik lopte. Kada se kompresuje, gravitaciona energija se pretvara u toplinu, a temperatura objekta raste.

Kada temperatura u centru dostigne 15-20 miliona K, počinju termonuklearne reakcije i kompresija prestaje. Objekt postaje puna zvijezda.

Naknadne faze evolucije zvijezde gotovo u potpunosti zavise od njene mase, a samo na samom kraju evolucije zvijezde njen kemijski sastav može igrati ulogu.

Prva faza života zvijezde je slična onoj Sunca - njome dominiraju reakcije ciklusa vodonika.

U tom stanju ostaje veći dio svog života, na glavnom nizu Hertzsprung-Russell dijagrama, sve dok ne ponestane rezerve goriva u njegovom jezgru. Kada se sav vodonik u centru zvijezde pretvori u helijum, formira se helijumsko jezgro, a termonuklearno sagorijevanje vodonika nastavlja se na periferiji jezgra.

Mali, hladni crveni patuljci polako sagorevaju svoje rezerve vodonika i ostaju na glavnoj sekvenci desetinama milijardi godina, dok masivni supergiganti napuštaju glavni niz u roku od nekoliko desetina miliona (a neki i samo nekoliko miliona) godina nakon formiranja.

Trenutno se ne zna sa sigurnošću šta se dešava sa svetlosnim zvezdama nakon što se zalihe vodonika u njihovim jezgrama iscrpe. Budući da je starost svemira 13,8 milijardi godina, što nije dovoljno da se iscrpe zalihe vodoničnog goriva u takvim zvijezdama, moderne teorije se zasnivaju na kompjuterskim simulacijama procesa koji se dešavaju u takvim zvijezdama.

Prema teorijskim konceptima, neke od svjetlosnih zvijezda, gubeći svoju materiju (zvjezdani vjetar), postepeno će ispariti, postajući sve manje i manje. Drugi, crveni patuljci, će se polako hladiti tokom milijardi godina, dok će nastaviti da emituju slabe emisije u infracrvenom i mikrotalasnom opsegu elektromagnetnog spektra.

Zvijezde srednje veličine poput Sunca ostaju na glavnom nizu u prosjeku 10 milijardi godina.

Vjeruje se da je Sunce još uvijek na njemu jer je u sredini svog životnog ciklusa. Jednom kada zvijezdi ponestane vodonika u svom jezgru, ona napušta glavni niz.

Jednom kada zvijezdi ponestane vodonika u svom jezgru, ona napušta glavni niz.

Bez pritiska koji je nastao tokom termonuklearnih reakcija i izbalansirao unutrašnju gravitaciju, zvijezda počinje ponovo da se skuplja, kao što je to ranije činila tokom procesa svog formiranja.

Temperatura i pritisak ponovo rastu, ali, za razliku od faze protostar, na mnogo viši nivo.

Kolaps se nastavlja sve dok na temperaturi od približno 100 miliona K ne počnu termonuklearne reakcije sa helijumom, tokom kojih se helijum pretvara u teže elemente (helijum u ugljenik, ugljenik u kiseonik, kiseonik u silicijum i na kraju – silicijum u gvožđe).

Kolaps se nastavlja sve dok termonuklearne reakcije koje uključuju helijum ne počnu na temperaturi od približno 100 miliona K

Termonuklearno "sagorevanje" materije, nastavljeno na novom nivou, izaziva monstruoznu ekspanziju zvezde. Zvijezda "nabubri", postaje vrlo "labava", a njena veličina se povećava otprilike 100 puta.

Zvezda postaje crveni džin, a faza sagorevanja helijuma traje oko nekoliko miliona godina.

Šta će se dalje desiti zavisi i od mase zvezde.

U zvijezdama srednje veličine, reakcija termonuklearnog sagorijevanja helijuma može dovesti do eksplozivnog oslobađanja vanjskih slojeva zvijezde s formiranjem planetarna maglina. Jezgro zvijezde, u kojem se zaustavljaju termonuklearne reakcije, hladi se i pretvara u helijum bijelog patuljka, obično mase do 0,5-0,6 solarnih masa i prečnika reda prečnika Zemlje.

Za masivne i supermasivne zvijezde (sa masom od pet solarnih masa ili više), procesi koji se odvijaju u njihovom jezgru kako se gravitacijsko kompresija povećava dovode do eksplozije supernova uz oslobađanje ogromne energije. Eksplozija je praćena izbacivanjem značajne mase zvezdane materije u međuzvjezdani prostor. Ova supstanca kasnije sudjeluje u formiranju novih zvijezda, planeta ili satelita. Zahvaljujući supernovama, svemir u cjelini, a posebno svaka galaksija, kemijski evoluira. Zvjezdano jezgro preostalo nakon eksplozije može završiti evoluiranjem kao neutronska zvijezda (pulsar) ako masa zvijezde u kasnoj fazi prijeđe Chandrasekharovu granicu (1,44 solarne mase), ili kao crna rupa ako masa zvijezde premašuje Oppenheimer-Volkoffovu granicu (procijenjene vrijednosti od 2 ,5-3 solarne mase).

Proces evolucije zvijezda u svemiru je kontinuiran i cikličan - stare zvijezde nestaju, a nove svijetle da ih zamjene.

Prema modernim naučnim konceptima, elementi neophodni za nastanak planeta i života na Zemlji nastali su od zvjezdane materije. Iako ne postoji jedinstveno opšteprihvaćeno gledište o tome kako je nastao život.