Известно е, че звездите получават енергията си от реакции термоядрен синтез, а всяка звезда рано или късно стига до момент, в който нейното термоядрено гориво се изчерпва. Колкото по-голяма е масата на една звезда, толкова по-бързо тя изгаря всичко, което може и навлиза в последния етап от своето съществуване. По-нататъшните събития могат да следват различни сценарии, кой зависи преди всичко от масите.
Докато водородът в центъра на звездата "изгаря", в него се отделя хелиево ядро, което компресира и освобождава енергия. Впоследствие в него могат да започнат реакции на горене на хелий и последващи елементи (виж по-долу). Външните слоеве се разширяват многократно под въздействието на повишено налягане, идващо от нагрятото ядро, звездата се превръща в червен гигант.
В зависимост от масата на звездата в нея могат да протичат различни реакции. Това определя какъв състав ще има звездата до момента, в който синтезът изчезне.

Бели джуджета

За звезди с маси до около 10 MC, ядрото тежи по-малко от 1,5 MC. След завършване на термоядрените реакции радиационното налягане спира и ядрото започва да се свива под въздействието на гравитацията. Той се свива, докато налягането на изродения електронен газ, предизвикано от принципа на Паули, започне да се намесва. Външните слоеве се отделят и разсейват, образувайки планетарна мъглявина. Първата такава мъглявина е открита от френския астроном Шарл Месие през 1764 г. и я каталогизира под номер M27.
Това, което излиза от ядрото, се нарича бяло джудже. Белите джуджета имат плътност по-голяма от 10 7 g/cm 3 и повърхностна температура от порядъка на 10 4 K. Светимостта е с 2-4 порядъка по-ниска от яркостта на Слънцето. Термоядрен синтез не се случва в него, цялата излъчена от него енергия е акумулирана по-рано, така че белите джуджета бавно се охлаждат и престават да се виждат.
Бялото джудже все още има шанс да бъде активно, ако е част от двойна звезда и дърпа масата на своя спътник върху себе си (например спътникът се превърна в червен гигант и изпълни целия си дял на Рош с масата си). В този случай или синтезът на водород в цикъла на CNO може да започне с помощта на въглерод, съдържащ се в бялото джудже, завършвайки с освобождаването на външния водороден слой („нова“ звезда). Или масата на бялото джудже може да стане толкова голяма, че неговият въглеродно-кислороден компонент да се запали във вълна от експлозивно горене, идваща от центъра. В резултат на това с освобождаването се образуват тежки елементи голямо количествоенергия:

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

Светимостта на звездата се увеличава силно за 2 седмици, след което бързо намалява за още 2 седмици, след което продължава да намалява приблизително 2 пъти за 50 дни. Основната енергия (около 90%) се излъчва под формата на гама лъчи от веригата на разпадане на изотопа на никела. Това явление се нарича свръхнова тип 1.
Няма бели джуджета с маса от 1,5 или повече слънчеви маси. Това се обяснява с факта, че за да съществува бяло джудже, е необходимо балансиране гравитационна компресияналягане на електронния газ, но това се случва при маси не повече от 1,4 M C, това ограничение се нарича граница на Чандрасекар. Стойността може да се получи като условие за равенство на силите на натиск на силите на гравитационно свиване при предположението, че импулсите на електроните се определят от съотношението на несигурност за обема, който заемат, и се движат със скорост, близка до скоростта на светлината .

Неутронни звезди

В случай на по-масивни (> 10 M C) звезди, всичко се случва малко по-различно. Високата температура в ядрото активира реакции на поглъщане на енергия, като избиване на протони, неутрони и алфа-частици от ядрата, както и е-. улавяне на високоенергийни електрони, компенсиране на масовата разлика на две ядра. Втората реакция създава излишък от неутрони в ядрото. И двете реакции водят до нейното охлаждане и общо компресиране на звездата. Когато енергията на ядрения синтез се изчерпи, компресията се превръща в почти свободно падане на черупката върху колабиращото ядро. В същото време скоростта на термоядрен синтез във външните падащи слоеве рязко се ускорява, което води до излъчване на огромно количество енергия за няколко минути (сравнимо с енергията, която светлинните звезди излъчват през цялото си съществуване).
Поради голямата си маса колабиращото ядро ​​преодолява налягането на електронния газ и се свива допълнително. В този случай възникват реакции p + e - → n + ν e, след което в ядрото почти не остават електрони, които пречат на компресията. Компресията се извършва до размери от 10 − 30 km, съответстващи на плътността, установена от налягането на неутронно изродения газ. Материята, попадаща върху ядрото, получава ударна вълна, отразена от неутронното ядро ​​и част от енергията, освободена при нейното компресиране, което води до бързо изхвърляне на външната обвивка в страни. Полученият обект се нарича неутронна звезда. Повечето (90%) от енергията, освободена от гравитационното компресиране, се отнася от неутрино в първите секунди след колапса. Горният процес се нарича експлозия на свръхнова тип 2. Енергията на експлозията е такава, че някои от тях (рядко) се виждат с просто око дори в през деня. Първата свръхнова е регистрирана от китайски астрономи през 185 г. сл. Хр. В момента се регистрират няколкостотин огнища на година.
Получената неутронна звезда има плътност ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . Запазването на ъгловия момент по време на компресията на звездата води до много кратки орбитални периоди, обикновено вариращи от 1 до 1000 ms. За обикновените звезди такива периоди са невъзможни, т.к Тяхната гравитация няма да може да противодейства на центробежните сили на подобно въртене. Неутронната звезда има много голямо магнитно поле, достигащо 10 12 -10 13 Gauss на повърхността, което води до силно електромагнитно излъчване. Магнитна ос, която не съвпада с оста на въртене, води до факта, че неутронната звезда изпраща периодични (с период на въртене) импулси на радиация в дадена посока. Такава звезда се нарича пулсар. Този факт подпомогна тяхното експериментално откритие и се използва за откриване. Откриването на неутронна звезда с помощта на оптични методи е много по-трудно поради ниската й светимост. Орбиталният период постепенно намалява поради прехода на енергията в радиация.
Външният слой на неутронната звезда се състои от кристална материя, главно желязо и съседните му елементи. Повечето от останалата маса са неутрони и хиперони могат да бъдат намерени в самия център. Плътността на звездата нараства към центъра и може да достигне стойности, значително по-големи от плътността на ядрената материя. Поведението на материята при такива плътности е слабо разбрано. Има теории за свободни кварки, включително не само от първо поколение, при такива екстремни плътности на адронна материя. Възможни са свръхпроводящи и свръхфлуидни състояния на неутронната материя.
Има 2 механизма за охлаждане на неутронна звезда. Едно от тях е излъчването на фотони, както навсякъде. Вторият механизъм е неутрино. Тя преобладава, докато температурата на сърцевината е над 10 8 K. Това обикновено съответства на повърхностна температура над 10 6 K и продължава 10 5 −10 6 години. Има няколко начина за излъчване на неутрино:

Черни дупки

Ако масата на първоначалната звезда надвиши 30 слънчеви маси, тогава ядрото, образувано при експлозията на свръхнова, ще бъде по-тежко от 3 M C. При тази маса налягането на неутронния газ вече не може да задържи гравитацията и ядрото не спира на етапа на неутронна звезда, а продължава да се разпада (обаче експериментално откритите неутронни звезди имат маса не повече от 2 слънчеви маси, не три). Този път нищо няма да попречи на колапса и се образува черна дупка. Този обект има чисто релативистичен характер и не може да бъде обяснен без общата теория на относителността. Въпреки факта, че според теорията материята се е свила в точка - сингулярност, черната дупка има ненулев радиус, наречен радиус на Шварцшилд:

R Ш = 2GM/s 2.

Радиусът маркира границата на гравитационното поле на черната дупка, което е непреодолимо дори за фотоните, наречено хоризонт на събитията. Например радиусът на Шварцшилд на Слънцето е само 3 км. Извън хоризонта на събитията гравитационното поле на черна дупка е същото като това на обикновен обект с нейната маса. Черна дупка може да се наблюдава само чрез непреки ефекти, тъй като самата тя не излъчва забележима енергия.
Въпреки че нищо не може да избяга от хоризонта на събитията, черна дупка все още може да създаде радиация. В квантовия физически вакуум непрекъснато се раждат и изчезват виртуални двойки частица-античастица. Най-силното гравитационно поле на черна дупка може да взаимодейства с тях, преди да изчезнат и да абсорбират античастицата. Ако общата енергия на виртуалната античастица е отрицателна, черната дупка губи маса, а останалата частица става реална и получава енергия, достатъчна да отлети от полето на черната дупка. Това лъчение се нарича лъчение на Хокинг и има спектър на черно тяло. На него може да се припише определена температура:

Ефектът от този процес върху масата на повечето черни дупки е незначителен в сравнение с енергията, която получават дори от космическото микровълново фоново лъчение. Изключение правят реликтовите микроскопични черни дупки, които биха могли да се образуват в ранните етапи от еволюцията на Вселената. Малките размери ускоряват процеса на изпаряване и забавят процеса на набиране на маса. Последните етапи на изпаряване на такива черни дупки трябва да завършат с експлозия. Никога не са регистрирани експлозии, отговарящи на описанието.
Материята, попадаща в черна дупка, се нагрява и става източник на рентгенови лъчи, което служи като косвен признак за наличието на черна дупка. Когато материята попадне в черна дупка голям моментимпулс, той образува въртящ се акреционен диск около себе си, в който частиците губят енергия и ъглов импулс, преди да паднат в черната дупка. В случай на свръхмасивна черна дупка се появяват две различни посоки по оста на диска, в които налягането на излъчваната радиация и електромагнитните ефекти ускоряват частиците, изхвърлени от диска. Това създава мощни струи вещество в двете посоки, които също могат да бъдат регистрирани. Според една от теориите така са структурирани активните галактически ядра и квазари.
Въртящата се черна дупка е по-сложен обект. С въртенето си той "улавя" определен участък от пространството отвъд хоризонта на събитията ("Lense-Thirring effect"). Тази област се нарича ергосфера, нейната граница се нарича граница на статичност. Статичната граница е елипсоид, който съвпада с хоризонта на събитията на двата полюса на въртенето на черната дупка.
Въртящите се черни дупки имат допълнителен механизъм за загуба на енергия чрез пренос на енергия към частици, уловени в ергосферата. Тази загуба на енергия е придружена от загуба на ъглов момент и забавя въртенето.

Библиография

1. S.B.Popov, M.E.Prokhorov "Астрофизика на единични неутронни звезди: радио-тихи неутронни звезди и магнетари" SAI MSU, 2002
2. Уилям Дж. Кауфман "Космическите граници на относителността" 1977 г
3. Други интернет източници

20 декември 10 гр.

Вселената е постоянно променящ се макрокосмос, където всеки обект, вещество или материя е в състояние на трансформация и промяна. Тези процеси продължават милиарди години. В сравнение с продължителността човешки животтози неразбираем период от време е огромен. В космически мащаб тези промени са доста мимолетни. Звездите, които сега виждаме на нощното небе, са били същите преди хиляди години, когато египетските фараони са можели да ги видят, но всъщност през цялото това време промяната не е спряла нито за секунда физически характеристикинебесни тела. Звездите се раждат, живеят и със сигурност стареят - еволюцията на звездите продължава както обикновено.

Положението на звездите от съзвездието Голяма мечка е различно исторически периодив интервала преди 100 000 години – нашето време и след 100 хил. години

Тълкуване на еволюцията на звездите от гледна точка на обикновения човек

За обикновения човек космосът изглежда като свят на спокойствие и тишина. Всъщност Вселената е гигантска физическа лаборатория, в която се извършват огромни трансформации, по време на които се променят химичният състав, физическите характеристики и структурата на звездите. Животът на една звезда трае, докато свети и излъчва топлина. Такова блестящо състояние обаче не трае вечно. Яркото раждане е последвано от период на звездна зрялост, който неизбежно завършва със стареенето на небесното тяло и неговата смърт.

Образуване на протозвезда от облак газ и прах преди 5-7 милиарда години

Цялата ни информация за звездите днес се вписва в рамките на науката. Термодинамиката ни дава обяснение на процесите на хидростатично и топлинно равновесие, в които се намира звездната материя. Ядрената и квантовата физика дават представа за труден процесядрен синтез, благодарение на който съществува звезда, излъчваща топлина и даваща светлина на околното пространство. При раждането на звезда се формира хидростатично и термично равновесие, поддържано от собствени източници на енергия. В края на една блестяща звездна кариера този баланс се нарушава. Започва поредица от необратими процеси, резултатът от които е унищожаването на звездата или колапса - грандиозен процес на мигновено и брилянтна смъртнебесно тяло.

Експлозията на свръхнова е ярък финал на живота на звезда, родена в ранните години на Вселената.

Промените във физическите характеристики на звездите се дължат на тяхната маса. Скоростта на еволюция на обектите се влияе от техния химичен състав и до известна степен от съществуващите астрофизични параметри - скорост на въртене и състояние магнитно поле. Не е възможно да се говори как точно се случва всичко поради огромната продължителност на описаните процеси. Скоростта на еволюция и етапите на трансформация зависят от часа на раждане на звездата и нейното местоположение във Вселената в момента на раждане.

Еволюцията на звездите от научна гледна точка

Всяка звезда се ражда от струпване на студен междузвезден газ, който под въздействието на външни и вътрешни гравитационни сили се компресира до състояние газова топка. Процесът на компресия на газообразното вещество не спира нито за миг, съпроводен с колосално отделяне на топлинна енергия. Температурата на новото образувание се повишава, докато започне термоядрен синтез. От този момент компресията на звездната материя спира и се постига баланс между хидростатичното и топлинното състояние на обекта. Вселената е попълнена с нова пълноценна звезда.

Основното звездно гориво е водородният атом в резултат на стартирала термоядрена реакция.

В еволюцията на звездите техните източници на топлинна енергия са от основно значение. Лъчистата и топлинната енергия, изтичаща в космоса от повърхността на звездата, се попълва чрез охлаждане на вътрешните слоеве на небесното тяло. Постоянно протичащите термоядрени реакции и гравитационното компресиране в недрата на звездата компенсират загубата. Докато в недрата на звездата има достатъчно ядрено гориво, звездата свети с ярка светлина и излъчва топлина. Веднага след като процесът на термоядрен синтез се забави или спре напълно, механизмът на вътрешно компресиране на звездата се активира, за да се поддържа термично и термодинамично равновесие. На този етап обектът вече излъчва Термална енергия, което се вижда само в инфрачервения диапазон.

Въз основа на описаните процеси можем да заключим, че еволюцията на звездите представлява последователна промяна в източниците на звездна енергия. IN съвременна астрофизикапроцесите на звездна трансформация могат да бъдат подредени в съответствие с три скали:

• ядрена времева линия;
• топлинен период от живота на звездата;
• динамичен сегмент (финал) от живота на светилото.

Във всеки отделен случай се разглеждат процесите, които определят възрастта на звездата, нейните физически характеристики и вида на смъртта на обекта. Ядрената времева линия е интересна, докато обектът се захранва от собствени източници на топлина и излъчва енергия, която е продукт на ядрени реакции. Продължителността на този етап се оценява чрез определяне на количеството водород, което ще се превърне в хелий по време на термоядрен синтез. Колкото по-голяма е масата на звездата, толкова по-голяма е интензивността на ядрените реакции и съответно толкова по-висока е светимостта на обекта.

Размери и маси на различни звезди, вариращи от свръхгигант до червено джудже

Термичната времева скала определя етапа на еволюция, по време на който една звезда изразходва цялата си топлинна енергия. Този процес започва от момента, в който се изразходват последните запаси от водород и спират ядрените реакции. За да се поддържа балансът на обекта, се стартира процес на компресия. Звездната материя пада към центъра. В този случай кинетичната енергия се преобразува в топлинна енергия, която се изразходва за поддържане на необходимия температурен баланс вътре в звездата. Част от енергията изтича в открития космос.

Като се има предвид факта, че яркостта на звездите се определя от тяхната маса, в момента на компресия на обекта неговата яркост в космоса не се променя.

Звезда на път към главната поредица

Звездообразуването се извършва според динамичен времеви мащаб. Звездният газ пада свободно навътре към центъра, увеличавайки плътността и налягането в недрата на бъдещия обект. Колкото по-висока е плътността в центъра на газовата топка, толкова по-висока е температурата вътре в обекта. От този момент нататък топлината става основна енергия на небесното тяло. Колкото по-висока е плътността и колкото по-висока е температурата, толкова повече натискв дълбините на една бъдеща звезда. Свободното падане на молекули и атоми спира и процесът на компресия на звездния газ спира. Това състояние на обект обикновено се нарича протозвезда. Обектът е 90% молекулярен водород. Когато температурата достигне 1800K, водородът преминава в атомно състояние. По време на процеса на гниене се изразходва енергия и повишаването на температурата се забавя.

Вселената е 75% съставена от молекулярен водород, който по време на формирането на протозвездите се превръща в атомен водород - ядреното гориво на звездата

В това състояние налягането вътре в газовата топка намалява, като по този начин дава свобода на силата на компресия. Тази последователност се повтаря всеки път, когато първо се йонизира целият водород, а след това се йонизира хелият. При температура от 10⁵ K газът е напълно йонизиран, компресията на звездата спира и възниква хидростатично равновесие на обекта. По-нататъшната еволюция на звездата ще се случи в съответствие с топлинната времева скала, много по-бавно и по-последователно.

Радиусът на протозвездата намалява от 100 AU от началото на формирането. до ¼ a.u. Обектът е в средата на газов облак. В резултат на акрецията на частици от външните области на облака звезден газ, масата на звездата непрекъснато ще нараства. Следователно температурата вътре в обекта ще се повиши, придружавайки процеса на конвекция - пренос на енергия от вътрешните слоеве на звездата към нейния външен ръб. Впоследствие, с повишаване на температурата във вътрешността на небесното тяло, конвекцията се заменя с радиационен пренос, движещ се към повърхността на звездата. В този момент светимостта на обекта бързо нараства, а температурата на повърхностните слоеве на звездната топка също се повишава.

Процеси на конвекция и радиационен трансфер в новообразувана звезда преди началото на реакциите на термоядрен синтез

Например, за звезди с маса, идентична с масата на нашето Слънце, компресията на протозвездния облак става само за няколкостотин години. Що се отнася до последния етап от формирането на обекта, кондензацията на звездната материя вече е разтегната в продължение на милиони години. Слънцето се движи към основната последователност доста бързо и това пътуване ще отнеме стотици милиони или милиарди години. С други думи, колкото по-голяма е масата на звездата, толкова по-дълъг интервалвреме, изразходвано за формирането на пълноценна звезда. Звезда с маса 15M ще се движи по пътя към основната последователност много по-дълго - около 60 хиляди години.

Фаза на основната последователност

Въпреки че някои реакции на синтез започват при повече ниски температури, основната фаза на изгаряне на водорода започва при температура от 4 милиона градуса. От този момент започва фазата на основната последователност. Влиза в игра нова формавъзпроизвеждане на звездна енергия – ядрена. Кинетичната енергия, освободена по време на компресията на обект, изчезва на заден план. Постигнатото равновесие осигурява дълъг и спокоен живот на звезда, попаднала в началната фаза на главната последователност.

Деленето и разпадането на водородни атоми по време на термоядрена реакция, протичаща във вътрешността на звезда

От този момент нататък наблюдението на живота на една звезда е ясно обвързано с фазата на основната последователност, която е важна част от еволюцията на небесните тела. Именно на този етап единственият източник на звездна енергия е резултатът от изгарянето на водород. Обектът е в състояние на равновесие. С изразходването на ядрено гориво се променя само химичният състав на обекта. Престоят на Слънцето във фазата на главната последователност ще продължи приблизително 10 милиарда години. Ето колко време ще отнеме на нашата родна звезда да изразходва целия си запас от водород. Що се отнася до масивните звезди, тяхната еволюция протича по-бързо. Излъчвайки повече енергия, масивна звезда остава във фазата на главната последователност само за 10-20 милиона години.

По-малко масивните звезди горят в нощното небе много по-дълго. Така звезда с маса 0,25 M ще остане във фазата на главната последователност за десетки милиарди години.

Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел, оценяваща връзката между спектъра на звездите и тяхната яркост. Точки на диаграмата - местоположение известни звезди. Стрелките показват изместването на звездите от основната последователност във фазите на гиганта и бялото джудже.

За да си представите еволюцията на звездите, просто погледнете диаграмата, характеризираща пътя на небесното тяло в главната последователност. Горна частГрафиката изглежда по-малко наситена с обекти, тъй като това е мястото, където са концентрирани масивните звезди. Това местоположение се обяснява с краткия им жизнен цикъл. От известните днес звезди някои имат маса 70M. Обекти, чиято маса надвишава горната граница от 100M, може изобщо да не се образуват.

Небесните тела, чиято маса е по-малка от 0,08 M, нямат възможност да преодолеят критичната маса, необходима за началото на термоядрения синтез и остават студени през целия си живот. Най-малките протозвезди колабират и образуват планетоподобни джуджета.

Подобно на планета кафяво джудже в сравнение с нормална звезда (нашето Слънце) и планетата Юпитер

В долната част на последователността са концентрирани обекти, доминирани от звезди с маса, равна на масата на нашето Слънце и малко повече. Въображаемата граница между горната и долната част на основната последователност са обекти с маса – 1,5M.

Последващите етапи на еволюцията на звездите

Всеки от вариантите за развитие на състоянието на звезда се определя от нейната маса и продължителността на времето, през което се извършва трансформацията на звездната материя. Вселената обаче е многолика и сложен механизъм, така че еволюцията на звездите може да поеме по други пътища.

Когато пътува по основната последователност, звезда с маса, приблизително равна на масата на Слънцето, има три основни опции за маршрут:

1. живейте живота си спокойно и почивайте спокойно в необятните простори на Вселената;
2. навлезе във фазата на червения гигант и бавно остарява;
3. станете бяло джудже, избухнете като свръхнова и станете неутронна звезда.

Възможни варианти за еволюцията на протозвездите в зависимост от времето, химичния състав на обектите и тяхната маса

След основната последователност идва гигантската фаза. До този момент запасите от водород в недрата на звездата са напълно изчерпани, централната област на обекта е хелиево ядро ​​и термоядрените реакции се изместват към повърхността на обекта. Под въздействието на термоядрения синтез обвивката се разширява, но масата на хелиевото ядро ​​се увеличава. Една обикновена звезда се превръща в червен гигант.

Гигантска фаза и нейните характеристики

В звезди с ниска маса плътността на ядрото става колосална, превръщайки звездната материя в изроден релативистичен газ. Ако масата на звездата е малко повече от 0,26 M, повишаването на налягането и температурата води до началото на синтеза на хелий, покриващ цялата централна област на обекта. От този момент нататък температурата на звездата се увеличава бързо. основна характеристикаПроцесът е, че изроденият газ няма способността да се разширява. Под влияние висока температураувеличава се само скоростта на делене на хелия, което е придружено от експлозивна реакция. В такива моменти можем да наблюдаваме светкавица на хелий. Яркостта на обекта се увеличава стотици пъти, но агонията на звездата продължава. Звездата преминава в ново състояние, при което всички термодинамични процеси протичат в хелиевото ядро ​​и в разредената външна обвивка.

Структура на звезда от главната последователност от слънчев тип и червен гигант с изотермично хелиево ядро ​​и слоеста зона на нуклеосинтеза

Това състояние е временно и не е стабилно. Звездната материя постоянно се смесва и значителна част от нея се изхвърля в околното пространство, образувайки планетарна мъглявина. В центъра остава горещо ядро, наречено бяло джудже.

За звезди с големи маси изброените по-горе процеси не са толкова катастрофални. Изгарянето на хелий се заменя с реакцията на ядрено делене на въглерод и силиций. В крайна сметка звездното ядро ​​ще се превърне в звездно желязо. Гигантската фаза се определя от масата на звездата. Колкото по-голяма е масата на един обект, толкова по-ниска е температурата в центъра му. Това очевидно не е достатъчно, за да предизвика реакция на ядрено делене на въглерод и други елементи.

Съдбата на бяло джудже - неутронна звезда или черна дупка

Веднъж в състояние на бяло джудже, обектът е в изключително нестабилно състояние. Спрените ядрени реакции водят до спад на налягането, ядрото преминава в състояние на колапс. Освободена енергия в в такъв случай, се изразходва за разпадането на желязото в атоми на хелий, които допълнително се разпадат на протони и неутрони. Течащият процес се развива с бързи темпове. Колапсът на звезда характеризира динамичния сегмент на скалата и отнема част от секундата във времето. Изгарянето на остатъците от ядрено гориво става експлозивно, освобождавайки колосално количество енергия за част от секундата. Това е напълно достатъчно за взривяване на горните слоеве на обекта. Краен етапБялото джудже е експлозия на свръхнова.

Ядрото на звездата започва да се свива (вляво). Колапсът образува неутронна звезда и създава поток от енергия във външните слоеве на звездата (център). Освободена енергия в резултат на дъмпинг външни слоевезвезди по време на експлозия на свръхнова (вдясно).

Останалото свръхплътно ядро ​​ще бъде клъстер от протони и електрони, които се сблъскват един с друг, за да образуват неутрони. Вселената се попълни с нов обект - неутронна звезда. Защото висока плътностядрото се изражда, процесът на колапс на ядрото спира. Ако масата на звездата беше достатъчно голяма, колапсът можеше да продължи, докато останалата звездна материя най-накрая падне в центъра на обекта, образувайки черна дупка.

Обяснение на последната част от еволюцията на звездите

За нормалните равновесни звезди описаните еволюционни процеси са малко вероятни. Съществуването на бели джуджета и неутронни звезди обаче доказва реалното съществуване на процеси на компресия на звездната материя. Незначителна сума подобни обективъв Вселената показва преходността на тяхното съществуване. Последният етап от еволюцията на звездите може да бъде представен като последователна верига от два вида:

• нормална звезда - червен гигант - отделяне на външни слоеве - бяло джудже;
• масивна звезда – червен свръхгигант – експлозия на свръхнова – неутронна звезда или черна дупка – нищо.

Диаграма на еволюцията на звездите. Опции за продължаване на живота на звездите извън основната последователност.

От научна гледна точка е доста трудно да се обяснят протичащите процеси. Ядрените учени са съгласни, че в случая на последния етап от еволюцията на звездите имаме работа с умора на материята. В резултат на продължително механично, термодинамично въздействие материята променя своята физични свойства. Умората на звездната материя, изтощена от дълго време ядрени реакции, може да се обясни появата на изроден електронен газ, неговата последваща неутронизация и анихилация. Ако всички горепосочени процеси протичат от началото до края, звездната материя престава да бъде физическа субстанция - звездата изчезва в космоса, без да оставя нищо след себе си.

Междузвездните мехурчета и облаците газ и прах, които са родното място на звездите, не могат да бъдат възстановени само от изчезнали и избухнали звезди. Вселената и галактиките са в състояние на равновесие. Загубата на маса става постоянно, плътността на междузвездното пространство намалява в една част космическо пространство. Следователно в друга част на Вселената се създават условия за образуване на нови звезди. С други думи, схемата работи: ако определено количество материя е изгубено на едно място, на друго място във Вселената същото количество материя се появява в различна форма.

Накрая

Изучавайки еволюцията на звездите, стигаме до извода, че Вселената е гигантски разреден разтвор, в който част от материята се трансформира в молекули водород, което е строителен материалза звездите. Другата част се разтваря в пространството, изчезвайки от сферата на материалните усещания. Черната дупка в този смисъл е мястото на прехода на целия материал в антиматерия. Доста трудно е да разберем напълно смисъла на случващото се, особено ако, когато изучаваме еволюцията на звездите, разчитаме само на законите на ядрената енергия, квантова физикаи термодинамика. Теорията трябва да бъде включена в изследването на този въпрос. относителна вероятност, което позволява изкривяването на пространството, позволявайки трансформацията на една енергия в друга, едно състояние в друго.

Нашето Слънце грее повече от 4,5 милиарда години. В същото време той постоянно консумира водород. Абсолютно ясно е, че колкото и да са големи запасите му, те все някога ще бъдат изчерпани. И какво ще стане със светилото? На този въпрос има отговор. Жизненият цикъл на една звезда може да се изследва от други подобни космически образувания. В крайна сметка в космоса има истински патриарси, чиято възраст е 9-10 милиарда години. И има много млади звезди. Те са на не повече от няколко десетки милиона години.

Следователно, като наблюдаваме състоянието на различните звезди, с които е „осеяна“ Вселената, можем да разберем как се държат те във времето. Тук можем да направим аналогия с извънземен наблюдател. Той отлетя на Земята и започна да изучава хората: деца, възрастни, стари хора. Така за много кратък период от време той разбира какви промени се случват с хората през целия живот.

В момента Слънцето е жълто джудже - 1
Ще минат милиарди години и ще стане червен гигант - 2
И тогава ще се превърне в бяло джудже - 3

Следователно можем да кажем с пълна увереност, че когато запасите от водород в централната част на Слънцето са изчерпани, термоядрената реакция няма да спре. Зоната, в която този процес ще продължи, ще започне да се измества към повърхността на нашата звезда. Но в същото време гравитационните сили вече няма да могат да влияят на налягането, което се генерира в резултат на термоядрената реакция.

Следователно, звездата ще започне да расте по размер и постепенно ще се превърне в червен гигант. Това е космически обект от късен етап на еволюция. Но това се случва и на ранен етап по време на формирането на звездите. Само във втория случай червеният гигант се свива и се превръща в звезда от главната последователност. Тоест такъв, при който протича реакцията на синтез на хелий от водород. С една дума, там, където започва жизненият цикъл на една звезда, там и свършва.

Нашето Слънце ще се увеличи по размер толкова много, че ще погълне близките планети. Това са Меркурий, Венера и Земята. Но не се плашете. Звездата ще започне да умира след няколко милиарда години. През това време ще се сменят десетки, а може би и стотици цивилизации. Човек ще вземе клуб повече от веднъж и след хиляди години отново ще седне пред компютъра. Това е обичайната цикличност, на която се основава цялата Вселена.

Но да станеш червен гигант не означава край. Термоядрената реакция ще изхвърли външната обвивка в космоса. А в центъра ще остане лишено от енергия хелиево ядро. Под въздействието на гравитационните сили той ще се компресира и в крайна сметка ще се превърне в изключително плътно космическо образувание с голяма маса. Такива останки от изчезнали и бавно изстиващи звезди се наричат бели джуджета.

Нашето бяло джудже ще има радиус 100 пъти по-малък от радиуса на Слънцето, а светимостта му ще намалее 10 хиляди пъти. В този случай масата ще бъде сравнима с настоящата слънчева, а плътността ще бъде милион пъти по-голяма. В нашата Галактика има много такива бели джуджета. Техният брой е 10% от общ бройзвезди

Трябва да се отбележи, че белите джуджета са водород и хелий. Но ние няма да навлизаме в дивата природа, а само ще отбележим, че при силно компресиране може да възникне гравитационен колапс. И това е изпълнено с колосална експлозия. В този случай се наблюдава експлозия на свръхнова. Терминът "свръхнова" не описва възрастта, а яркостта на светкавицата. Просто бялото джудже не се виждаше дълго време в космическата бездна и изведнъж се появи ярко сияние.

По-голямата част от избухналата свръхнова се разпръсква в космоса с огромна скорост. А останалата централна част се компресира в още по-плътна формация и се нарича неутронна звезда. Това е крайният продукт на звездната еволюция. Масата му е сравнима с тази на слънцето, а радиусът му достига само няколко десетки километра. Едно кубче cm неутронна звезда може да тежи милиони тонове. В космоса има доста такива образувания. Техният брой е около хиляда пъти по-малък от обикновените слънца, с които е осеяно нощното небе на Земята.

Трябва да се каже, че жизненият цикъл на една звезда е пряко свързан с нейната маса. Ако тя съвпада с масата на нашето Слънце или е по-малка от нея, тогава в края на живота си се появява бяло джудже. Има обаче светила, които са десетки и стотици пъти по-големи от Слънцето.

Когато такива гиганти се свият с напредване на възрастта, те изкривяват пространството и времето толкова много, че вместо бяло джудже се появява бяло джудже. Черна дупка. Неговото гравитационно привличане е толкова силно, че дори тези обекти, които се движат със скоростта на светлината, не могат да го преодолеят. Размерите на отвора се характеризират с гравитационен радиус. Това е радиусът на сферата, ограничена от хоризонт на събитията. Представлява ограничение на пространство-времето. Всяко космическо тяло, след като го преодолее, изчезва завинаги и никога не се връща обратно.

Има много теории за черните дупки. Всички те се основават на теорията за гравитацията, тъй като гравитацията е една от най-важните сили във Вселената. И основното му качество е многофункционалност. Поне днес не е открит нито един космически обект, който да няма гравитационно взаимодействие.

Има предположение, че чрез Черна дупкаможете да влезете паралелен свят. Тоест това е канал към друго измерение. Всичко е възможно, но всяко твърдение изисква практически доказателства. Никой смъртен обаче все още не е успял да извърши подобен експеримент.

Така жизненият цикъл на една звезда се състои от няколко етапа. Във всеки от тях светилото се появява в определено качество, което е коренно различно от предишните и бъдещите. Това е уникалността и мистерията на космическото пространство. Запознавайки се с него, неволно започвате да мислите, че човек също преминава през няколко етапа в развитието си. И черупката, в която съществуваме сега, е само преходен етап към някакво друго състояние. Но това заключение отново изисква практическо потвърждение..

> Жизнен цикъл на звезда

Описание живота и смъртта на звездите: етапи на развитие със снимки, молекулярни облаци, протозвезда, T Телец, главна последователност, червен гигант, бяло джудже.

Всичко в този свят се развива. Всеки цикъл започва с раждане, растеж и завършва със смърт. Разбира се, звездите имат тези цикли по специален начин. Нека си припомним поне, че техните времеви граници са по-големи и се измерват в милиони и милиарди години. Освен това смъртта им носи определени последици. Как изглежда жизнения цикъл на звездите?

Първият жизнен цикъл на една звезда: Молекулярни облаци

Да започнем с раждането на една звезда. Представете си огромен облак от студен молекулярен газ, който може спокойно да съществува във Вселената без никакви промени. Но внезапно недалеч от него избухва свръхнова или се сблъсква с друг облак. Поради такъв тласък се активира процесът на унищожаване. Разделен е на малки части, всяка от които е прибрана в себе си. Както вече разбирате, всички тези групи се готвят да станат звезди. Гравитацията загрява температурата, а съхраненият импулс поддържа процеса на въртене. Долната диаграма ясно демонстрира цикъла на звездите (живот, етапи на развитие, опции за трансформация и смърт на небесно тяло със снимка).

Втори жизнен цикъл на звезда:Протозвезда

Материалът кондензира по-плътно, нагрява се и се отблъсква от гравитационен колапс. Такъв обект се нарича протозвезда, около която се образува диск от материал. Частта се привлича към обекта, увеличавайки масата му. Останалите отломки ще се групират и ще създадат планетарна система. По-нататъшното развитие на звездата зависи от масата.

Трети жизнен цикъл на звезда:Т Телец

Когато материал удари звезда, се освобождава огромно количество енергия. Новата звездна степен е кръстена на прототипа - T Tauri. Това е променлива звезда, разположена на 600 светлинни години (близо).

Може да достигне голяма яркост, защото материалът се разпада и освобождава енергия. Но централната част няма достатъчно температура, за да поддържа ядрен синтез. Тази фаза продължава 100 милиона години.

Четвърти жизнен цикъл на звезда:Основна последователност

В определен момент температурата на небесното тяло се повишава до необходимото ниво, активирайки ядрения синтез. Всички звезди минават през това. Водородът се трансформира в хелий, освобождавайки огромна топлина и енергия.

Енергията се освобождава като гама лъчи, но поради бавното движение на звездата пада със същата дължина на вълната. Светлината се изтласква и влиза в конфликт с гравитацията. Можем да предположим, че тук е създаден идеален баланс.

Колко време ще бъде в основната последователност? Трябва да започнете от масата на звездата. Червените джуджета (половината от масата на слънцето) могат да изгарят чрез своите запаси от гориво за стотици милиарди (трилиони) години. Средно звезди (като ) живеят 10-15 милиарда. Но най-големите са на милиарди или милиони години. Вижте как изглежда еволюцията и смъртта на звезди от различни класове на диаграмата.

Пети жизнен цикъл на звезда:Червен гигант

По време на процеса на топене водородът изтича и се натрупва хелий. Когато изобщо не остане водород, всички ядрени реакции спират и звездата започва да се свива поради гравитацията. Водородната обвивка около ядрото се нагрява и се запалва, което кара обекта да расте 1000 до 10 000 пъти по-голям. В определен момент нашето Слънце ще повтори тази съдба, увеличавайки се до орбитата на Земята.

Температурата и налягането достигат своя максимум и хелият се слива във въглерод. В този момент звездата се свива и престава да бъде червен гигант. При по-голяма масивност обектът ще изгори други тежки елементи.

Шести жизнен цикъл на звезда:Бяло джудже

Звезда със слънчева маса няма достатъчно гравитационно налягане, за да стопи въглерода. Следователно смъртта настъпва с края на хелия. Външните слоеве се изхвърлят и се появява бяло джудже. В началото е горещ, но след стотици милиарди години изстива.

Еволюция на звезди с различни маси

Астрономите не могат да наблюдават живота на една звезда от началото до края, защото дори най-краткоживеещите звезди съществуват милиони години – по-дълго от живота на цялото човечество. Промени във времето във физическите характеристики и химичен съставзвезди, т.е. звездна еволюция, астрономите изучават, като сравняват характеристиките на много звезди, разположени на различни етапиеволюция.

Физическите модели, свързващи наблюдаваните характеристики на звездите, се отразяват в диаграмата цвят-светимост - диаграмата на Херцшпрунг - Ръсел, на която звездите образуват отделни групи - последователности: главната последователност от звезди, последователностите от свръхгиганти, ярки и слаби гиганти, субгиганти, подджуджета и бели джуджета.

През по-голямата част от живота си всяка звезда е в така наречената главна последователност на диаграмата цвят-светимост. Всички други етапи от еволюцията на звездата преди образуването на компактен остатък отнемат не повече от 10% от това време. Ето защо повечето звезди, наблюдавани в нашата Галактика, са скромни червени джуджета с масата на Слънцето или по-малко. Основната последователност съдържа около 90% от всички наблюдавани звезди.

Продължителността на живота на една звезда и в какво се превръща в края житейски път, се определя изцяло от неговата маса. Звездите с маса, по-голяма от Слънцето, живеят много по-малко от Слънцето, а животът на най-масивните звезди е само милиони години. За по-голямата част от звездите животът е около 15 милиарда години. След като звездата изчерпи енергийните си източници, тя започва да се охлажда и свива. Крайният продукт на звездната еволюция са компактни, масивни обекти, чиято плътност е многократно по-голяма от тази на обикновените звезди.

Звезди различни тежестив крайна сметка стигат до едно от трите състояния: бели джуджета, неутронни звезди или черни дупки. Ако масата на звездата е малка, тогава гравитационните сили са относително слаби и компресията на звездата (гравитационен колапс) спира. Преминава към стабилно състояние на бяло джудже. Ако масата надвишава критична стойност, компресията продължава. При много висока плътност електроните се комбинират с протони, за да образуват неутрони. Скоро почти цялата звезда се състои само от неутрони и има такава огромна плътност, че огромната звездна маса се концентрира в много малка топка с радиус от няколко километра и компресията спира - образува се неутронна звезда. Ако масата на звездата е толкова голяма, че дори образуването на неутронна звезда няма да спре гравитационния колапс, тогава последният етап от еволюцията на звездата ще бъде черна дупка.