Razmotrimo ukratko glavne faze u evoluciji zvijezda.
Promene fizičkih karakteristika, unutrašnje strukture i hemijskog sastava zvezde tokom vremena.
Fragmentacija materije. .
Pretpostavlja se da se zvijezde formiraju tokom gravitacijske kompresije fragmenata oblaka plina i prašine. Dakle, takozvane globule mogu biti mjesta formiranja zvijezda.
Kugla je gusta neprozirna molekularna prašina (gas i prašina) međuzvjezdani oblak, koji se promatra na pozadini svijetlećih oblaka plina i prašine u obliku tamne okrugle formacije. Sastoji se uglavnom od molekularnog vodonika (H2) i helijuma ( On ) s primjesom molekula drugih plinova i čvrstih međuzvjezdanih čestica prašine. Temperatura gasa u globuli (uglavnom temperatura molekularnog vodonika) T≈ 10 h 50K, prosječna gustina n~ 10 5 čestica / cm 3, što je nekoliko redova veličine veće nego u najgušćim običnim oblacima gasa i prašine, prečnika D~ 0,1 h jedan . Masa globula M≤ 10 2 × M ⊙ . Neke globule sadrže mlade tipove T Bik.
Oblak je komprimiran vlastitom gravitacijom zbog gravitacijske nestabilnosti, koja može nastati bilo spontano ili kao rezultat interakcije oblaka sa udarnim valom od nadzvučnog zvjezdanog vjetra iz drugog obližnjeg izvora formiranja zvijezda. Mogući su i drugi razlozi za nastanak gravitacione nestabilnosti.
Teorijske studije pokazuju da u uslovima koji postoje u običnim molekularnim oblacima (T≈ 10 ÷ 30K i n ~ 10 2 čestice / cm 3), početni se može pojaviti u zapreminama oblaka mase M≥ 10 3 × M ⊙ . U takvom skupljajućem oblaku moguće je dalje raspadanje na manje masivne fragmente, od kojih će svaki biti komprimiran pod utjecajem vlastite gravitacije. Zapažanja pokazuju da se u Galaksiji, u procesu formiranja zvijezda, ne rađa jedna, već grupa zvijezda različitih masa, na primjer, otvoreno zvjezdano jato.
Sa kompresijom u središnjim dijelovima oblaka, gustoća se povećava, uslijed čega dolazi trenutak kada tvar ovog dijela oblaka postaje neprozirna za vlastito zračenje. U utrobi oblaka dolazi do stabilne guste kondenzacije, koju astronomi nazivaju oh.
Fragmentacija materije - raspadanje molekularnog oblaka prašine na manje dijelove čiji daljnji razvoj dovodi do pojave.
je astronomski objekat koji se nalazi u fazi , iz koje nakon nekog vremena (za solarnu masu ovaj put T~ 10 8 godina) formira se normalno.
Daljnjim padom materije iz gasovitog omotača na jezgro (akrecija), masa potonjeg, a samim tim i temperatura i porastu toliko da se gasni i radijacijski pritisak upoređuju sa silama . Kompresija kernela se zaustavlja. Formirana je okružena ljuskom od gasne prašine koja je neprozirna za optičko zračenje, propuštajući samo infracrveno i duže talasno zračenje prema van. Takav objekat (-čahura) posmatra se kao moćan izvor radio i infracrvenog zračenja.
Daljnjim povećanjem mase i temperature jezgra, lagani pritisak zaustavlja akreciju, a ostaci ljuske raspršuju se u svemir. Pojavljuje se mlada, čije fizičke karakteristike zavise od njene mase i početnog hemijskog sastava.
Glavni izvor energije za zvijezdu koja se rađa je, očigledno, energija oslobođena tokom gravitacijske kontrakcije. Ova pretpostavka slijedi iz virijalne teoreme: u stacionarnom sistemu, zbir potencijalne energije E str svi članovi sistema i dvostruka kinetička energija 2 E to ovih pojmova je nula:
E p + 2 E c = 0. (39)
Teorema vrijedi za sisteme čestica koje se kreću u ograničenom području prostora pod djelovanjem sila čija je veličina obrnuto proporcionalna kvadratu udaljenosti između čestica. Iz toga slijedi da je toplinska (kinetička) energija jednaka polovini gravitacijske (potencijalne) energije. Kada je zvijezda komprimirana, ukupna energija zvijezde se smanjuje, dok se gravitacijska energija smanjuje: polovina promjene gravitacijske energije napušta zvijezdu kroz zračenje, a toplinska energija zvijezde se povećava zbog druge polovine.
Mlade zvezde male mase(do tri solarne mase), koje se nalaze na putu ka glavnom nizu, potpuno su konvektivne; proces konvekcije pokriva sve oblasti zvezde. To su još, zapravo, protozvijezde, u čijem središtu nuklearne reakcije tek počinju, a svo zračenje nastaje uglavnom zbog. Još nije utvrđeno da li se zvijezde smanjuju pri konstantnoj efektivnoj temperaturi. U Hertzsprung-Russell dijagramu takve zvijezde formiraju gotovo okomitu stazu, nazvanu Hayashi staza. Kako se kompresija usporava, mladi se približava glavnoj sekvenci.
Kako se zvijezda skuplja, pritisak degeneriranog elektronskog plina počinje da raste, a kada se dostigne određeni polumjer zvijezde, kontrakcija prestaje, čime se zaustavlja dalji rast centralne temperature uzrokovan kontrakcijom, a potom i njeno smanjenje . Za zvijezde manje od 0,0767 Sunčevih masa, to se ne dešava: energija oslobođena tokom nuklearnih reakcija nikada neće biti dovoljna da uravnoteži unutrašnji pritisak i . Takve "podzvijezde" zrače više energije nego što nastaje tokom nuklearnih reakcija, a spadaju u tzv. njihova sudbina je stalna kontrakcija sve dok je pritisak degenerisanog gasa ne zaustavi, a zatim postepeno hlađenje sa prestankom svih započetih nuklearnih reakcija.
Mlade zvijezde srednje mase (od 2 do 8 masa Sunca) kvalitativno evoluiraju na potpuno isti način kao i njihove manje sestre, s tim što nemaju konvektivne zone do glavnog niza.
Zvijezde s masom većom od 8 solarnih masaveć imaju karakteristike normalnih zvijezda, jer su prošle kroz sve međufaze i uspjele su postići takvu brzinu nuklearnih reakcija da nadoknađuju gubitak energije zračenjem dok se masa jezgra akumulira. Kod ovih zvijezda odljev mase je toliko velik da ne samo da zaustavlja kolaps vanjskih područja molekularnog oblaka koji još nisu postali dio zvijezde, već ih, naprotiv, otapa. Dakle, masa formirane zvezde je primetno manja od mase protozvezdanog oblaka.
Glavna sekvenca
Temperatura zvijezde raste sve dok u centralnim područjima ne dostigne vrijednosti dovoljne da se pokrenu termonuklearne reakcije, koje tada postaju glavni izvor energije za zvijezdu. Za masivne zvijezde ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) je "sagorevanje" vodonika u ciklusu ugljenika; za zvijezde čija je masa jednaka ili manja od mase Sunca, energija se oslobađa u reakciji proton-proton. prelazi u ravnotežni stupanj i zauzima svoje mjesto na glavnom nizu Hertzsprung-Russell dijagrama: u zvijezdi velike mase, temperatura u jezgru je vrlo visoka ( T ≥ 3 × 10 7 K ), proizvodnja energije je vrlo intenzivna, - na glavnoj sekvenci zauzima mjesto iznad Sunca u području ranog ( O … A , (F )); u zvijezdi male mase, temperatura u jezgru je relativno niska ( T ≤ 1,5 × 107 K ), proizvodnja energije nije toliko intenzivna, - na glavnoj sekvenci se odvija blizu ili ispod Sunca u kasnom regionu (( F), G, K, M).
Provodi do 90% vremena koje je priroda dodijelila za njegovo postojanje na glavnoj sekvenci. Vrijeme koje zvijezda provede u fazi glavne sekvence također zavisi od mase. Da, sa masom M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O ili B je u fazi glavne sekvence oko 10 7 godina, dok je crveni patuljak K 5 sa masom M ≈ 0,5 × M ⊙ je u fazi glavne sekvence oko 10 11 godina, to jest, vrijeme uporedivo sa starošću Galaksije. Masivne vruće zvijezde brzo prelaze u sljedeće faze evolucije, hladni patuljci su u fazi glavne sekvence sve vrijeme postojanja Galaksije. Može se pretpostaviti da su crveni patuljci glavni tip populacije Galaksije.
Crveni div (supergigant).
Brzo sagorijevanje vodonika u središnjim područjima masivnih zvijezda dovodi do pojave helijumskog jezgra u njima. Sa udjelom mase vodonika od nekoliko posto u jezgri, reakcija ugljika pretvaranja vodika u helij gotovo potpuno prestaje. Jezgro se skuplja, što dovodi do povećanja njegove temperature. Kao rezultat zagrijavanja uzrokovanog gravitacijskom kontrakcijom helijumskog jezgra, vodik "zasvijetli" i počinje oslobađanje energije u tankom sloju smještenom između jezgre i proširene ljuske zvijezde. Školjka se širi, radijus zvijezde se povećava, efektivna temperatura se smanjuje i raste. "napušta" glavni niz i prelazi u sljedeću fazu evolucije - u stadij crvenog diva ili, ako je masa zvijezde M > 10 × M⊙ , u fazu crvenog supergiganta.
Sa povećanjem temperature i gustine, helijum počinje da "gori" u jezgru. At T ~ 2 × 10 8 K i r ~ 10 3 ¸ 10 4 g / cm 3 započinje termonuklearnu reakciju, koja se naziva trostruka a -proces: od tri a -čestice (jezgra helijuma 4 On ) formira se jedno stabilno jezgro ugljenika 12 C. Sa masom jezgra zvezde M< 1,4 × M ⊙ тройной a - proces dovodi do eksplozivne prirode oslobađanja energije - bljeska helijuma, koji se za određenu zvijezdu može ponoviti mnogo puta.
U centralnim regijama masivnih zvijezda koje su u gigantskom ili superdžinovskom stadiju, povećanje temperature dovodi do sukcesivnog stvaranja jezgara ugljika, ugljika i kisika i kisika. Nakon sagorijevanja ugljika dolazi do reakcija koje rezultiraju stvaranjem teže hemijski elementi, moguće jezgra gvožđa. Daljnja evolucija masivne zvijezde može dovesti do izbacivanja školjke, izbijanja zvijezde kao Nove ili, uz naknadno formiranje objekata koji su završni stupanj u evoluciji zvijezda: bijeli patuljak, neutronska zvijezda ili crna rupa.
Konačna faza evolucije je faza evolucije svih normalnih zvijezda nakon što one iscrpe svoje termonuklearno gorivo; prestanak termonuklearnih reakcija kao izvora energije za zvijezdu; prelazak zvijezde, ovisno o njenoj masi, u stadijum bijelog patuljka, ili crne rupe.
Bijeli patuljci su posljednja faza u evoluciji svih normalnih zvijezda s masom M< 3 ÷ 5 × M ⊙ nakon iscrpljivanja termonuklearnog goriva ovim mi. Nakon što prođe fazu crvenog diva (ili podgiganta), takva školjka odbacuje i otkriva jezgro, koje, hladeći se, postaje bijeli patuljak. Mali radijus (R b.c ~ 10 -2 × R ⊙ ) i bijele ili plavo-bijele (T b.c ~ 10 4 K) odredio je naziv ove klase astronomskih objekata. Masa bijelog patuljka je uvijek manja od 1,4×M⊙ - dokazano je da bijeli patuljci velike mase ne mogu postojati. Sa masom koja je uporediva sa Sunčevom i dimenzijama uporedivim sa onima od glavne planete Solarni sistem, bijeli patuljci imaju ogroman srednje gustine: ρ b.c ~ 10 6 g / cm 3, odnosno težina od 1 cm 3 bijele patuljaste tvari teži tonu! Ubrzanje slobodnog pada na površini g b.c ~ 10 8 cm / s 2 (uporedi sa ubrzanjem na površini Zemlje - g c ≈980 cm/s 2). Sa takvim gravitacionim opterećenjem na unutrašnjim delovima zvezde, ravnotežno stanje belog patuljka održava se pritiskom degenerisanog gasa (uglavnom degenerisanog elektronskog gasa, pošto je doprinos jonske komponente mali). Podsjetimo da se plin naziva degeneriranim ako ne postoji Maxwellova raspodjela brzina čestica. U takvom plinu, pri određenim vrijednostima temperature i gustoće, broj čestica (elektrona) koji imaju bilo koju brzinu u rasponu od v = 0 do v = v max bit će isti. v max je određen gustinom i temperaturom gasa. Sa masom bijelog patuljaka M b.c > 1,4 × M ⊙ maksimalna brzina elektrona u gasu je uporediva sa brzinom svetlosti, degenerisani gas postaje relativistički i njegov pritisak više nije u stanju da se odupre gravitacionoj kompresiji. Radijus patuljka teži nuli - "kolabira" se u tačku.
Tanke, vruće atmosfere bijelih patuljaka se ili sastoje od vodonika, bez gotovo nikakvih drugih elemenata koji se nalaze u atmosferi; ili iz helijuma, dok je u atmosferi stotine hiljada puta manje vodonika nego u atmosferama normalnih zvijezda. Prema vrsti spektra, bijeli patuljci pripadaju spektralnim klasama O, B, A, F. Da bi se bijeli patuljci "razlikovali" od normalnih zvijezda, slovo D stavlja se ispred oznake (DOVII, DBVII, itd. D je prvo pismo u engleska riječ Degenerisati - degenerisati). Izvor zračenja bijelog patuljka je opskrba toplinskom energijom koju je bijeli patuljak primio dok je bio jezgro matične zvijezde. Mnogi bijeli patuljci su od roditelja naslijedili jako magnetno polje, čiji je intenzitet H ~ 10 8 E. Vjeruje se da je broj bijelih patuljaka oko 10% od ukupnog broja zvijezda u Galaksiji.
Na sl. 15 je fotografija Sirijusa - najsjajnija zvezda nebo (α Big Dog; m v = -1m,46; klasa A1V). Disk vidljiv na slici je rezultat fotografskog zračenja i difrakcije svjetlosti na sočivu teleskopa, odnosno sam disk zvijezde nije razriješen na fotografiji. Zrake koje dolaze sa fotografskog diska Sirijusa su tragovi izobličenja valnog fronta svjetlosnog toka na elementima optike teleskopa. Sirijus se nalazi na udaljenosti od 2,64 od Sunca, svjetlosti Sirijusa je potrebno 8,6 godina da stigne do Zemlje – dakle, jedna je od zvijezda najbližih Suncu. Sirijus je 2,2 puta masivniji od Sunca; njegov M v = +1 m ,43, odnosno naš susjed zrači 23 puta više energije od Sunca.
Slika 15.Jedinstvenost fotografije leži u činjenici da je, zajedno sa slikom Siriusa, bilo moguće dobiti sliku njegovog satelita - satelit "sjaji" svijetlom tačkom lijevo od Siriusa. Sirijus - teleskopski: sam Sirijus je označen slovom A, a njegov satelit slovom B. Prividna veličina Sirijusa B m v \u003d +8 m,43, to jest, skoro 10.000 puta je slabiji od Sirijusa A. Masa Sirijusa B je skoro potpuno jednaka masi Sunca, radijus je oko 0,01 poluprečnika Sunca, površinska temperatura je oko 12000K, ali Sirijus B zrači 400 puta manje od Sunca. Sirius B je tipičan bijeli patuljak. Štaviše, ovo je prvi bijeli patuljak kojeg je, inače, otkrio Alven Clark 1862. tokom vizuelnog posmatranja kroz teleskop.
Sirijus A i Sirijus B se okreću zajedno sa periodom od 50 godina; udaljenost između komponenti A i B je samo 20 AJ.
Prema prikladnoj napomeni V. M. Lipunova, „oni „sazrevaju“ unutar masivnih zvezda (sa masom većom od 10×M⊙ )”. Jezgra zvijezda koje evoluiraju u neutronsku zvijezdu imaju 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; nakon što izvori termonuklearnih reakcija nestanu i roditelj bljeskom izbaci značajan dio materije, ova jezgra će postati samostalni objekti zvjezdanog svijeta sa vrlo specifičnim karakteristikama. Kompresija jezgra matične zvijezde prestaje na gustoći koja je uporediva sa nuklearnom (ρ n. h ~ 10 14 h 10 15 g/cm3). Sa takvom masom i gustinom, radijus rođenih samo 10 sastoji se od tri sloja. Vanjski sloj (ili vanjski korteks) se formira od kristalna rešetka od atomska jezgra gvožđe ( Fe ) sa mogućom malom primjesom atomskih jezgara drugih metala; debljina vanjske kore je samo oko 600 m sa radijusom od 10 km. Ispod vanjske kore nalazi se još jedna unutrašnja tvrda kora, sastavljena od atoma željeza ( Fe ), ali su ti atomi preobogaćeni neutronima. Debljina ove kore≈ 2 km. Unutrašnja kora graniči s tekućim neutronskim jezgrom, fizički procesi u kojima su određeni izvanrednim svojstvima neutronske tekućine - superfluidnost i, u prisustvu slobodnih elektrona i protona, supravodljivost. Moguće je da u samom centru materija sadrži mezone i hiperone.
Brzo se rotiraju oko ose - od jedne do stotine okretaja u sekundi. Takva rotacija u prisustvu magnetnog polja ( H ~ 10 13 h 10 15 Oe) često dovodi do uočenog efekta pulsiranja zračenja zvijezde u različitim rasponima elektromagnetnih talasa. Vidjeli smo jedan od ovih pulsara unutar Rakovine magline.
Ukupan broj brzina rotacije je već nedovoljna za izbacivanje čestica, tako da ovo ne može biti radio pulsar. Međutim, još uvijek je velika i zarobljena magnetsko polje okolna neutronska zvijezda ne može pasti, odnosno ne dolazi do nakupljanja materije.
Accretor (rendgenski pulsar). Brzina rotacije je smanjena do te mjere da sada ništa ne sprječava da materija padne na takvu neutronsku zvijezdu. Plazma se, padajući, kreće duž linija magnetskog polja i udara u čvrstu površinu u području polova, zagrijavajući se do desetina miliona stupnjeva. Supstanca zagrijana na tako visoke temperature svijetli u rendgenskom području. Područje u kojem se padajuća materija zaustavlja sa površinom zvijezde je vrlo mala - samo oko 100 metara. Ova vruća tačka, usled rotacije zvezde, povremeno nestaje iz vidokruga, što posmatrač doživljava kao pulsiranje. Takvi objekti se nazivaju rendgenski pulsari.
Georotator. Brzina rotacije takvih neutronskih zvijezda je mala i ne sprječava akreciju. Ali dimenzije magnetosfere su takve da plazmu zaustavlja magnetsko polje prije nego što je uhvati gravitacija.
Ako se radi o komponenti bliskog binarnog sistema, onda dolazi do „transfera“ materije iz normalne zvijezde (druga komponenta) u neutronsku. Masa može premašiti kritičnu (M > 3×M⊙ ), tada je gravitaciona stabilnost zvijezde narušena, ništa se ne može oduprijeti gravitacijskoj kontrakciji i "ostaje" ispod njenog gravitacionog radijusa
r g = 2 × G × M/c 2 , (40)
pretvarajući se u crnu rupu. U gornjoj formuli za r g: M je masa zvijezde, c je brzina svjetlosti, G je gravitaciona konstanta.
Crna rupa je objekat čije je gravitaciono polje toliko veliko da ni čestica, ni foton, ni bilo koje materijalno telo ne mogu doći do drugog svemirska brzina i pobjeći u svemir.
Crna rupa je jedinstveni objekt u smislu da je priroda fizičkih procesa unutar nje još uvijek nedostupna teorijskom opisu. Postojanje crnih rupa proizilazi iz teorijskih razmatranja, u stvarnosti se mogu nalaziti u centralnim područjima globularnih jata, kvazara, džinovskih galaksija, uključujući i centar naše galaksije.
Prvi dio ASTRONOMSKI ASPEKT PROBLEMA
4. Evolucija zvijezda Moderna astronomija ima veliki broj argumenata u prilog tvrdnji da se zvijezde formiraju kondenzacijom oblaka plina i prašine međuzvjezdanog medija. Proces formiranja zvijezda iz ovog medija nastavlja se i danas. Razjašnjenje ove okolnosti jedno je od najvećih dostignuća moderne astronomije. Do relativno nedavno, vjerovalo se da su sve zvijezde nastale gotovo istovremeno prije mnogo milijardi godina. Kolaps ovih metafizičkih ideja olakšan je, prije svega, napretkom opservacijske astronomije i razvojem teorije strukture i evolucije zvijezda. Kao rezultat toga, postalo je jasno da su mnoge od promatranih zvijezda relativno mladi objekti, a neke od njih su nastale kada je već postojala osoba na Zemlji. Važan argument u prilog zaključku da se zvijezde formiraju iz međuzvjezdanog plina i prašine je položaj grupa očito mladih zvijezda (tzv. "asocijacije") u spiralnim krakovima Galaksije. Činjenica je da je, prema radioastronomskim zapažanjima, međuzvjezdani plin koncentriran uglavnom u spiralnim krakovima galaksija. To je posebno slučaj u našoj Galaksiji. Štaviše, iz detaljnih "radio slika" nekih galaksija bliskih nama, proizilazi da se najveća gustina međuzvjezdanog plina uočava na unutrašnjim (u odnosu na centar odgovarajuće galaksije) rubovima spirale, što nalazi prirodno objašnjenje , na čijim detaljima se ovdje ne možemo zadržavati. Ali upravo se u tim dijelovima spirala koriste metode optičke astronomije za posmatranje "HII zona", odnosno oblaka joniziranog međuzvjezdanog plina. U pogl. 3 već je rečeno da jedini razlog za jonizaciju takvih oblaka može biti ultraljubičasto zračenje masivnih vrućih zvijezda - očito mladih objekata (vidi dolje). Centralno u problemu evolucije zvijezda je pitanje izvora njihove energije. Zaista, odakle, na primjer, dolazi ogromna količina energije potrebna da se sunčevo zračenje održi na približno promatranom nivou nekoliko milijardi godina? Svake sekunde Sunce emituje 4x10 33 erga, a tokom 3 milijarde godina zračilo je 4x10 50 erga. Nema sumnje da je starost Sunca oko 5 milijardi godina. To proizilazi barem iz modernih procjena starosti Zemlje raznim radioaktivnim metodama. Malo je vjerovatno da je Sunce "mlađe" od Zemlje. U prošlom i početkom ovog stoljeća predlagane su različite hipoteze o prirodi izvora energije Sunca i zvijezda. Neki naučnici su, na primjer, vjerovali da je izvor sunčeve energije kontinuirano ispadanje meteoroida na njegovu površinu, drugi su tražili izvor u neprekidnoj kompresiji Sunca. Potencijalna energija oslobođena tokom takvog procesa mogla bi se, pod određenim uslovima, pretvoriti u zračenje. Kao što ćemo vidjeti u nastavku, ovaj izvor može biti prilično efikasan u ranoj fazi evolucije zvijezde, ali ne može obezbijediti zračenje Sunca za potrebno vrijeme. Napredak nuklearne fizike omogućio je rješavanje problema izvora energije zvijezda već krajem tridesetih godina našeg stoljeća. Ovi izvori su termalni nuklearne reakcije fuzija koja se odvija u dubinama zvijezda na vrlo visokoj temperaturi koja tamo prevladava (reda deset miliona Kelvina). Kao rezultat ovih reakcija, čija brzina u velikoj mjeri ovisi o temperaturi, protoni se pretvaraju u jezgra helijuma, a oslobođena energija polako "curi" kroz unutrašnjost zvijezda i, konačno, značajno se transformira, zrači u svjetski prostor. Ovo je izuzetno moćan izvor. Ako pretpostavimo da se u početku Sunce sastojalo samo od vodika, koji se kao rezultat termonuklearnih reakcija potpuno pretvorio u helijum, tada će oslobođena količina energije biti približno 10 52 erg. Dakle, da bi se zračenje održalo na posmatranom nivou milijardama godina, dovoljno je da Sunce "utroši" najviše 10% prvobitne zalihe vodonika. Sada možemo predstaviti sliku evolucije neke zvijezde na sljedeći način. Iz nekih razloga (može se navesti nekoliko njih) počeo je da se kondenzuje oblak međuzvjezdanog medija plina i prašine. Ubrzo (naravno, u astronomskim razmerama!) pod uticajem univerzalnih gravitacionih sila, iz ovog oblaka se formira relativno gusta, neprozirna gasna lopta. Strogo govoreći, ova lopta se još ne može nazvati zvijezdom, jer je u njenim središnjim područjima temperatura nedovoljna za početak termonuklearnih reakcija. Pritisak plina unutar lopte još nije u stanju da uravnoteži sile privlačenja njenih pojedinačnih dijelova, pa će se ona kontinuirano komprimirati. Neki astronomi su vjerovali da se takve "protozvijezde" opažaju u pojedinačnim maglinama u obliku vrlo tamnih kompaktnih formacija, takozvanih globula (slika 12). Napredak u radio astronomiji, međutim, natjerao nas je da napustimo ovu prilično naivnu tačku gledišta (vidi dolje). Obično se ne formira jedna protozvijezda u isto vrijeme, već više ili manje brojna grupa njih. U budućnosti, ove grupe postaju zvjezdane asocijacije i klasteri, dobro poznati astronomima. Velika je vjerovatnoća da se u ovoj vrlo ranoj fazi evolucije zvijezde formiraju nakupine sa manjom masom oko nje, koje se zatim postepeno pretvaraju u planete (vidi Poglavlje 9).Rice. 12. Globule u difuzionoj maglini
Kada je protozvijezda komprimirana, njena temperatura raste i značajan dio oslobođene potencijalne energije se zrači u okolni prostor. Budući da su dimenzije stezne gasne sfere veoma velike, zračenje jedinice njene površine biće zanemarljivo. Pošto je fluks zračenja sa jedinične površine proporcionalan četvrtom stepenu temperature (Stefan-Boltzmannov zakon), temperatura površinskih slojeva zvezde je relativno niska, dok je njena svetlost skoro ista kao i kod obične zvezde. sa istom masom. Stoga će se na dijagramu "spektar - luminoznost" takve zvijezde nalaziti desno od glavnog niza, odnosno pasti će u područje crvenih divova ili crvenih patuljaka, ovisno o vrijednostima njihovih početnih masa. U budućnosti, protozvijezda nastavlja da se smanjuje. Njegove dimenzije postaju sve manje, a temperatura površine raste, zbog čega spektar postaje sve "raniji". Dakle, krećući se duž dijagrama "spektar - luminoznost", protozvijezda prilično brzo "sjeda" na glavnu sekvencu. Tokom ovog perioda, temperatura unutrašnjosti zvijezde je već dovoljna da tamo počnu termonuklearne reakcije. Istovremeno, pritisak gasa unutar buduće zvezde uravnotežuje privlačnost i gasna lopta prestaje da se skuplja. Protozvijezda postaje zvijezda. Protozvijezdama je potrebno relativno malo vremena da prođu kroz ovu vrlo ranu fazu svoje evolucije. Ako je, na primjer, masa protozvezde veća od Sunca, potrebno je samo nekoliko miliona godina; ako je manja, nekoliko stotina miliona godina. Budući da je vrijeme evolucije protozvijezda relativno kratko, teško je otkriti ovu najraniju fazu razvoja zvijezde. Ipak, zvijezde u ovoj fazi, po svemu sudeći, se primjećuju. Mislimo veoma zanimljive zvezde tip T Bik, obično uronjen u tamne magline. 1966. godine, sasvim neočekivano, postalo je moguće posmatrati protozvijezde u ranim fazama njihove evolucije. Već smo u trećem poglavlju ove knjige spomenuli otkriće radioastronomijom određenog broja molekula u međuzvjezdanoj sredini, prvenstveno hidroksil OH i vodene pare H2O. Veliko je bilo iznenađenje radio astronoma kada su prilikom snimanja neba na talasnoj dužini od 18 cm, što odgovara radio liniji OH, otkriveni svetli, izuzetno kompaktni (tj. malih ugaonih dimenzija) izvori. Ovo je bilo toliko neočekivano da su isprva odbili čak ni povjerovati da bi tako svijetle radio linije mogle pripadati hidroksilnoj molekuli. Pretpostavljalo se da ove linije pripadaju nekoj nepoznatoj supstanci, koja je odmah dobila "odgovarajući" naziv "misterijum". Međutim, "misterijum" je vrlo brzo podelio sudbinu svoje optičke "braće" - "nebulijuma" i "koronije". Činjenica je da se dugi niz decenija svetle linije maglina i solarne korone nisu mogle identifikovati ni sa jednom poznatom spektralnom linijom. Stoga su se pripisivali određenim, na zemlji nepoznatim, hipotetičkim elementima - "nebulijumu" i "koroniji". Nemojmo se snishodljivo osmehnuti neznanju astronoma na početku našeg veka: uostalom, tada nije postojala teorija atoma! Razvoj fizike nije ostavio mjesta za egzotične "nebesnike" u Mendeljejevljevom periodičnom sistemu: 1927. godine razotkriven je "maglica", čije su linije s potpunom pouzdanošću identificirane sa "zabranjenim" linijama joniziranog kisika i dušika, a 1939. -1941. . uvjerljivo je pokazano da misteriozne linije "koronijuma" pripadaju višestruko jonizovanim atomima gvožđa, nikla i kalcijuma. Ako su bile potrebne decenije da se "razotkriju" "nebulijum" i "kodonijum", onda je već nekoliko nedelja nakon otkrića postalo jasno da linije "misterijuma" pripadaju običnom hidroksilu, ali samo pod neobičnim uslovima. Dalja zapažanja su, prije svega, otkrila da izvori "misterija" imaju izuzetno male ugaone dimenzije. To se pokazalo uz pomoć tada novog, vrlo efikasan metod studija pod nazivom "veoma duga osnovna radio interferometrija". Suština metode svodi se na istovremeno promatranje izvora na dva radioteleskopa međusobno udaljena na udaljenosti od nekoliko hiljada km. Kako se ispostavilo, kutna rezolucija u ovom slučaju određena je omjerom valne dužine i udaljenosti između radio-teleskopa. U našem slučaju, ova vrijednost može biti ~3x10 -8 rad ili nekoliko hiljaditih dionica lučne sekunde! Imajte na umu da je u optičkoj astronomiji takva kutna rezolucija još uvijek potpuno nedostižna. Ova zapažanja su pokazala da postoje najmanje tri klase "misterijskih" izvora. Ovdje će nas zanimati izvori klase 1. Svi oni se nalaze unutar gasovitih jonizovanih maglina, na primer, u čuvenoj Orionovoj magli. Kao što je već spomenuto, njihove dimenzije su izuzetno male, mnogo hiljada puta manje od dimenzija magline. Ono što je najzanimljivije je da imaju složenu prostornu strukturu. Razmotrite, na primjer, izvor koji se nalazi u magli zvanoj W3.
Rice. 13. Profili četiri komponente hidroksilne linije
Na sl. Slika 13 prikazuje profil OH linije koju emituje ovaj izvor. Kao što vidite, sastoji se od veliki broj uske svetle linije. Svaka linija odgovara određenoj brzini kretanja duž linije vida oblaka koji emituje ovu liniju. Vrijednost ove brzine određena je Doplerovim efektom. Razlika u brzinama (duž linije vida) između različitih oblaka doseže ~10 km/s. Gore navedena interferometrijska zapažanja pokazala su da se oblaci koji emituju svaku liniju prostorno ne poklapaju. Slika je sljedeća: unutar područja veličine otprilike 1,5 sekunde, lukovi se kreću sa različite brzine oko 10 kompaktnih oblaka. Svaki oblak emituje jednu specifičnu (po frekvenciji) liniju. Ugaone dimenzije oblaka su vrlo male, reda veličine nekoliko hiljaditih dionica lučne sekunde. Pošto je udaljenost do magline W3 poznata (oko 2000 pc), ugaone dimenzije se lako mogu pretvoriti u linearne. Ispostavilo se da su linearne dimenzije područja u kojem se oblaci kreću reda veličine 10 -2 pc, a dimenzije svakog oblaka su samo za red veličine veće od udaljenosti od Zemlje do Sunca. Postavljaju se pitanja: šta su ovi oblaci i zašto tako snažno zrače u hidroksil radio linijama? Na drugo pitanje je odgovoreno prilično brzo. Ispostavilo se da je mehanizam emisije prilično sličan onom koji je uočen u laboratorijskim maserima i laserima. Dakle, izvori "misterijuma" su gigantski, prirodni svemirski maseri koji rade na talasu hidroksilne linije, čija je dužina 18 cm. Kao što je poznato, pojačanje zračenja u linijama zbog ovog efekta moguće je kada se na neki način "aktivira" medij u kojem se zračenje širi. To znači da neki "spoljni" izvor energije (tzv. "pumpanje") čini koncentraciju atoma ili molekula na početnom (gornjem) nivou anomalno visokom. Mazer ili laser nisu mogući bez trajne "pumpe". Pitanje prirode mehanizma "pumpanja" kosmičkih masera još uvijek nije konačno riješeno. Međutim, najvjerovatnije je "pumpanje" dovoljno snažno infracrveno zračenje. Drugi mogući mehanizam "pumpanja" može biti neka hemijska reakcija. Vrijedi prekinuti našu priču o kosmičkim maserima kako bismo razmotrili s kakvim se nevjerovatnim fenomenima susreću astronomi u svemiru. Jedan od najvećih tehničkih izuma našeg turbulentnog doba, koji igra značajnu ulogu u naučnoj i tehnološkoj revoluciji koju sada doživljavamo, lako se realizuje u prirodnim uslovima i, štaviše, u ogromnim razmerama! Tok radio-emisije nekih kosmičkih masera je toliki da je mogao biti detektovan čak i na tehničkom nivou radio astronomije prije 35 godina, odnosno čak prije pronalaska masera i lasera! Za to je bilo potrebno "samo" znati tačnu talasnu dužinu OH radio veze i zainteresovati se za problem. Inače, ovo nije prvi slučaj da se najvažniji naučno-tehnički problemi sa kojima se čovečanstvo suočava u prirodnim uslovima. Termonuklearne reakcije koje podržavaju zračenje Sunca i zvijezda (vidi dolje) potaknule su razvoj i implementaciju projekata za dobivanje nuklearnog "goriva" na Zemlji, što bi trebalo riješiti sve naše energetske probleme u budućnosti. Nažalost, još smo daleko od rješenja ovog problema. najvažniji zadatak, što je priroda odlučila "lako". Pre vek i po Fresnel, osnivač talasne teorije svetlosti, primetio je (naravno drugom prilikom): „Priroda se smeje našim teškoćama“. Kao što vidite, Fresnelova primedba danas je još tačnija. Vratimo se, međutim, kosmičkim maserima. Iako mehanizam "pumpanja" ovih masera još nije sasvim jasan, još uvijek se može dobiti gruba predstava o fizičkim uvjetima u oblacima koji emituju liniju od 18 cm maser mehanizmom. Prije svega, ispada da ovi oblaci su prilično gusti: u kubnom centimetru ima najmanje 10 8 -10 9 čestica, a značajan (a možda i veliki) dio njih su molekuli. Temperatura vjerovatno neće preći dvije hiljade Kelvina, najvjerovatnije je oko 1000 Kelvina. Ova svojstva se oštro razlikuju od osobina čak i najgušćih oblaka međuzvjezdanog plina. S obzirom na još uvijek relativno malu veličinu oblaka, nehotice dolazimo do zaključka da oni prilično podsjećaju na proširene, prilično hladne atmosfere supergigantskih zvijezda. Vrlo je vjerovatno da ovi oblaci nisu ništa drugo do rana faza u razvoju protozvijezda, odmah nakon njihove kondenzacije iz međuzvjezdanog medija. U prilog ovoj tvrdnji govore i druge činjenice (koju je autor ove knjige izrekao još 1966. godine). U maglinama gde se posmatraju kosmički maseri, vidljive su mlade vrele zvezde (vidi dole). Shodno tome, proces formiranja zvijezda je tu nedavno završio i najvjerovatnije se nastavlja u današnje vrijeme. Možda je najzanimljivije to što su, kako pokazuju radioastronomska posmatranja, svemirski maseri ovog tipa, takoreći, "uronjeni" u male, vrlo guste oblake jonizovanog vodonika. Ovih oblaka ima mnogo svemirska prašina, što ih čini neuočljivim u optičkom opsegu. Takve "čaure" jonizuje mlada, vruća zvijezda unutar njih. U proučavanju procesa formiranja zvijezda, infracrvena astronomija se pokazala vrlo korisnom. Zaista, za infracrvene zrake, međuzvjezdana apsorpcija svjetlosti nije toliko značajna. Sada možemo zamisliti sljedeću sliku: iz oblaka međuzvjezdanog medija, njegovom kondenzacijom, nastaje nekoliko ugrušaka različite težine evoluiraju u protozvezde. Brzina evolucije je drugačija: za masivnije nakupine bit će veća (vidi tabelu 2 ispod). Stoga će se najmasovnija gomila prvo pretvoriti u vruću zvijezdu, dok će se ostatak zadržati manje-više dugo u fazi protozvijezde. Promatramo ih kao izvore maser zračenja u neposrednoj blizini "novorođene" vruće zvijezde, koja ionizira vodonik "čahura" koji se nije kondenzirao u grudve. Naravno, ova gruba shema će se u budućnosti usavršavati i, naravno, bit će napravljene značajne promjene u njoj. Ali činjenica ostaje: neočekivano se ispostavilo da neko vrijeme (najvjerovatnije relativno kratko) novorođene protozvijezde, figurativno rečeno, "vrište" o svom rođenju, koristeći najnovije metode kvantne radiofizike (tj. masere)... Nakon 2. godine nakon otkrića kosmičkih hidroksil masera (linija 18 cm) – utvrđeno je da isti izvori istovremeno emituju (također maserskim mehanizmom) liniju vodene pare čija je talasna dužina 1,35 cm. Intenzitet „vode“ " maser je čak veći od onog "hidroksila". Oblaci koji emituju liniju H2O, iako se nalaze u istoj maloj zapremini kao i "hidroksilni" oblaci, kreću se različitim brzinama i mnogo su kompaktniji. Ne može se isključiti da će u bliskoj budućnosti biti otkrivene i druge maser linije*. Tako je, sasvim neočekivano, radio astronomija klasični problem formiranja zvijezda pretvorila u granu opservacijske astronomije**. Kada se jednom nađe u glavnom nizu i prestane da se skuplja, zvijezda zrači dugo vremena, praktično ne mijenjajući svoj položaj na dijagramu "spektar - luminoznost". Njegovo zračenje je podržano termonuklearnim reakcijama koje se odvijaju u centralnim regijama. Dakle, glavni niz je, takoreći, lokus tačaka na dijagramu "spektar-svjetlost", gdje zvijezda (u zavisnosti od svoje mase) može zračiti dugo i postojano zbog termonuklearnih reakcija. Položaj zvijezde na glavnom nizu određen je njenom masom. Treba napomenuti da postoji još jedan parametar koji određuje položaj ravnotežne zvijezde koja zrači na dijagramu "spektar-luminoznost". Ovaj parametar je početni hemijski sastav zvijezde. Ako se relativno obilje teških elemenata smanji, zvijezda će "pasti" na dijagramu ispod. Upravo ta okolnost objašnjava prisustvo niza potpatuljaka. Kao što je već spomenuto, relativno obilje teških elemenata u ovim zvijezdama je deset puta manje nego u zvijezdama glavnog niza. Vrijeme zadržavanja zvijezde na glavnom nizu je određeno njenom početnom masom. Ako je masa velika, zračenje zvijezde ima ogromnu snagu i brzo troši svoje rezerve vodikovog "goriva". Na primjer, zvijezde glavnog niza s masom nekoliko desetina puta većom od mase Sunca (ovo su vrući plavi divovi spektralnog tipa O) mogu postojano zračiti dok su na ovom nizu samo nekoliko miliona godina, dok zvijezde sa mase bliske sunčevoj, nalaze se na glavnom nizu 10-15 milijardi godina. Tabela ispod. 2, koji daje izračunato trajanje gravitacijske kontrakcije i zadržavanja na glavnom nizu za zvijezde različitih spektralnih tipova. Ista tabela prikazuje mase, poluprečnike i luminoznosti zvijezda u solarnim jedinicama.
tabela 2
| godine | |||||
|
Spektralna klasa |
Luminosity |
gravitaciona kontrakcija |
ostajući na glavnoj sekvenci | ||
|
G2 (ned) |
|||||
Rice. 14. Evolucijski tragovi za zvijezde različitih masa u dijagramu "svjetlost-temperatura"
Rice. 15. Hertzsprung-Russell dijagram za zvjezdano jato NGC 2254
Rice. 16. Hertzsprung-Russell dijagram za globularno jato M 3. Na vertikalnoj osi - relativna veličina
Odgovarajući dijagram jasno prikazuje cijeli glavni niz, uključujući njegov gornji lijevi dio, gdje se nalaze vruće masivne zvijezde (indikator boje - 0,2 odgovara temperaturi od 20 hiljada K, odnosno spektru klase B). Kuglasto jato M 3 je "stari" objekat. Jasno se vidi da u gornjem dijelu glavnog niza dijagrama konstruiranog za ovo jato zvijezda gotovo i nema. S druge strane, grana crvenog diva M 3 je veoma bogata, dok NGC 2254 ima vrlo malo crvenih divova. To je i razumljivo: u starom jatu M 3, veliki broj zvijezda je već „otišao“ iz glavne sekvence, dok se u mladom jatu NGC 2254 to dogodilo samo s malim brojem relativno masivnih zvijezda koje se brzo razvijaju. Važno je napomenuti da džinovska grana za M 3 ide prilično strmo gore, dok je za NGC 2254 gotovo horizontalna. Sa teorijske tačke gledišta, to se može objasniti znatno manjim obiljem teških elemenata u M3. Zaista, u zvijezdama globularnih jata (kao i u drugim zvijezdama koje se koncentrišu ne toliko prema galaktičkoj ravni). kao prema galaktičkom centru), relativno obilje teških elemenata je beznačajno. Na dijagramu "indeks boja - osvjetljenje" za M 3 vidljiva je još jedna skoro horizontalna grana. Ne postoji slična grana u dijagramu konstruisanom za NGC 2254. Teorija objašnjava nastanak ove grane na sljedeći način. Nakon što temperatura gustog helijumskog jezgra zvijezde - crvenog diva - dostigne 100-150 miliona K, tamo će početi nova nuklearna reakcija. Ova reakcija se sastoji u formiranju jezgre ugljika iz tri jezgra helija. Čim ova reakcija počne, kontrakcija jezgra će prestati. Nakon toga, površinski slojevi
zvijezde povećavaju svoju temperaturu i zvijezda na dijagramu "spektar - luminoznost" će se pomjeriti ulijevo. Od takvih zvijezda formira se treća horizontalna grana dijagrama za M 3.
Rice. 17. Hertzsprung-Russell zbirni dijagram za 11 zvjezdanih jata
Na sl. Slika 17 šematski prikazuje zbirni dijagram boja-luminoznost za 11 klastera, od kojih su dva (M 3 i M 92) globularna. Jasno se vidi kako se glavne sekvence "savijaju" udesno i prema gore u različitim klasterima, u potpunoj saglasnosti s teorijskim konceptima o kojima je već bilo riječi. Od sl. 17, može se odmah odrediti koji su klasteri mladi, a koji stari. Na primjer, "dvostruki" klaster X i h Persej je mlad. To je "spasilo" značajan dio glavne sekvence. Jato M 41 je starije, jato Hijade još starije, a jato M 67 je veoma staro, čiji dijagram boja-luminoznost je vrlo sličan sličnom dijagramu za globularna jata M 3 i M 92. Samo džinovska grana globularnih jata je veći u skladu s razlikama u hemijski sastav, koji su ranije pomenuti. Dakle, opservacijski podaci u potpunosti potvrđuju i potkrepljuju zaključke teorije. Čini se da je teško očekivati opservacijsku provjeru teorije procesa u unutrašnjosti zvijezda, koje od nas skriva ogromna debljina zvjezdane materije. Pa ipak, teorija je ovdje stalno kontrolirana praksom astronomskih promatranja. Treba napomenuti da je kompilacija velikog broja dijagrama "boja - luminoznost" zahtijevala veliki rad astronoma-posmatrača i radikalno poboljšanje metoda posmatranja. S druge strane, uspjeh teorije unutrašnje strukture i evolucije zvijezda ne bi bio moguć bez moderne računarske tehnologije zasnovane na korišćenju brzih elektronskih računara. Neprocjenjivu uslugu teoriji pružila su i istraživanja u oblasti nuklearne fizike, koja su omogućila da se dobije kvantitativne karakteristike one nuklearne reakcije koje se odvijaju u unutrašnjosti zvijezde. Bez pretjerivanja se može reći da je razvoj teorije strukture i evolucije zvijezda jedno od najvećih dostignuća astronomije u drugoj polovini 20. stoljeća. Razvoj moderne fizike otvara mogućnost direktne opservacijske provjere teorije unutrašnje strukture zvijezda, a posebno Sunca. Riječ je o mogućnosti detekcije snažnog toka neutrina, koje bi Sunce trebalo emitovati ako se u njegovim dubinama odvijaju nuklearne reakcije. Dobro je poznato da neutrini izuzetno slabo komuniciraju s drugima. elementarne čestice. Tako, na primjer, neutrini mogu letjeti gotovo bez apsorpcije kroz cijelu debljinu Sunca, dok X-zrake mogu proći bez apsorpcije samo kroz nekoliko milimetara supstance sunčeve unutrašnjosti. Ako zamislimo da snažan snop neutrina prolazi kroz Sunce sa energijom svake čestice u
Životni vijek zvijezda sastoji se od nekoliko faza, prolazeći kroz koje milijunima i milijardama godina svjetiljke neprestano teže neizbježnom finalu, pretvarajući se u svijetle bljeskove ili sumorne crne rupe.
Životni vijek zvijezde bilo koje vrste je nevjerovatno dug i složen proces, praćen pojavama na kosmičkim razmjerima. Njegovu svestranost jednostavno je nemoguće u potpunosti ući u trag i proučavati, čak i koristeći cijeli arsenal moderna nauka. Ali na osnovu tih jedinstvenih znanja akumuliranih i obrađenih tokom čitavog perioda postojanja zemaljske astronomije, postaju nam dostupni čitavi slojevi vrijednih informacija. Ovo vam omogućava da povežete niz epizoda iz životni ciklus svetila u relativno koherentnim teorijama i modeliraju njihov razvoj. Koje su to faze?
Ne propustite vizualnu interaktivnu aplikaciju ""!
Epizoda I. Protostars
Životni put zvijezda, kao i svih objekata makrokosmosa i mikrokosmosa, počinje od rođenja. Ovaj događaj nastaje u formiranju nevjerovatno ogromnog oblaka, unutar kojeg se pojavljuju prvi molekuli, pa se formacija naziva molekularnom. Ponekad se koristi i drugi izraz koji direktno otkriva suštinu procesa - kolijevka zvijezda.
Tek kada u takvom oblaku, usled nepremostivih okolnosti, dođe do izuzetno brzog sažimanja njegovih sastavnih čestica masom, odnosno gravitacionog kolapsa, buduća zvezda počinje da se formira. Razlog tome je nalet gravitacijske energije, čiji dio komprimira molekule plina i zagrijava roditeljski oblak. Tada prozirnost formacije postupno počinje nestajati, što doprinosi još većem zagrijavanju i povećanju pritiska u njegovom središtu. Poslednja epizoda u protozvezdanoj fazi je nakupljanje materije koja pada na jezgro, tokom koje zvezda u nastajanju raste i postaje vidljiva nakon što pritisak emitovane svetlosti bukvalno odnese svu prašinu na periferiju.
Pronađite protozvijezde u Orionovoj maglini!
Ova ogromna panorama Orionove magline izvedena je iz slika. Ova maglina je jedna od nama najvećih i najbližih kolevki zvezda. Pokušajte pronaći protozvijezde u ovoj magli, jer vam rezolucija ove panorame to omogućava.
Epizoda II. mlade zvezde
Fomalhaut, slika iz DSS kataloga. Još uvijek postoji protoplanetarni disk oko ove zvijezde.
Sljedeća faza ili ciklus zvijezdinog života je period njenog kosmičkog djetinjstva, koji se, pak, dijeli na tri etape: mlade svjetiljke malih (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.
Epizoda III. Procvat životnog puta zvijezde
Snimak sunca u H liniji alfa. Naša zvijezda je u svom vrhuncu.
Usred svog života, kosmička tijela mogu imati široku paletu boja, masa i dimenzija. Paleta boja varira od plavičastih nijansi do crvene, a njihova masa može biti mnogo manja od sunčeve, ili je premašiti više od tri stotine puta. Glavni slijed životnog ciklusa zvijezda traje oko deset milijardi godina. Nakon toga, vodonik završava u jezgru kosmičkog tijela. Ovaj trenutak se smatra prelaskom života objekta u sljedeću fazu. Zbog iscrpljivanja resursa vodonika u jezgru, termonuklearne reakcije prestaju. Međutim, u periodu novozapočete kompresije zvijezde počinje kolaps, što dovodi do pojave termonuklearnih reakcija već uz sudjelovanje helija. Ovaj proces stimuliše ekspanziju zvijezde, koja je jednostavno nevjerovatnih razmjera. A sada se smatra crvenim divom.
Epizoda IV Kraj postojanja zvijezda i njihova smrt
Stare svjetiljke, kao i njihove mlade kolege, dijele se na nekoliko tipova: male mase, srednje velike, supermasivne zvijezde i. Što se tiče objekata sa malom masom, još uvek je nemoguće tačno reći koji se procesi s njima odvijaju u poslednjim fazama postojanja. Svi takvi fenomeni su hipotetički opisani pomoću kompjuterskih simulacija, a ne zasnovani na pažljivim opažanjima. Nakon konačnog sagorijevanja ugljika i kisika, atmosferska ljuska zvijezde se povećava i njena plinovita komponenta brzo gubi. Na kraju svog evolutivnog puta, svjetiljke se više puta sabijaju, dok se njihova gustoća, naprotiv, značajno povećava. Takva zvijezda se smatra bijelim patuljkom. Zatim, u njegovoj životnoj fazi, slijedi period crvenog supergiganta. Posljednja u životnom ciklusu zvijezde je njena transformacija, kao rezultat vrlo jake kompresije, u neutronsku zvijezdu. Međutim, ne postaju sva takva kosmička tijela takva. Neke, najčešće najveće po parametrima (više od 20-30 solarnih masa), prelaze u kategoriju crnih rupa kao rezultat kolapsa.
Zanimljive činjenice iz životnog ciklusa zvijezda
Jedna od najneobičnijih i najneobičnijih informacija iz zvjezdanog života u kosmosu je da je velika većina naših svjetiljki u fazi crvenih patuljaka. Takvi objekti imaju masu mnogo manju od mase Sunca.
Takođe je prilično zanimljivo da je magnetna privlačnost neutronskih zvijezda milijarde puta veća od sličnog zračenja zemaljskog tijela.
Uticaj mase na zvijezdu
Još jedna ne manje zabavna činjenica je trajanje postojanja najvećih poznatih vrsta zvijezda. Zbog činjenice da je njihova masa sposobna biti stotine puta veća od mase Sunca, njihovo oslobađanje energije je također višestruko veće, ponekad čak i milione puta. Samim tim, njihov životni vek je mnogo kraći. U nekim slučajevima, njihovo postojanje se uklapa u samo nekoliko miliona godina, naspram milijardi godina života zvezda sa malom masom.
Zanimljiva činjenica je i suprotnost crnih rupa bijelim patuljcima. Važno je napomenuti da prve proizlaze iz najgigantskih zvijezda u smislu mase, a druge, naprotiv, od najmanjih.
U Univerzumu postoji ogroman broj jedinstvenih pojava o kojima se može govoriti u nedogled, jer je kosmos izuzetno slabo proučavan i istražen. Svo ljudsko znanje o zvijezdama i njihovim životnim ciklusima, koje moderna nauka posjeduje, uglavnom se dobija iz zapažanja i teorijskih proračuna. Ovako malo proučavani fenomeni i objekti daju povoda za stalni rad hiljada istraživača i naučnika: astronoma, fizičara, matematičara, hemičara. Zahvaljujući njihovom kontinuiranom radu, ova znanja se neprestano akumuliraju, dopunjuju i mijenjaju, postajući tako tačnija, pouzdanija i sveobuhvatnija.
Pozdrav dragi čitaoci!Želeo bih da pričam o prelepom noćnom nebu. Zašto zbog noći? Pitate. Zato što se na njemu jasno vide zvezde, ove prelepe svetleće tačke na crno-plavoj pozadini našeg neba. Ali u stvari, oni nisu mali, već jednostavno ogromni, a zbog velike udaljenosti izgledaju tako sićušni..
Da li je neko od vas zamišljao kako se zvezde rađaju, kako žive, kakav život uopšte imaju? Predlažem da sada pročitate ovaj članak i zamislite evoluciju zvijezda na tom putu. Pripremio sam nekoliko videa za vizuelni primjer 😉
Nebo je prošarano mnogim zvijezdama, među kojima su razbacani ogromni oblaci prašine i plinova, uglavnom vodonika. Zvijezde se rađaju upravo u takvim maglinama, odnosno međuzvjezdanim područjima.
Zvijezda živi toliko dugo (do desetina milijardi godina) da astronomi ne mogu pratiti život od početka do kraja, čak ni jednog od njih. Ali s druge strane, oni imaju priliku da posmatraju različite faze razvoja zvijezda.
Naučnici su kombinovali dobijene podatke i uspjeli su pratiti životne faze tipičnih zvijezda: trenutak kada je zvijezda rođena u međuzvjezdanom oblaku, njenu mladost, srednje godine, starost i ponekad vrlo spektakularnu smrt.
Rođenje zvezde.
Nastanak zvijezde počinje sabijanjem materije unutar magline. Postupno, formirana brtva se smanjuje u veličini, skupljajući se pod utjecajem gravitacije. Tokom ove kontrakcije, ili kolaps, oslobađa se energija koja zagrijava prašinu i plin i uzrokuje njihov sjaj.
Postoji tzv protostar. Temperatura i gustina materije u njenom centru, odnosno jezgru, su maksimalne. Kada temperatura dostigne oko 10.000.000°C, u gasu počinju da se odvijaju termonuklearne reakcije.
Jezgra atoma vodika počinju da se spajaju i pretvaraju u jezgra atoma helija. U ovoj sintezi oslobađa se ogromna količina energije. Ova energija se u procesu konvekcije prenosi na površinski sloj, a zatim se u obliku svjetlosti i topline zrači u svemir. Na ovaj način, protozvijezda se pretvara u pravu zvijezdu.
Zračenje koje dolazi iz jezgra zagrijava plinoviti medij, stvarajući pritisak koji je usmjeren prema van i na taj način sprječava gravitacijski kolaps zvijezde.
Rezultat je da pronalazi ravnotežu, odnosno ima konstantne dimenzije, konstantnu temperaturu površine i konstantnu količinu energije koja se oslobađa.
Astronomi nazivaju zvijezdu u ovoj fazi razvoja zvijezda glavne sekvence, što ukazuje na mjesto koje zauzima na Hertzsprung-Russell dijagramu. Ovaj dijagram izražava odnos između temperature i sjaja zvijezde.
Protozvijezde, koje imaju malu masu, nikada se ne zagrijavaju do temperatura koje su neophodne za pokretanje termonuklearne reakcije. Ove zvijezde, kao rezultat kompresije, postaju tamne crveni patuljci , ili čak zatamnjivanje smeđih patuljaka . Prva zvijezda smeđi patuljak otkrivena je tek 1987. godine.
Divovi i patuljci.
Prečnik Sunca je približno 1.400.000 km, temperatura njegove površine je oko 6.000°C i emituje žućkastu svetlost. Bio je dio glavnog niza zvijezda već 5 milijardi godina.
Vodikovo "gorivo" na takvoj zvijezdi će biti iscrpljeno za oko 10 milijardi godina, a u njenom jezgru će ostati uglavnom helijum. Kada više nema šta da "gori", intenzitet zračenja usmjerenog iz jezgra više nije dovoljan da uravnoteži gravitacijski kolaps jezgra.
Ali energija koja se oslobađa u ovom slučaju dovoljna je za zagrijavanje okolne materije. U ovoj ljusci počinje sinteza jezgri vodika, oslobađa se više energije.
Zvijezda počinje da sija jače, ali sada crvenkastim svjetlom, a istovremeno se i širi, povećavajući veličinu deset puta. Sada takva zvezda naziva crvenim divom.
Jezgro crvenog diva se skuplja, a temperatura raste na 100.000.000°C ili više. Ovdje se odvija reakcija fuzije jezgra helijuma, pretvarajući ga u ugljik. Zahvaljujući energiji koja se oslobađa u ovom slučaju, zvijezda još uvijek svijetli nekih 100 miliona godina.
Nakon što helij ponestane i reakcije zamru, cijela zvijezda se postepeno, pod utjecajem gravitacije, smanjuje gotovo do veličine. Energija koja se oslobađa u ovom slučaju je dovoljna za zvijezdu (sada bijeli patuljak) nastavio da blista neko vreme.
Stepen kompresije materije u bijelom patuljku je vrlo visok i stoga ima vrlo veliku gustoću - težina jedne supene kašike može doseći hiljadu tona. Ovako evoluiraju zvijezde veličine našeg Sunca.
Video koji prikazuje evoluciju našeg Sunca u bijelog patuljka
Zvezda sa pet puta većom masom od Sunca ima mnogo kraći životni ciklus i evoluira nešto drugačije. Takva zvijezda je mnogo svjetlija, a njena površinska temperatura je 25.000°C ili više, period boravka u glavnom nizu zvijezda je samo oko 100 miliona godina.
Kada takva zvijezda izađe na scenu crveni gigant , temperatura u njegovom jezgru prelazi 600.000.000°C. U njemu se odvijaju reakcije fuzije ugljika, koji se pretvara u teže elemente, uključujući i željezo.
Zvijezda se pod djelovanjem oslobođene energije širi do veličina koje su stotine puta veće od prvobitne veličine. Zvezda u ovoj fazi nazvan superdžin .
U jezgri, proces proizvodnje energije naglo prestaje i smanjuje se za nekoliko sekundi. Uz sve to oslobađa se ogromna količina energije i formira se katastrofalni udarni val.
Ova energija putuje kroz cijelu zvijezdu i izbacuje značajan dio u svemir snagom eksplozije, uzrokujući fenomen poznat kao eksplozija supernove .
Za bolji prikaz svega što je napisano, razmotrite ciklus evolucije zvijezda na dijagramu
U februaru 1987. slična baklja je uočena u obližnjoj galaksiji, Velikom Magelanovom oblaku. Ova supernova je za kratko vreme sijala jače od triliona sunaca.
Jezgro supergiganta je sabijeno i formira nebesko tijelo prečnika samo 10-20 km, a njegova gustina je tolika da kašičica njegove supstance može težiti 100 miliona tona!!! Takvo nebesko tijelo se sastoji od neutrona inazvana neutronska zvezda .
Neutronska zvijezda koja je upravo nastala ima veliku brzinu rotacije i vrlo jak magnetizam.
Kao rezultat, stvara se snažno elektromagnetno polje koje emituje radio talase i druge vrste zračenja. Oni se šire od magnetnih polova zvijezde u obliku zraka.
Čini se da ovi zraci, zbog rotacije zvijezde oko svoje ose, skeniraju svemir. Kada prolete pored naših radioteleskopa, percipiramo ih kao kratke rafale ili impulse. Zato se ove zvezde zovu pulsari.
Pulsari su otkriveni zahvaljujući radio talasima koje emituju. Sada je postalo poznato da mnogi od njih emituju svjetlosne i rendgenske impulse.
Prvi svjetlosni pulsar otkriven je u Rakovici. Njegovi impulsi se ponavljaju frekvencijom od 30 puta u sekundi.
Pulsevi drugih pulsara se mnogo češće ponavljaju: PIR (pulsirajući izvor radio-emisije) 1937+21 treperi 642 puta u sekundi. Teško je to i zamisliti!
Zvijezde koje imaju najveću masu, deset puta veću od Sunčeve, također bukte poput supernove. Ali zbog ogromne mase, njihov kolaps je mnogo katastrofalniji.
Destruktivna kontrakcija ne prestaje čak ni u fazi formiranja neutronske zvijezde, stvarajući područje u kojem obična materija prestaje da postoji.
Ostala je samo jedna gravitacija, koja je toliko jaka da ništa, čak ni svjetlost, ne može izbjeći njenom utjecaju. Ovo područje se zove crna rupa.Da, evolucija velikih zvijezda je zastrašujuća i vrlo opasna.
U ovom videu ćemo pričati o tome kako se supernova pretvara u pulsar i crnu rupu
Ne znam za vas dragi čitaoci, ali ja lično volim i jako me zanima svemir i sve što je s njim povezano, tako je misteriozan i lijep, oduzima dah! Evolucija zvijezda nam je rekla puno o našoj budućnosti i sve.
Proučavanje evolucije zvijezda nemoguće je promatranjem samo jedne zvijezde - mnoge promjene na zvijezdama odvijaju se presporo da bi se primijetile čak i nakon mnogo stoljeća. Stoga naučnici proučavaju mnoge zvijezde, od kojih je svaka u određenoj fazi svog životnog ciklusa. U posljednjih nekoliko decenija modeliranje strukture zvijezda korištenjem kompjuterske tehnologije postalo je široko rasprostranjeno u astrofizici.
Enciklopedijski YouTube
1 / 5
✪ Zvijezde i zvjezdana evolucija (kaže astrofizičar Sergej Popov)
✪ Zvijezde i zvjezdana evolucija (pripovijedali Sergey Popov i Ilgonis Vilks)
✪ Evolucija zvijezda. Evolucija plavog diva za 3 minuta
✪ Surdin V.G. Star evolucija 1. dio
✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"
Titlovi
Termonuklearna fuzija u unutrašnjosti zvijezda
mlade zvezde
Proces formiranja zvijezde može se opisati na jedan način, ali naredne faze evolucije zvijezde gotovo u potpunosti zavise od njene mase, a tek na samom kraju evolucije zvijezde može imati ulogu njen kemijski sastav.
Mlade zvezde male mase
Mlade zvijezde male mase (do tri solarne mase) [ ] , koji se nalaze na putu ka glavnom nizu , potpuno su konvektivni, - proces konvekcije pokriva cijelo tijelo zvijezde. To su još uvijek, zapravo, protozvijezde, u čijim središtima nuklearne reakcije tek počinju, a svo zračenje nastaje uglavnom zbog gravitacijske kompresije. Dok se ne uspostavi hidrostatička ravnoteža, sjaj zvijezde opada pri konstantnoj efektivnoj temperaturi. U Hertzsprung-Russell dijagramu takve zvijezde formiraju gotovo okomitu stazu, nazvanu Hayashi staza. Kako se kontrakcija usporava, mlada zvijezda se približava glavnoj sekvenci. Objekti ovog tipa su povezani sa zvijezdama tipa T Bik.
U to vrijeme, u zvijezdama s masom većom od 0,8 solarnih masa, jezgro postaje providno za zračenje, a prijenos energije zračenja u jezgru postaje dominantan, budući da je konvekcija sve više otežavana sve većim zbijanjem zvjezdane materije. U vanjskim slojevima zvjezdanog tijela prevladava konvektivni prijenos energije.
Ne zna se sa sigurnošću koje karakteristike imaju zvijezde niže mase u trenutku kada udare u glavnu sekvencu, jer vrijeme koje ove zvijezde provode u kategoriji mladih premašuje starost Univerzuma [ ] . Sve ideje o evoluciji ovih zvijezda zasnovane su samo na numeričkim proračunima i matematičkom modeliranju.
Kako se zvijezda skuplja, pritisak degeneriranog elektronskog plina počinje rasti, a kada se dostigne određeni polumjer zvijezde, kontrakcija prestaje, što dovodi do zaustavljanja daljeg porasta temperature u jezgru zvijezde uzrokovanog kontrakcijom, a zatim i do njegovog smanjenja. Za zvijezde manje od 0,0767 Sunčevih masa, to se ne događa: energija oslobođena tokom nuklearnih reakcija nikada neće biti dovoljna da uravnoteži unutrašnji pritisak i gravitacionu kontrakciju. Takve "podzvijezde" zrače više energije nego što se proizvodi u procesu termonuklearnih reakcija, a pripadaju takozvanim smeđim patuljcima. Njihova sudbina je stalna kontrakcija sve dok je pritisak degenerisanog gasa ne zaustavi, a zatim postepeno hlađenje sa prestankom svih započetih reakcija fuzije.
Mlade zvijezde srednje mase
Mlade zvijezde srednje mase (od 2 do 8 solarnih masa) [ ] evoluiraju kvalitativno na potpuno isti način kao i njihove manje sestre i braća, s tim što nemaju konvektivne zone do glavne sekvence.
Objekti ovog tipa povezani su sa tzv. Ae\Be Herbig zvijezde su nepravilne varijable spektralnog tipa B-F0. Takođe imaju diskove i bipolarne mlaznice. Brzina oticanja materije sa površine, luminoznost i efektivna temperatura su znatno veće nego kod T Bika, tako da efikasno zagrevaju i raspršuju ostatke protozvezdanog oblaka.
Mlade zvezde sa masom većom od 8 solarnih masa
Zvijezde s takvim masama već imaju karakteristike normalnih zvijezda, jer su prošle sve međufaze i mogle su postići takvu brzinu nuklearnih reakcija da su nadoknadile gubitak energije zračenjem, dok je masa akumulirana da bi se postigla hidrostatička ravnoteža jezgra. Kod ovih zvijezda odljev mase i sjaj je toliko veliki da ne samo da zaustavljaju gravitacijski kolaps vanjskih područja molekularnog oblaka koji još nisu postali dio zvijezde, već ih, naprotiv, raspršuju. Dakle, masa formirane zvezde je primetno manja od mase protozvezdanog oblaka. Najvjerovatnije, to objašnjava odsustvo zvijezda s masom većom od oko 300 solarnih masa u našoj galaksiji.
srednji životni ciklus zvijezde
Zvijezde dolaze u raznim bojama i veličinama. Oni se kreću po spektralnom tipu od vruće plave do hladne crvene boje, i u masi od 0,0767 do oko 300 solarnih masa, prema nedavnim procjenama. 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. Ovdje se, naravno, ne radi o fizičkom kretanju zvijezde - samo o njenom položaju na prikazanom dijagramu, koji ovisi o parametrima zvijezde. Zapravo, kretanje zvijezde duž dijagrama odgovara samo promjeni parametara zvijezde.
Termonuklearno "sagorevanje" materije nastavljeno na novom nivou izaziva monstruoznu ekspanziju zvezde. Zvijezda „nabubri“, postaje veoma „labava“, a njena veličina se povećava za oko 100 puta. Tako zvijezda postaje crveni džin, a faza gorenja helijuma traje oko nekoliko miliona godina. Gotovo svi crveni divovi su promjenjive zvijezde.
Završne faze evolucije zvijezda
Stare zvezde sa malom masom
Trenutno se sa sigurnošću ne zna šta se dešava sa svetlosnim zvezdama nakon što se u njihovoj unutrašnjosti iscrpi zaliha vodonika. Budući da je starost Univerzuma 13,7 milijardi godina, što nije dovoljno da se iscrpe zalihe vodoničnog goriva u takvim zvijezdama, sadašnje teorije se zasnivaju na kompjuterskim simulacijama procesa koji se dešavaju u takvim zvijezdama.
Neke zvijezde mogu sintetizirati helij samo u nekim aktivnim zonama, što uzrokuje njihovu 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 [ ] .
Zvijezda s masom manjom od 0,5 Sunčeve mase nije u stanju da pretvori helijum čak ni nakon što u njenom jezgru prestanu reakcije koje uključuju vodonik - masa takve zvijezde je premala da bi omogućila novu fazu gravitacijske kompresije do stepena dovoljnog za " paljenje" helijum. Ove zvijezde uključuju crvene patuljke, kao što je Proxima Centauri, čiji se životni vijek glavne sekvence kreće od desetina milijardi do desetina biliona godina. Nakon završetka termonuklearnih reakcija u njihovim jezgrima, one će, postepeno se hladeći, nastaviti slabo zračiti u infracrvenom i mikrotalasnom opsegu elektromagnetnog spektra.
zvijezde srednje veličine
Po dolasku zvijezda srednje veličine (od 0,4 do 3,4 solarne mase) [ ] faze crvenog diva, u njenom jezgru završava vodonik i počinju reakcije sinteze ugljika iz helijuma. Ovaj proces se događa na višim temperaturama i stoga se energetski tok iz jezgre povećava i, kao rezultat, vanjski slojevi zvijezde počinju da se šire. Početak sinteze ugljika označava novu fazu u životu zvijezde i traje neko vrijeme. Za zvijezdu približnu veličini Sunca, ovaj proces može trajati oko milijardu godina.
Promjene u količini zračene energije uzrokuju da zvijezda prolazi kroz periode nestabilnosti, uključujući promjene u veličini, površinskoj temperaturi i oslobađanju energije. Oslobađanje energije se pomera prema niskofrekventnom zračenju. Sve to je praćeno sve većim gubitkom mase zbog jakih zvjezdanih vjetrova i intenzivnih pulsacija. Zvijezde u ovoj fazi nazivaju se "zvijezde kasnog tipa" (takođe "penzionisane zvijezde"), OH-IR zvijezde ili zvijezde nalik 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. Snažnim infracrvenim zračenjem izvorne zvijezde stvaraju se idealni uslovi u takvim školjkama za aktivaciju kosmičkih masera.
Reakcije fuzije helija su vrlo osjetljive na temperaturu. Ponekad to dovodi do velike nestabilnosti. Javljaju se najjače pulsacije koje kao rezultat daju vanjskim slojevima dovoljno ubrzanja da se odbace i pretvore u planetarnu maglicu. U središtu takve magline ostaje ogoljelo jezgro zvijezde u kojem prestaju termonuklearne reakcije, a kako se hladi, pretvara se u helijum bijeli patuljak, po pravilu, mase do 0,5-0,6 solarnih mase i prečnika reda prečnika Zemlje.
Velika većina zvijezda, uključujući Sunce, završava svoju evoluciju skupljanjem sve dok pritisak degeneriranih elektrona ne uravnoteži gravitaciju. U ovom stanju, kada se veličina zvijezde smanji za stotinu i gustina postane milion puta veća od vode, zvijezda se naziva bijeli patuljak. Lišen je izvora energije i, postepeno se hladeći, postaje nevidljivi crni patuljak.
Kod zvijezda masivnijih od Sunca, pritisak degeneriranih elektrona ne može zaustaviti daljnju kompresiju jezgra, te elektroni počinju da se "pritiskaju" u atomska jezgra, što protone pretvara u neutrone, između kojih nema elektrostatičke sile odbijanja. Takva neutronizacija materije dovodi do toga da se veličina zvijezde, koja je sada, zapravo, jedno ogromno atomsko jezgro, mjeri u nekoliko kilometara, a gustina je 100 miliona puta veća od gustine vode. Takav objekat se naziva neutronska zvijezda; njegova ravnoteža se održava pritiskom degenerisane neutronske materije.
supermasivne zvezde
Nakon što zvijezda s masom većom od pet solarnih masa uđe u stadij crvenog supergiganta, njeno jezgro počinje da se skuplja pod utjecajem gravitacijskih sila. 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.
Kao rezultat toga, kako se formira sve više teških elemenata periodnog sistema, željezo-56 se sintetiše iz silicijuma. U ovoj fazi, daljnja egzotermna 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 težinu gornjih slojeva zvijezde, a dolazi do trenutnog kolapsa jezgra s neutronizacijom njegove tvari.
Šta se dalje događa još nije potpuno jasno, ali, u svakom slučaju, procesi koji su u toku u nekoliko sekundi dovode do eksplozije supernove nevjerovatne snage.
Snažni mlazovi neutrina i rotirajuće magnetno polje istiskuju većinu materijala akumuliranog u zvijezdi [ ] - takozvani elementi za sjedenje, uključujući željezo i upaljačima. Materija koja se širi je bombardovana neutronima emitovanim iz jezgra zvezde, hvatajući ih i na taj način stvarajući skup elemenata težih od gvožđa, uključujući i radioaktivne, sve do uranijuma (a možda čak i Kalifornije). Dakle, eksplozije supernove objašnjavaju prisustvo elemenata težih od željeza u međuzvjezdanoj materiji, ali to nije jedini mogući način njihovog nastanka, što, na primjer, pokazuju zvijezde tehnecija.
eksplozijski talas i mlazovi neutrina odnose materiju sa umiruće zvezde [ ] u međuzvjezdani prostor. Nakon toga, kako se hladi i putuje kroz svemir, ovaj materijal supernove može se sudariti s drugim kosmičkim otpadom i možda sudjelovati u formiranju novih zvijezda, planeta ili satelita.
Procesi koji se dešavaju tokom formiranja supernove se još uvek proučavaju, a za sada ovo pitanje nije jasno. Takođe je pod znakom pitanja i trenutak 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 unutrašnjosti supergiganta dovodi do toga da atomsko jezgro apsorbira elektrone, gdje oni, spajajući se s protonima, formiraju neutrone. Ovaj proces se naziva neutronizacija. Nestaju elektromagnetne sile koje razdvajaju obližnja jezgra. Jezgro zvijezde je sada gusta lopta atomskih jezgara i pojedinačnih neutrona.
Takve zvijezde, poznate kao neutronske zvijezde, izuzetno su male - ne veće od velikog grada - i imaju nezamislivo velike gustine. Njihov orbitalni period postaje izuzetno kratak kako se veličina zvijezde smanjuje (zbog očuvanja ugaonog momenta). Neke neutronske zvijezde naprave 600 okretaja 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 snimiti impuls zračenja koji se ponavlja u vremenskim intervalima jednakim periodu rotacije zvijezde. Takve neutronske zvijezde su nazvane "pulsari" i postale su prve otkrivene neutronske zvijezde.
Crne rupe
Nisu sve zvijezde, nakon što su prošle fazu eksplozije supernove, postale neutronske zvijezde. Ako zvijezda ima dovoljno veliku masu, tada će se kolaps takve zvijezde nastaviti, a sami neutroni će početi padati prema unutra sve dok njen polumjer ne postane manji od Schwarzschildovog radijusa. Zvezda tada postaje crna rupa.
Postojanje crnih rupa predviđala je opšta teorija relativnosti. Prema ovoj teoriji,
