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. Zvjezdana evolucija 1. dio

✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"

Titlovi

Termonuklearna fuzija u unutrašnjosti zvijezda

mlade zvezde

Proces formiranja zvijezde može se opisati na jedinstven način, ali naredne faze evolucije zvijezde gotovo u potpunosti zavise od njene mase, a tek na samom kraju evolucije zvijezde može igrati ulogu njen kemijski sastav.

Mlade zvezde male mase

Mlade zvijezde male mase (do tri solarne mase) [ ] , koji su na putu ka glavnom nizu , potpuno su konvektivni, - proces konvekcije pokriva cijelo tijelo zvijezde. To su još, zapravo, protozvijezde, u čijim središtima nuklearne reakcije, a svo zračenje je uglavnom zbog gravitacijske kontrakcije. Dok se ne uspostavi hidrostatska 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, kod zvijezda 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 otežana sve većim zbijanjem zvjezdane materije. U vanjskim slojevima zvjezdanog tijela prevladava konvektivni prijenos energije.

Ne zna se sa sigurnošću koje karakteristike zvijezde niže mase imaju u trenutku kada udare u glavnu sekvencu, budući da vrijeme koje ove zvijezde provedu 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 njenog 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 spektralne klase B-F0. Takođe imaju diskove i bipolarne mlaznice. Brzina oticanja materije sa površine, luminoznost i efektivna temperatura su znatno veći nego kod T Bika, tako da efikasno zagrijavaju 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. Za ove zvijezde odljev mase i sjaja su 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 zvijezde je primjetno 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 velikom izboru boja i veličina. Oni se kreću u 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 glavnoj sekvenci prema svojim hemijski sastav i masa. 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 vrlo "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 iscrpe zalihe vodonika. Budući da je starost svemira 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 solarne 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 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 infracrveno zračenje izvorne zvijezde u takvim omotačima se formiraju idealnim uslovima za aktiviranje kosmičkih masera.

Reakcije fuzije helijuma 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, koji ima masu 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 degenerirane 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, kako se formira sve više teških elemenata periodnog sistema, željezo-56 se sintetiše iz silicijuma. U ovoj fazi daljnja egzotermna termonuklearna fuzija postaje nemoguća, budući da jezgro željeza-56 ima maksimalan defekt mase, a 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 i 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 sa drugim svemirskim "otpadom" i, moguće, 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 više od veliki grad, i imaju nezamislivo velika gustoća. 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 velika masa, 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,

Promatrajući vedro noćno nebo daleko od gradskih svjetala, lako je uočiti da je svemir pun zvijezda. Kako je priroda uspjela stvoriti bezbroj ovih objekata? Uostalom, samo prema procjenama mliječni put oko 100 milijardi zvezda. Osim toga, zvijezde se rađaju i danas, 10-20 milijardi godina nakon formiranja Univerzuma. Kako nastaju zvijezde? Kakve promjene prolazi zvijezda prije nego što dostigne stabilno stanje, poput našeg Sunca?

Sa stanovišta fizike, zvijezda je plinska lopta

Sa stanovišta fizike, to je plinska lopta. Toplina i pritisak koji nastaju u nuklearnim reakcijama - uglavnom u reakcijama fuzije helijuma i vodika - sprečavaju da se zvijezda sruši pod vlastitom gravitacijom. Život ovog relativno jednostavnog objekta slijedi dobro definiran scenarij. Prvo se zvijezda rađa iz difuznog oblaka međuzvjezdanog plina, a zatim slijedi dug sudnji dan. Ali na kraju, kada se potroši svo nuklearno gorivo, pretvorit će se u slabo blistav bijeli patuljak, neutronsku zvijezdu ili crnu rupu.

Ovaj opis može ostaviti utisak da detaljna analiza formiranja i ranih faza evolucije zvezda ne bi trebalo da izazove značajne poteškoće. Ali interakcija gravitacije i toplotnog pritiska uzrokuje da se zvijezde ponašaju na nepredvidive načine.
Razmotrimo, na primjer, evoluciju luminoznosti, odnosno promjenu količine energije koju emituje površina zvijezde u jedinici vremena. Unutrašnja temperatura mlade zvijezde je preniska za fuziju atoma vodonika, tako da njena svjetlost mora biti relativno mala. Može se povećati kada počnu nuklearne reakcije, a tek tada može postepeno pasti. U stvari, veoma mlada zvezda je izuzetno sjajna. Njegov sjaj opada sa starenjem, dostižući privremeni minimum tokom sagorevanja vodonika.

U ranim fazama evolucije u zvijezdama se odvijaju različiti fizički procesi.

U ranim fazama evolucije, u zvijezdama se odvijaju različiti fizički procesi, od kojih su neki još uvijek slabo shvaćeni. Tek u posljednje dvije decenije astronomi su počeli da grade detaljna slika evolucija zvijezda zasnovana na napretku, teorija i zapažanja.
Zvijezde se rađaju iz velikih, nevidljivih oblaka smještenih u diskovima spiralnih galaksija. Astronomi ove objekte nazivaju gigantski molekularni kompleksi. Termin "molekularni" odražava činjenicu da se gas u kompleksima prvenstveno sastoji od vodonika u molekularnom obliku. Takvi oblaci su najveće formacije u Galaksiji, ponekad dostižu i više od 300 sv. godine preko.

U detaljnijoj analizi evolucije zvijezde

Detaljnija analiza otkriva da se zvijezde formiraju iz pojedinačnih kondenzacija - kompaktnih zona - u džinovskom molekularnom oblaku. Astronomi su proučavali svojstva kompaktnih zona velikim radio-teleskopima, jedinim instrumentima koji mogu otkriti slabe milimooblake. Iz posmatranja ovog zračenja proizilazi da tipična kompaktna zona ima prečnik od nekoliko svetlosnih meseci, gustinu od 30.000 molekula vodonika po cm^ i temperaturu od 10 Kelvina.
Na osnovu ovih vrijednosti zaključeno je da je tlak plina u zbijenim zonama takav da može izdržati kompresiju pod djelovanjem samogravitacijskih sila.

Dakle, da bi se formirala zvijezda, kompaktna zona mora se skupiti iz nestabilnog stanja, tako da gravitacijske sile premašuju unutarnji tlak plina.
Još nije jasno kako se kompaktne zone kondenziraju iz početnog molekularnog oblaka i postižu tako nestabilno stanje. Ipak, i prije otkrića kompaktnih zona, astrofizičari su imali priliku simulirati proces formiranja zvijezda. Još 1960-ih teoretičari su koristili kompjuterske simulacije kako bi utvrdili kako se oblaci sabijaju u nestabilnom stanju.
Iako je za teorijske proračune korišten širok raspon početnih uvjeta, dobiveni rezultati su se poklopili: kod previše nestabilnog oblaka prvi se skuplja unutrašnji dio, odnosno supstanca u centru je podvrgnuta slobodnom padu, a periferni regioni ostaju stabilni. Postepeno, područje kompresije se širi prema van, pokrivajući cijeli oblak.

Duboko u utrobi regije koja se smanjuje počinje evolucija zvijezda

Duboko u utrobi regije koja se skuplja počinje formiranje zvijezda. Prečnik zvezde je samo jedna svetlosna sekunda, odnosno milioniti deo prečnika kompaktne zone. Za tako relativno male veličine ukupna slika kompresija oblaka nije značajna, ali vodeća uloga ovdje igra brzina pada materije na zvijezdu

Brzina pada materije može biti različita, ali direktno zavisi od temperature oblaka. Što je temperatura viša, to je veća brzina. Proračuni pokazuju da se masa jednaka masi Sunca može akumulirati u centru kompaktne zone koja se urušava u periodu od 100 hiljada do 1 milion godina.Tijelo formirano u središtu oblaka u kolapsu naziva se protozvijezda. Koristeći kompjuterske simulacije, astronomi su razvili model koji opisuje strukturu protozvezde.
Ispostavilo se da gas koji pada jako udari u površinu protozvezde velika brzina. Stoga se formira snažan front udarca (oštar prijelaz na vrlo visok pritisak). Unutar fronta udara, plin se zagrijava do gotovo 1 milion Kelvina, a zatim se, tokom zračenja blizu površine, brzo hladi na oko 10.000 K, formirajući protozvijezdu sloj po sloj.

Prisustvo udarnog fronta objašnjava veliki sjaj mladih zvijezda

Prisustvo udarnog fronta objašnjava veliki sjaj mladih zvijezda. Ako je masa protozis-zvijezde jednaka jednoj solarnoj masi, tada njena svjetlost može deset puta premašiti solarnu. Ali to nije uzrokovano reakcijama termonuklearne fuzije, kao u običnim zvijezdama, već kinetičkom energijom materije stečene u gravitacionom polju.
Protozvijezde se mogu promatrati, ali ne sa konvencionalnim optičkim teleskopima.
Sav međuzvjezdani plin, uključujući i onaj od kojeg se formiraju zvijezde, sadrži "prašinu" - mješavinu čvrstih submikronskih čestica. Zračenje udarnog fronta na svom putu nailazi na veliki broj ovih čestica, koje zajedno sa gasom padaju na površinu protozvezde.
Hladno čestice prašine apsorbuju fotone koje emituje front udarca i ponovo ih emituju sa dužim talasnim dužinama. Ovo zračenje duge talasne dužine se zauzvrat apsorbuje, a zatim ponovo emituje od još udaljenije prašine. Stoga, dok se foton probija kroz oblake prašine i gasa, njegova talasna dužina je u infracrvenom opsegu elektromagnetnog spektra. Ali već na udaljenosti od nekoliko svjetlosnih sati od protozvijezde, valna dužina fotona postaje prevelika, tako da ga prašina ne može apsorbirati, te konačno može nesmetano pojuriti na teleskope osjetljive na Zemlju koji su osjetljivi na infracrveno zračenje.
Uprkos širokim mogućnostima modernih detektora, astronomi ne mogu tvrditi da teleskopi zaista registruju zračenje protozvezda. Očigledno, oni su duboko skriveni u utrobi kompaktnih zona registrovanih u radio opsegu. Nesigurnost u registraciji je zbog činjenice da detektori ne mogu razlikovati protozvijezdu od starijih zvijezda prošaranih u plinu i prašini.
Za pouzdanu identifikaciju, infracrveni ili radio teleskop mora otkriti Doplerov pomak u spektralnim emisionim linijama protozvijezde. Doplerov pomak bi pokazao pravo kretanje gasa koji pada na njegovu površinu.
Čim, kao rezultat pada materije, masa protozvijezde dostigne nekoliko desetina mase Sunca, temperatura u centru postaje dovoljna za početak reakcija termonuklearne fuzije. Međutim, termonuklearne reakcije u protozvijezdama se fundamentalno razlikuju od reakcija u srednjovječnim zvijezdama. Izvor energije takvih zvijezda su reakcije termonuklearne fuzije helijuma iz vodika.

Vodonik je najčešći hemijski element u svemiru

Vodonik je najčešći hemijski element u Univerzumu. Prilikom rođenja Univerzuma (Veliki prasak), ovaj element je formiran u svom uobičajenom obliku s jezgrom koje se sastoji od jednog protona. Ali dvije od svakih 100.000 jezgara su jezgra deuterija, sastavljena od protona i neutrona. Ovaj izotop vodonika prisutan je u modernoj eri u međuzvjezdanom plinu iz kojeg ulazi u zvijezde.
Važno je napomenuti da ova oskudna mješavina igra dominantnu ulogu u životu protozvijezda. Temperatura u njihovim dubinama je nedovoljna za reakcije običnog vodonika, koje se odvijaju na 10 miliona Kelvina. Ali kao rezultat gravitacijske kompresije, temperatura u centru protozvijezde može lako doseći 1 milion Kelvina, kada počinje fuzija jezgri deuterija, pri čemu se također oslobađa kolosalna energija.

Prozirnost protozvezdane materije je prevelika

Neprozirnost protozvezdane materije je prevelika da bi se ova energija mogla prenositi radijacionim prenosom. Zbog toga zvijezda postaje konvektivno nestabilna: mjehurići plina zagrijani "nuklearnom vatrom" isplivaju na površinu. Ovi uzlazni tokovi su uravnoteženi tokovima hladnog gasa koji se spuštaju prema centru. Slična konvektivna kretanja, ali u mnogo manjem obimu, odvijaju se u prostoriji zagrijanoj parom. U protozvezdi, konvektivni vrtlozi prenose deuterijum sa površine u njenu unutrašnjost. Tako gorivo potrebno za termonuklearne reakcije stiže do jezgra zvijezde.
Uprkos vrlo niskoj koncentraciji jezgara deuterijuma, toplota koja se oslobađa prilikom njihovog spajanja ima snažan uticaj na protozvezdu. Glavna posljedica reakcija sagorijevanja deuterija je "oticanje" protozvijezde. Zbog efikasnog prenosa toplote konvekcijom kao rezultat "sagorevanja" deuterija, protozvezda se povećava u veličini, što zavisi od njegove mase. Protozvijezda jedne solarne mase ima radijus jednak pet solarnih masa. Sa masom jednakom tri solarna, protozvijezda nabubri do radijusa jednakog 10 solarnih.
Masa tipične kompaktne zone veća je od mase njene stvorene zvijezde. Stoga mora postojati neki mehanizam koji uklanja višak mase i zaustavlja pad materije. Većina astronoma je uvjerena da je za to odgovoran jak zvjezdani vjetar koji bježi s površine protozvijezde. Zvjezdani vjetar duva upadni gas unazad i na kraju raspršuje kompaktnu zonu.

ideja zvezdanog vetra

"Ideja zvjezdanog vjetra" ne proizlazi iz teorijskih proračuna. I začuđenim teoretičarima dat je dokaz o ovom fenomenu: zapažanja tokova molekularnog gasa koji se kreću iz izvora infracrvenog zračenja. Ovi tokovi su povezani sa protozvezdanim vetrom. Njegovo porijeklo je jedna od najdubljih misterija mladih zvijezda.
Kada se kompaktna zona rasprši, eksponira se objekat koji se može posmatrati u optičkom opsegu - mlada zvijezda. Poput protozvijezde, ima visoku svjetlost koja je više određena gravitacijom nego fuzijom. Pritisak u unutrašnjosti zvijezde sprječava katastrofalni gravitacijski kolaps. Međutim, toplina odgovorna za ovaj pritisak zrači se sa površine zvijezde, tako da zvijezda sjaji vrlo jako i polako se skuplja.
Kako se skuplja, njegova unutrašnja temperatura postepeno raste i na kraju dostiže 10 miliona Kelvina. Tada počinju reakcije fuzije jezgri vodika stvaranjem helija. Oslobođena toplota stvara pritisak koji sprečava kompresiju, a zvezda će sijati dugo vremena dok nuklearno gorivo ne ponestane u njenim dubinama.
Našem Suncu, tipičnoj zvijezdi, trebalo je oko 30 miliona godina da se smanji od protozvezdane do moderne veličine. Zahvaljujući toploti koja se oslobađa tokom termonuklearnih reakcija, zadržao je ove dimenzije oko 5 milijardi godina.
Tako se rađaju zvijezde. Ali uprkos tako očiglednim uspjesima naučnika koji su nam omogućili da saznamo jednu od mnogih tajni svemira, mnoga poznata svojstva mladih zvijezda još uvijek nisu u potpunosti shvaćena. To se odnosi na njihovu nepravilnu varijabilnost, kolosalni zvjezdani vjetar, neočekivane sjajne bljeskove. Još nema definitivnih odgovora na ova pitanja. Ali ove nerešene probleme treba posmatrati kao prekide u lancu, čije su glavne karike već zalemljene. I moći ćemo zatvoriti ovaj lanac i upotpuniti biografiju mladih zvijezda ako pronađemo ključ koji je stvorila sama priroda. I ovaj ključ treperi čisto nebo iznad nas.

Video rođenja zvijezde:

Zvijezda mase T☼ i radijus R mogu se okarakterizirati njegovom potencijalnom energijom E . Potencijal ili gravitaciona energija zvijezde naziva se rad koji se mora utrošiti da bi se materija zvijezde raspršila do beskonačnosti. Obrnuto, ova energija se oslobađa kada se zvijezda skuplja, tj. kako mu se radijus smanjuje. Vrijednost ove energije može se izračunati pomoću formule:

Potencijalna energija Sunca je: E ☼ = 5,9∙10 41 J.

Teorijsko proučavanje procesa gravitacijske kontrakcije zvijezde pokazalo je da zvijezda zrači otprilike polovinu svoje potencijalne energije, dok se druga polovina troši na podizanje temperature svoje mase na otprilike deset miliona kelvina. Lako je, međutim, osigurati da bi Sunce zračilo ovu energiju za 23 miliona godina. Dakle, gravitaciona kontrakcija može biti izvor energije za zvijezde samo u nekim prilično kratkim fazama njihovog razvoja.

Teoriju termonuklearne fuzije su 1938. godine formulirali njemački fizičari Karl Weizsacker i Hans Bethe. Preduslov za to je bio, prvo, određivanje 1918. godine od strane F. Astona (Engleska) mase atoma helijuma, koja je jednaka 3,97 masa atoma vodika. , drugo, identifikacija 1905. odnosa između tjelesne težine T i njegovu energiju E u obliku Einsteinove formule:

gdje je c brzina svjetlosti, treće, otkriće iz 1929. da se, zbog tunelskog efekta, dvije jednako nabijene čestice (dva protona) mogu približiti na udaljenost na kojoj će privlačna sila biti superiorna, kao i otkriće iz 1932. pozitron e+ i neutron p.

Prva i najefikasnija od reakcija termonuklearne fuzije je formiranje četiri protona p jezgra atoma helija prema šemi:

Ovde je važno šta se ovde dešava. defekt mase: masa jezgra helijuma je 4,00389 a.m.u., dok je masa četiri protona 4,03252 a.m.u. Koristeći Einsteinovu formulu, izračunavamo energiju koja se oslobađa prilikom formiranja jednog jezgra helijuma:

Lako je izračunati da kada bi se Sunce u početnoj fazi razvoja sastojalo samo od vodonika, onda bi njegova transformacija u helijum bila dovoljna za postojanje Sunca kao zvijezde sa trenutnim gubitkom energije od oko 100 milijardi godina. U stvari, govorimo o "sagorevanju" oko 10% vodonika iz najdublje unutrašnjosti zvijezde, gdje je temperatura dovoljna za reakcije fuzije.

Reakcije fuzije helija mogu se odvijati na dva načina. Prvi se zove pp-ciklus, sekunda - WITH NO-ciklus. U oba slučaja, dva puta u svakom jezgru helijuma, proton se pretvara u neutron prema šemi:

,

Gdje V- neutrino.

Tabela 1 prikazuje prosječno vrijeme svake od reakcija termonuklearne fuzije, interval tokom kojeg će se broj početnih čestica smanjiti za e jednom.

Tabela 1. Reakcije sinteze helija.

Efikasnost fuzijskih reakcija karakterizira snaga izvora, količina energije koja se oslobađa po jedinici mase tvari u jedinici vremena. Iz teorije slijedi da

, dok . Temperaturna granica T, iznad kojih će se igrati glavna uloga pp-, A CNO ciklus, jednak je 15∙10 6 K. U utrobi Sunca glavnu će ulogu imati pp- ciklus. Upravo zato što prva njegova reakcija ima jako dugo karakteristično vrijeme (14 milijardi godina), Sunce i slične zvijezde prolaze kroz svoj evolucijski put oko deset milijardi godina. Za masivnije bijele zvijezde ovo vrijeme je desetine i stotine puta kraće, jer je karakteristično vrijeme glavnih reakcija mnogo kraće CNO- ciklus.

Ako temperatura u unutrašnjosti zvijezde, nakon iscrpljivanja vodonika, dosegne stotine miliona kelvina, a to je moguće za zvijezde s masom T>1,2m ☼ , tada reakcija pretvaranja helija u ugljik postaje izvor energije prema šemi:

. Proračun pokazuje da će zvijezda potrošiti rezerve helijuma za otprilike 10 miliona godina. Ako je njegova masa dovoljno velika, jezgro nastavlja da se skuplja i na temperaturama iznad 500 miliona stepeni postaje moguće reakcije sinteza složenijih atomskih jezgara prema shemi:

Na višim temperaturama odvijaju se sljedeće reakcije:

itd. sve do formiranja jezgara gvožđa. Ovo su reakcije egzotermno, kao rezultat njihovog toka oslobađa se energija.

Kao što znamo, energija koju zvijezda zrači u okolni prostor oslobađa se u njenoj unutrašnjosti i postepeno curi na površinu zvijezde. Ovaj prenos energije kroz debljinu materije zvezde može se izvesti pomoću dva mehanizma: prijenos zračenja ili konvekcija.

U prvom slučaju govorimo o višestrukoj apsorpciji i ponovnoj emisiji kvanta. U stvari, tokom svakog takvog čina dolazi do cijepanja kvanta, dakle, umjesto tvrdih γ-kvanta koji nastaju tokom termonuklearne fuzije u utrobi zvijezde, na njenu površinu dospiju milioni niskoenergetskih kvanta. U ovom slučaju zakon održanja energije je ispunjen.

U teoriji prijenosa energije uvodi se koncept dužine slobodnog puta kvanta određene frekvencije υ. Lako je uočiti da u uslovima zvezdane atmosfere dužina slobodnog puta kvanta ne prelazi nekoliko centimetara. A vrijeme curenja energetskih kvanta iz središta zvijezde na njenu površinu mjeri se milionima godina.Međutim, u unutrašnjosti zvijezda mogu nastati uvjeti pod kojima je takva ravnoteža zračenja narušena. Slično, voda se ponaša u posudi koja se zagrijava odozdo. određeno vrijeme ovdje je tekućina u stanju ravnoteže, jer molekul, primivši višak energije direktno sa dna posude, uspijeva prenijeti dio energije uslijed sudara na druge molekule koji su viši. Tako se u posudi uspostavlja određeni temperaturni gradijent od njenog dna do gornje ivice. Međutim, s vremenom, brzina kojom molekuli mogu prenijeti energiju prema gore kroz sudare postaje manja od brzine prijenosa topline odozdo. Dolazi do ključanja - prijenosa topline direktnim kretanjem tvari.

Evolucija zvijezda je promjena u fizičkom. karakteristike, unutrašnje zgrade i hem. sastav zvijezda tokom vremena. Najvažniji zadaci teorija E.z. - objašnjenje nastanka zvijezda, promjene njihovih uočenih karakteristika, proučavanje genetskih odnosa razne grupe zvijezde, analiza njihovih konačnih stanja.

Budući da je u nama poznatom dijelu Univerzuma cca. 98-99% mase posmatrane materije sadržano je u zvijezdama ili je prošlo fazu zvijezda, objašnjava E.z. yavl. jedan od najvažnijih problema u astrofizici.

Zvijezda u nepokretnom stanju je plinska kugla, koja je u hidrostatičkom stanju. i termička ravnoteža (tj. djelovanje gravitacijskih sila je uravnoteženo unutrašnjim pritiskom, a gubici energije zbog zračenja se kompenzuju energijom koja se oslobađa u unutrašnjosti zvijezde, vidi). "Rađanje" zvijezde je formiranje hidrostatski ravnotežnog objekta, čije zračenje podržava vlastito. izvori energije. "Smrt" zvijezde je nepovratna neravnoteža koja vodi do uništenja zvijezde ili do njenog katastrofalnog neuspjeha. kompresija.

Odvajanje gravitacije. energija može igrati odlučujuću ulogu samo kada je temperatura unutrašnjosti zvijezde nedovoljna da oslobađanje nuklearne energije nadoknadi gubitke energije, a zvijezda kao cjelina ili njen dio mora se skupiti da bi održala ravnotežu. Osvjetljenje toplinske energije postaje važno tek nakon iscrpljivanja rezervi nuklearne energije. Tako je E.z. može se predstaviti kao uzastopna promjena izvora energije zvijezda.

Karakteristično vrijeme E.z. prevelika da bi mogla direktno pratiti cijelu evoluciju. Stoga, glavni metoda istraživanja E.z. yavl. konstrukcija nizova modela zvijezda koji opisuju promjene u unutrašnjem. zgrade i hem. sastav zvijezda tokom vremena. Evolucija. sekvence se zatim porede sa rezultatima posmatranja, na primer, sa (G.-R.d.), koji sumira posmatranja velikog broja zvezda u različitim fazama evolucije. posebno važnu ulogu igra poređenje sa G.-R.d. za zvezdana jata, budući da sve zvezde jata imaju istu početnu hem. sastav i formiran gotovo istovremeno. Prema G.-R.d. klasteri različite starosti, bilo je moguće utvrditi pravac kretanja E.z. Evolucijski detalj. sekvence se izračunavaju numeričkim rješavanjem sistema diferencijalnih jednačina koje opisuju raspodjelu mase, gustine, temperature i osvjetljenja u zvijezdi, kojima se dodaju zakoni oslobađanja energije i neprozirnosti zvjezdane materije i jednadžbe koje opisuju promjenu kemijske tvari. sastav zvijezda tokom vremena.

Evolucija zvijezde ovisi uglavnom o njenoj masi i početnoj hemiji. kompozicija. Određenu, ali ne fundamentalnu ulogu može odigrati rotacija zvijezde i njen magn. polju, ali uloga ovih faktora u E.z. još nije dovoljno istražen. Chem. Sastav zvijezde zavisi od vremena kada je nastala i od njenog položaja u galaksiji u vrijeme formiranja. Zvijezde prve generacije nastale su od materije, čiji je sastav bio određen kosmološkim. uslovima. Očigledno je sadržavao otprilike 70% masenog udjela vodonika, 30% helijuma i zanemarljivu primjesu deuterijuma i litijuma. U toku evolucije zvijezda prve generacije nastali su teški elementi (slijedom helijuma) koji su izbačeni u međuzvjezdani prostor kao rezultat oticanja tvari iz zvijezda ili prilikom eksplozija zvijezda. Zvijezde narednih generacija su već formirane od materije koja sadrži do 3-4% (po masi) teških elemenata.

Najdirektniji pokazatelj da se u Galaksiji trenutno dešava formiranje zvezda je yavl. postojanje masivnih sjajne zvezde domet. klase O i B, čiji vijek trajanja ne može biti duži od ~ 10 7 godina. Brzina formiranja zvijezda u modernom epohe se procjenjuje na 5 godišnje.

2. Formiranje zvijezde, faza gravitacijske kontrakcije

Prema najčešćem mišljenju, zvijezde nastaju kao rezultat gravitacije. kondenzacije materije u međuzvjezdanom mediju. Pod uticajem Rayleigh-Taylor termičke nestabilnosti u međuzvjezdanom magnetnom polju može doći do neophodnog razdvajanja međuzvjezdanog medija na dvije faze - guste hladne oblake i razrijeđeni medij sa višom temperaturom. polje. Gasno-prašinski kompleksi sa masom , karakteristična veličina (10-100) kom i koncentracija čestica n~10 2 cm -3 . zapravo posmatrano zbog njihove emisije radio talasa. Kompresija (kolaps) takvih oblaka zahteva određene uslove: gravitacione. čestice oblaka moraju premašiti zbir energije toplotnog kretanja čestica, energije rotacije oblaka u cjelini i magnetske. energija oblaka (Jeans kriterijum). Ako se uzme u obzir samo energija termičko kretanje, zatim do faktora reda jedan, Jeansov kriterij se piše na sljedeći način: align="absmiddle" width="205" height="20">, gdje je masa oblaka, T- temperatura gasa u K, n- broj čestica u 1 cm 3 . Sa tipičnim modernim međuzvjezdani oblaci temp-pax K mogu urušiti samo oblake čija masa nije manja od . Džinsov kriterijum ukazuje da za formiranje zvezda sa stvarno posmatranim spektrom mase koncentracija čestica u oblacima u kolapsu treba da dostigne (10 3 -10 6) cm -3, tj. 10-1000 puta više nego što je uočeno u tipičnim oblacima. Međutim, takve koncentracije čestica mogu se postići u dubinama oblaka koji su već počeli da se urušavaju. Iz ovoga proizilazi da je ono što se dešava putem sukcesivnog procesa koji se odvija u nekoliko faze, fragmentacija masivnih oblaka. Ova slika prirodno objašnjava rađanje zvijezda u grupama - jatima. U isto vrijeme, pitanja vezana za toplinski balans u oblaku, polje brzina u njemu i mehanizam koji određuje maseni spektar fragmenata i dalje ostaju nejasni.

Kolapsirajući objekti zvjezdane mase tzv. protostars. Kolaps sferno simetrične nerotirajuće protozvijezde bez magneta. polja uključuju nekoliko. faze. U početnom trenutku, oblak je ujednačen i izotermičan. To je transparentno za javnost. zračenja, pa do kolapsa dolazi sa volumetrijskim gubicima energije, Ch. arr. zbog toplotnog zračenja prašine, roj prenosi svoju kinetiku. energija čestice gasa. U homogenom oblaku nema gradijenta pritiska i kompresija počinje u režimu slobodnog pada od karakteristično vreme, Gdje G- , - gustina oblaka. Sa početkom kompresije nastaje talas razrjeđivanja koji se kreće prema centru brzinom zvuka, a od kolaps se dešava brže tamo gde je gustina veća, protozvezda se deli na kompaktno jezgro i proširenu školjku, u kojoj se materija raspoređuje po zakonu. Kada koncentracija čestica u jezgru dostigne ~ 10 11 cm -3, ono postaje neprozirno za IR zračenje čestica prašine. Energija koja se oslobađa u jezgru polako curi na površinu zbog provođenja topline zračenja. Temperatura počinje rasti gotovo adijabatski, što dovodi do povećanja tlaka, a jezgro ulazi u hidrostatsko stanje. balans. Školjka nastavlja da pada na jezgro i pojavljuje se na njegovoj periferiji. Parametri jezgra u ovom trenutku slabo zavise od ukupne mase protozvezde: K. Kako se masa jezgra povećava usled akrecije, njegova temperatura se menja skoro adijabatski sve dok ne dostigne 2000 K, kada počinje disocijacija molekula H 2 . Kao rezultat potrošnje energije za disocijaciju, a ne povećanje kinetike. energije čestica, vrijednost adijabatskog indeksa postaje manja od 4/3, promjene pritiska nisu u stanju da kompenzuju gravitacijske sile, a jezgro se ponovo urušava (vidi ). Formira se novo jezgro sa parametrima, okruženo udarnim frontom, na koje se akreiraju ostaci prvog jezgra. Slično preuređenje jezgra događa se s vodonikom.

Dalji rast jezgra zbog materijala ljuske nastavlja se sve dok sva materija ne padne na zvijezdu ili se ne rasprši pod djelovanjem ili , ako je jezgro dovoljno masivno (vidi ). Za protozvijezde sa karakterističnim vremenom materije ljuske t a >t kn, pa je njihov sjaj određen oslobađanjem energije kontrakcijskih jezgara.

Zvijezda koja se sastoji od jezgra i školjke promatra se kao IR izvor zbog obrade zračenja u ljusci (prašina ljuske, apsorbirajući fotone UV zračenja iz jezgre, zrači u IR opsegu). Kada ljuska postane optički tanka, protozvijezda se počinje promatrati kao običan objekt zvjezdane prirode. Kod najmasivnijih zvijezda školjke se čuvaju do početka termonuklearnog sagorijevanja vodonika u središtu zvijezde. Pritisak zračenja ograničava masu zvijezda na vrijednost, vjerovatno . Čak i ako se formiraju masivnije zvijezde, one se ispostavljaju pulsaciono nestabilne i mogu izgubiti svoju vrijednost. dio mase u fazi sagorijevanja vodonika u jezgru. Trajanje faze kolapsa i raspršivanja protozvjezdane ljuske je istog reda kao i vrijeme slobodnog pada za roditeljski oblak, tj. 10 5 -10 6 godina. Grudice tamne materije ostataka ljuske osvijetljene jezgrom, ubrzane zvjezdanim vjetrom, poistovjećuju se s Herbig-Haro objektima (grupe u obliku zvijezde sa emisionim spektrom). Zvijezde male mase, kada postanu vidljive, nalaze se u G.-R.d. području koje zauzimaju zvijezde tipa T Bik (patuljak), masivnije - u području gdje se nalaze Herbigove emisione zvijezde (nepravilne rane spektralne klase sa emisionim linijama u spektrima).

Evolucija. tragovi jezgara protozvijezda sa konstantnom masom u hidrostatičkom stupnju. kompresije su prikazane na sl. 1. Kod zvijezda male mase, u trenutku kada je uspostavljena hidrostatika. ravnoteže, uslovi u jezgrima su takvi da se energija prenosi u njima. Proračuni pokazuju da je površinska temperatura potpuno konvektivne zvijezde gotovo konstantna. Radijus zvijezde se kontinuirano smanjuje, jer. ona se smanjuje. Sa konstantnom površinskom temperaturom i opadajućim radijusom, sjaj zvijezde bi također trebao pasti na G.-R.d. ova faza evolucije odgovara vertikalnim segmentima staza.

Kako se kompresija nastavlja, temperatura u unutrašnjosti zvijezde raste, materija postaje prozirnija, a zvijezde sa align="absmiddle" width="90" height="17"> imaju blistavo jezgro, ali školjke ostaju konvektivne. Manje masivne zvijezde ostaju potpuno konvektivne. Njihova svjetlost regulirana je tankim slojem zračenja u fotosferi. Što je zvezda masivnija i što je njena efektivna temperatura viša, to je veće njeno radijantno jezgro (u zvezdama sa align="absmiddle" width="74" height="17">, zračeće jezgro se pojavljuje odmah). Na kraju, gotovo cijela zvijezda (s izuzetkom površinske konvektivne zone kod zvijezda s masom ) prelazi u stanje radijacijske ravnoteže, pri čemu se sva energija oslobođena u jezgru prenosi zračenjem.

3. Evolucija zasnovana na nuklearnim reakcijama

Na temperaturi od ~ 10 6 K u jezgrima počinju prve nuklearne reakcije - izgaraju deuterijum, litijum, bor. Primarna količina ovih elemenata je toliko mala da njihovo izgaranje praktički ne podnosi kompresiju. Kompresija prestaje kada temperatura u centru zvezde dostigne ~ 10 6 K i vodik se zapali, jer energija oslobođena tokom termonuklearnog sagorevanja vodonika dovoljna je da nadoknadi gubitke radijacije (vidi ). Homogene zvijezde, u čijim jezgrima gori vodonik, nastaju na G.-R.d. početni glavni niz (NGS). Masivne zvijezde dostižu NGP brže od zvijezda male mase, jer njihova brzina gubitka energije po jedinici mase, a time i brzina evolucije, veća je od one kod zvijezda male mase. Od momenta ulaska u NGP, E.z. nastaje na bazi nuklearnog sagorijevanja, čije su glavne faze sažete u tabeli. Nuklearno sagorijevanje može nastati prije formiranja elemenata grupe željeza, koji imaju najveću energiju vezivanja među svim jezgrama. Evolucija. tragovi zvijezda na G.-R.d. prikazano na sl. 2. Evolucija centralnih vrijednosti temperature i gustine zvijezda prikazana je na sl. 3. Na K main. izvor energije yavl. reakcija vodonikovog ciklusa, na b "veliko T- reakcije ciklusa ugljik-azot (CNO) (vidi). Nuspojava CNO ciklusa yavl. uspostavljanje ravnotežnih koncentracija nuklida 14 N, 12 C, 13 C - 95%, 4% i 1% po masi. Prevlast dušika u slojevima u kojima je došlo do sagorijevanja vodonika potvrđuju i rezultati promatranja, u kojima se ovi slojevi pojavljuju na površini kao rezultat gubitka ekst. slojeva. Zvijezde sa CNO-ciklusom (align="absmiddle" width="74" height="17">) u centru imaju konvektivno jezgro. Razlog tome je vrlo jaka ovisnost oslobađanja energije od temperature: . Protok energije zračenja ~ T4(vidi ), dakle, ne može prenijeti svu oslobođenu energiju i mora doći do konvekcije, što je efikasnije od prijenosa zračenja. U najmasivnijim zvijezdama, više od 50% zvjezdane mase je pokriveno konvekcijom. Značaj konvektivnog jezgra za evoluciju određen je činjenicom da se nuklearno gorivo jednoliko iscrpljuje u području koje je mnogo veće od područja efektivnog sagorijevanja, dok u zvijezdama bez konvektivnog jezgra ono u početku izgara samo u malom susjedstvu centra. , gdje je temperatura prilično visoka. Vrijeme sagorijevanja vodonika kreće se od ~ 10 10 godina do godina za . Vrijeme svih narednih faza nuklearnog gorenja ne prelazi 10% vremena gorenja vodonika, stoga se na G.-R.d. formiraju zvijezde u fazi gorenja vodonika. gusto naseljeno područje - (GP). Zvijezde s temperaturom u centru nikada ne dostižu vrijednosti potrebne za paljenje vodika, one se neograničeno skupljaju, pretvarajući se u "crne" patuljke. Izgaranje vodonika dovodi do povećanja pros. molekularne težine jezgrene tvari, te stoga održava hidrostatičnost. ravnoteže, pritisak u centru mora porasti, što povlači za sobom povećanje temperature u centru i temperaturnog gradijenta duž zvijezde, a time i luminoznosti. Smanjenje neprozirnosti materije s povećanjem temperature također dovodi do povećanja svjetline. Jezgro se skuplja kako bi održalo uvjete oslobađanja nuklearne energije sa smanjenjem sadržaja vodika, a ljuska se širi zbog potrebe za prijenosom povećanog protoka energije iz jezgre. Na G.-R.d. zvezda se pomera desno od NGP-a. Smanjenje neprozirnosti dovodi do smrti konvektivnih jezgara kod svih zvijezda, osim kod onih najmasivnijih. Brzina evolucije masivnih zvijezda je najveća i one su prve koje napuštaju MS. Vijek trajanja na MS-u je za zvijezde od cca. 10 miliona godina, od ca. 70 miliona godina, a od ca. 10 milijardi godina.

Kada se sadržaj vodonika u jezgru smanji na 1%, širenje ljuski zvijezda sa align="absmiddle" width="66" height="17"> zamjenjuje se općim skupljanjem zvijezde, što je neophodno da bi se održava oslobađanje energije. Kompresija ljuske uzrokuje zagrijavanje vodika u sloju uz helijsku jezgru do temperature njegovog termonuklearnog sagorijevanja i pojavljuje se slojni izvor oslobađanja energije. Za zvijezde s masom , za koje ona u manjoj mjeri ovisi o temperaturi i područje oslobađanja energije nije tako jako koncentrisano prema centru, nema stupnja opšte kompresije.

E.z. nakon izgaranja vodonika zavisi od njihove mase. Najvažniji faktor koji utiče na tok evolucije zvezda sa masom yavl. degeneracija elektronskog gasa pri visokim gustinama. U roku velika gustoća broj niskoenergetskih kvantnih stanja je ograničen zbog Paulijevog principa, a elektroni ispunjavaju kvantne nivoe visokom energijom, mnogo većom od energije njihovog toplotnog kretanja. Najvažnija karakteristika degenerisanog gasa je njegov pritisak str zavisi samo od gustine: za nerelativističku degeneraciju i za relativističku degeneraciju. Pritisak elektronskog gasa je mnogo veći od pritiska jona. To implicira fundamentalno za E.z. zaključak: budući da gravitaciona sila koja djeluje na jedinični volumen relativistički degeneriranog plina, , ovisi o gustoći na isti način kao i gradijent tlaka , mora postojati granična masa (vidi ), takva da za align="absmiddle" širinu ="66" visina ="15"> Pritisak elektrona se ne može suprotstaviti gravitaciji i počinje kompresija. Ograničenje mase align="absmiddle" width="139" height="17">. Granica oblasti u kojoj je elektronski gas degenerisan prikazana je na sl. 3 . Kod zvijezda male mase, degeneracija igra značajnu ulogu već u procesu formiranja jezgri helijuma.

Drugi faktor koji određuje E.z. u kasnijim fazama to su gubici energije neutrina. U dubinama zvezda T~10 8 Na glavnu. ulogu u rađanju imaju: fotoneutrinski proces, raspad kvanta plazma oscilacija (plazmona) u neutrino-antineutrinski par (), anihilacija elektron-pozitronskih parova () i (vidi). Najvažnija karakteristika neutrina je da je materija zvijezde za njih praktično providna, a neutrini slobodno odnose energiju iz zvijezde.

Helijumsko jezgro, u kojem još nisu nastali uslovi za sagorevanje helijuma, je komprimirano. Temperatura u slojevitom izvoru pored jezgre se povećava, a brzina sagorevanja vodonika se povećava. Potreba za prijenosom povećanog protoka energije dovodi do širenja ljuske, za šta se troši dio energije. Pošto se sjaj zvezde ne menja, temperatura njene površine opada, a na G.-R.d. zvijezda se pomiče u područje koje zauzimaju crveni divovi.Vrijeme restrukturiranja zvijezde je dva reda veličine kraće od vremena sagorijevanja vodonika u jezgru, stoga postoji nekoliko zvijezda između MS pojasa i područja crvenih supergiganata. Sa smanjenjem temperature ljuske, povećava se njegova prozirnost, zbog čega je vanjski. konvektivna zona i sjaj zvijezde se povećava.

Uklanjanje energije iz jezgra toplotnim provođenjem degenerisanih elektrona i gubitaka neutrina u zvijezdama odlaže trenutak paljenja helijuma. Temperatura počinje primjetno rasti tek kada jezgro postane gotovo izotermno. Sagorijevanje 4 On određuje E.z. od trenutka kada oslobađanje energije premašuje gubitke energije zbog provođenja topline i neutrina zračenja. Isti uvjet vrijedi i za sagorijevanje svih narednih vrsta nuklearnog goriva.

Izvanredna karakteristika neutrina hlađenih zvjezdanih jezgara iz degeneriranog plina je "konvergencija" - konvergencija tragova, koji karakteriziraju omjer gustine i temperature T c u centru zvezde (sl. 3). Brzina oslobađanja energije tokom kompresije jezgra određena je brzinom vezivanja materije za nju kroz izvor sloja, koja zavisi samo od mase jezgra za datu vrstu goriva. U jezgru se mora održavati ravnoteža priliva i odliva energije, pa se u jezgri zvijezda uspostavlja ista raspodjela temperature i gustine. Do trenutka paljenja 4 He, masa jezgra zavisi od sadržaja teških elemenata. U degenerisanim gasnim jezgrima paljenje 4 He ima karakter termalne eksplozije, jer energija oslobođena tokom sagorevanja ide na povećanje energije toplotnog kretanja elektrona, ali se pritisak skoro ne menja sa povećanjem temperature sve dok toplotna energija elektrona nije jednaka energiji degenerisanog gasa elektrona. Tada se degeneracija uklanja i jezgro se brzo širi - javlja se bljesak helijuma. Bljeskovi helijuma vjerovatno su praćeni gubitkom zvjezdane materije. Na mestu gde su masivne zvezde odavno završile svoju evoluciju, a crveni divovi imaju mase, zvezde u fazi sagorevanja helijuma nalaze se na horizontalnoj grani G.-R.d.

U helijumskim jezgrama zvijezda sa align="absmiddle" width="90" height="17"> plin nije degeneriran, 4 On se tiho pali, ali se jezgra također šire zbog povećanja T c. U najmasivnijim zvijezdama, paljenje 4 He se događa čak i kada su yavl. plavi supergiganti. Širenje jezgre dovodi do smanjenja T u području izvora vodonikovog sloja, a luminoznost zvijezde opada nakon bljeska helijuma. Da bi se održala termička ravnoteža, školjka se skuplja, a zvijezda napušta područje crvenog supergiganta. Kada se 4 He u jezgru iscrpi, kompresija jezgra i širenje ljuske ponovo počinju, zvijezda ponovo postaje crveni supergigant. Formira se slojeviti izvor sagorevanja 4 He, koji dominira u oslobađanju energije. Spolja se ponovo pojavljuje. konvektivna zona. Kako helijum i vodonik izgaraju, debljina slojevitih izvora se smanjuje. Ispostavlja se da je tanak sloj sagorevanja helijuma termički nestabilan, jer uz vrlo jaku osjetljivost oslobađanja energije na temperaturu (), toplinska provodljivost tvari je nedovoljna da ugasi toplinske poremećaje u sloju sagorijevanja. Tokom termičkih bljeskova dolazi do konvekcije u sloju. Ako prodre u slojeve bogate vodonikom, tada kao rezultat sporog procesa ( s-proces, vidi) sintetišu se elementi sa atomskim masama od 22 Ne do 209 B.

Pritisak zračenja na prašinu i molekule formirane u hladnim proširenim ljuskama crvenih supergiganata dovodi do kontinuiranog gubitka materije brzinom i do godine. Kontinuirani gubitak mase može biti dopunjen gubicima zbog nestabilnosti slojevitog sagorijevanja ili pulsiranja, što može dovesti do oslobađanja jednog ili više. školjke. Kada količina materije iznad jezgre ugljik-kiseonik postane manja od određene granice, ljuska je, da bi održala temperaturu u slojevima sagorevanja, prisiljena da se skuplja sve dok kompresija ne bude u stanju da održi sagorevanje; zvijezda na G.-R.d. pomiče se gotovo horizontalno ulijevo. U ovoj fazi, nestabilnost slojeva sagorevanja takođe može dovesti do širenja ljuske i gubitka materije. Sve dok je zvijezda dovoljno vruća, promatra se kao jezgro sa jednim ili više. školjke. Kada se slojeviti izvori pomaknu na površinu zvijezde tako da temperatura u njima postane niža od potrebne za nuklearno sagorijevanje, zvijezda se hladi, pretvarajući se u bijelog patuljka sa zračenjem zbog potrošnje toplinske energije ionske komponente njene supstance. Karakteristično vrijeme hlađenja za bijele patuljke je ~109 godina. Donja granica masa pojedinačnih zvijezda koje se pretvaraju u bijele patuljke je nejasna, procjenjuje se na 3-6 . U zvijezdama s elektronskim plin degenerira u fazi rasta ugljik-kiseonika (C,O-) zvjezdanih jezgara. Kao iu helijumskim jezgrama zvijezda, zbog gubitaka energije neutrina dolazi do "konvergencije" uslova u centru i do trenutka kada se ugljik zapali u C,O jezgru. Paljenje 12 C u takvim uslovima najverovatnije ima karakter eksplozije i dovodi do potpunog uništenja zvezde. Do potpunog uništenja možda neće doći ako . Takva gustina je dostižna kada je stopa rasta jezgra određena akrecijom materije satelita u bliskom binarnom sistemu.

Naše Sunce sija više od 4,5 milijardi godina. Istovremeno, konstantno troši vodonik. Apsolutno je jasno da, koliko god velike bile njegove rezerve, jednog dana će biti iscrpljene. A šta će biti sa svjetlom? Na ovo pitanje postoji odgovor. Životni ciklus zvijezde može se proučavati iz drugih sličnih svemirskih formacija. Zaista, u svemiru postoje pravi patrijarsi, čija je starost 9-10 milijardi godina. A tu su i veoma mlade zvezde. Oni nisu stari više od nekoliko desetina miliona godina.

Stoga, posmatrajući stanje različitih zvijezda kojima je Univerzum „prešaran“, može se razumjeti kako se one ponašaju tokom vremena. Ovdje možemo povući analogiju sa vanzemaljskim posmatračem. Odletio je na Zemlju i počeo proučavati ljude: djecu, odrasle, starce. Tako je u vrlo kratkom vremenskom periodu shvatio koje promjene se događaju ljudima tokom života.

Sunce je trenutno žuti patuljak
Milijarde godina će proći i postaće crveni gigant - 2
I onda se pretvori u bijelog patuljka - 3

Stoga se sa sigurnošću može reći da kada su rezerve vodonika u centralnom dijelu Sunca iscrpljene, termonuklearna reakcija neće prestati. Zona u kojoj će se ovaj proces nastaviti počet će se kretati prema površini naše svjetiljke. Ali u isto vrijeme, gravitacijske sile više neće moći utjecati na pritisak koji nastaje kao rezultat termonuklearne reakcije.

shodno tome, zvijezda će početi rasti i postepeno se pretvarati u crvenog diva. Ovo je svemirski objekat u kasnoj fazi evolucije. Ali to se takođe dešava u ranoj fazi tokom formiranja zvezda. Samo u drugom slučaju crveni div se smanjuje i pretvara u zvijezda glavne sekvence. Odnosno u onom u kojem se odvija reakcija sinteze helijuma iz vodonika. Jednom rečju, zašto životni ciklus zvezda počinje i završava.

Naše Sunce će se toliko povećati da će progutati najbliže planete. To su Merkur, Venera i Zemlja. Ali ne morate se plašiti. Svetiljka će početi da umire za nekoliko milijardi godina. Tokom ovog vremena, desetine, a možda i stotine civilizacija će se promijeniti. Osoba će više puta uzeti palicu, a nakon milenijuma ponovo će sjesti za kompjuter. Ovo je uobičajena cikličnost na kojoj se temelji cijeli univerzum.

Ali postati crveni gigant ne znači kraj. Termonuklearna reakcija će baciti vanjsku školjku u svemir. A u centru će se nalaziti helijumsko jezgro bez energije. Pod uticajem gravitacionih sila, on će se stisnuti i na kraju će se pretvoriti u izuzetno gustu masu. svemirsko obrazovanje. Takvi ostaci izumrlih i polako ohlađujućih zvijezda nazivaju se bijeli patuljci.

Naš bijeli patuljak će imati radijus 100 puta manji od radijusa Sunca, a sjaj će se smanjiti za 10 hiljada puta. Istovremeno, masa će biti uporediva sa trenutnom solarnom, a gustina će biti više od milion puta. U našoj galaksiji ima puno takvih bijelih patuljaka. Njihov broj je 10% od ukupnog broja zvjezdica.

Treba napomenuti da su bijeli patuljci vodonik i helijum. Ali nećemo se penjati u divljinu, već samo napominjemo da uz jaku kompresiju može doći do gravitacijskog kolapsa. A ovo je ispunjeno kolosalnom eksplozijom. Istovremeno, uočena je eksplozija supernove. Termin "supernova" ne karakteriše starost, već osvetljenost blica. Samo što se bijeli patuljak dugo nije vidio u kosmičkom ponoru i odjednom se pojavio sjajan sjaj.

Većina eksplodirajućih supernova raspršuje se u svemiru velikom brzinom. A preostali središnji dio je sabijen u još gušću formaciju i zove se neutronska zvijezda. To je krajnji proizvod zvjezdane evolucije. Njegova masa je uporediva sa Sunčevom, a radijus mu je samo nekoliko desetina kilometara. Jedna kocka vidite da neutronska zvijezda može težiti milionima tona. U svemiru ima dosta takvih formacija. Njihov broj je oko hiljadu puta manji od običnih sunaca, koja su posuta noćnim nebom Zemlje.

Moram reći da je životni ciklus zvijezde direktno povezan s njenom masom. Ako odgovara masi našeg Sunca ili je manja od nje, tada se na kraju života pojavljuje bijeli patuljak. Međutim, postoje svjetiljke koje su desetine i stotine puta veće od Sunca.

Kada se takvi divovi skupljaju u procesu starenja, oni iskrivljuju prostor i vrijeme na način da umjesto bijelog patuljka, crna rupa. Njegova gravitaciona privlačnost je toliko jaka da ga čak ni oni objekti koji se kreću brzinom svjetlosti ne mogu savladati. Veličina rupe karakteriše radijus gravitacije. Ovo je polumjer sfere omeđen horizont događaja. Predstavlja prostorno-vremensku granicu. Svako kosmičko tijelo, nakon što ga savlada, nestaje zauvijek i nikada se više ne vraća.

Postoje mnoge teorije o crnim rupama. Svi su zasnovani na teoriji gravitacije, budući da je gravitacija jedna od najvažnijih sila u svemiru. A njegov glavni kvalitet je svestranost. Barem, danas nije otkriven nijedan svemirski objekat koji nema gravitacionu interakciju.

Postoji pretpostavka da kroz crna rupa možete ući u paralelni svijet. To jest, to je kanal u drugu dimenziju. Sve je moguće, ali svaka izjava zahtijeva praktične dokaze. Međutim, nijedan smrtnik još nije bio u stanju da izvede takav eksperiment.

Dakle, životni ciklus zvijezde sastoji se od nekoliko faza. U svakom od njih, svjetiljka djeluje u određenom svojstvu, koji se bitno razlikuje od prethodnih i budućih. Ovo je jedinstvenost i misterija vanjski prostor. Kada ga upoznate, nehotice počinjete da mislite da i osoba prolazi kroz nekoliko faza u svom razvoju. A ljuska u kojoj sada postojimo je samo prelazna faza u neko drugo stanje. Ali ovaj zaključak, opet, zahtijeva praktičnu potvrdu..