В началото на 20 век Херцшпрунг и Ръсел начертават различни звезди на диаграмата „Абсолютна величина” – „спектрален клас” и се оказва, че повечето от тях са групирани по тясна крива. По-късно тази диаграма (сега наричана диаграма на Херцшпрунг-Ръсел) се оказва ключът към разбирането и изучаването на процесите, протичащи вътре в звездата.

Диаграмата дава възможност (макар и не много точно) да се намери абсолютната стойност по спектрален клас. Особено за спектралните класове O-F. За по-късните класове това се усложнява от необходимостта да избирате между гигант и джудже. Но някои разлики в интензитета на някои линии ни позволяват уверено да направим този избор.

Повечето звезди (около 90%) са разположени на диаграмата по дълга тясна ивица, т.нар основна последователност. Той се простира от горния ляв ъгъл (от сините свръхгиганти) до долния десен ъгъл (до червените джуджета). Звездите от главната последователност включват Слънцето, чиято яркост се приема за единица.

Точките, съответстващи на гиганти и свръхгиганти, са разположени над основната последователност вдясно, а точките, съответстващи на бели джуджета, са в долния ляв ъгъл, под основната последователност.

Сега стана ясно, че звездите от главната последователност са нормални звезди, подобни на Слънцето, в които изгарянето на водород се случва в термоядрени реакции. Основната последователност е последователност от звезди различни тежести. Най-големите звезди по маса са разположени в горната част на главната последователност и са сини гиганти. Най-малките звезди по маса са джуджета. Те се намират в долната част на основната последователност. Подджуджетата са разположени успоредно на основната последователност, но малко под нея. Те се различават от звездите от главната последователност по по-ниското си съдържание на метал.

Звездата прекарва по-голямата част от живота си в главната последователност. През този период неговият цвят, температура, осветеност и други параметри остават почти непроменени. Но преди звездата да достигне това стабилно състояние, докато все още е в състояние на протозвезда, тя има червен цвят и за кратко време по-голяма яркост, отколкото би имала в главната последователност.

Звезди голяма маса(свръхгиганти) щедро изразходват енергията си и еволюцията на такива звезди продължава само стотици милиони години. Следователно сините свръхгиганти са млади звезди.

Етапите на еволюцията на звездата след главната последователност също са кратки. Типичните звезди стават червени гиганти, а много масивните звезди стават червени свръхгиганти. Звездата бързо се увеличава по размер и нейната яркост се увеличава. Именно тези фази на еволюцията са отразени в диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел.

Всяка звезда прекарва около 90% от живота си в главната последователност. През този период основните източници на енергия за звездата са термоядрените реакции, превръщащи водорода в хелий в нейния център. След като изчерпи този източник, звездата се премества в района на гигантите, където прекарва около 10% от живота си. По това време основният източник на енергия на звездата е превръщането на водорода в хелий в слоя около плътното хелиево ядро. Това е т.нар етап на червения гигант.

Раждането на звездите

Еволюцията на една звезда започва в гигантски молекулярен облак, наричан още звездна люлка, в който в резултат на гравитационна нестабилност започва да нараства първичната флуктуация на плътността. Повечето от "празното" пространство в една галактика всъщност съдържа между 0,1 и 1 молекула на cm³. Молекулярният облак има плътност от около милион молекули на cm³. Масата на такъв облак надвишава масата на Слънцето 100 000-10 000 000 пъти поради неговия размер: от 50 до 300 светлинни години в диаметър.

По време на колапса молекулярният облак се разделя на части, образувайки все по-малки и по-малки бучки. Фрагменти с маса под ~100 слънчеви маси са способни да образуват звезда. В такива образувания газът се нагрява, докато се свива поради освобождаването на гравитационна потенциална енергия и облакът се превръща в протозвезда, трансформирайки се във въртящ се сферичен обект.

Звездите в ранните етапи на своето съществуване обикновено са скрити от погледа в гъст облак от прах и газ. Тези звездообразуващи пашкули често могат да се видят оформени на фона на ярката радиация на околния газ. Такива образувания се наричат ​​глобули на Бок.

Много малка част от протозвездите не достигат температури, достатъчни за реакции на термоядрен синтез. Такива звезди се наричат ​​"кафяви джуджета"; тяхната маса не надвишава една десета от Слънцето. Такива звезди умират бързо, като постепенно се охлаждат в продължение на няколкостотин милиона години. В някои от най-масивните протозвезди температурата, дължаща се на силно компресиране, може да достигне 10 милиона K, което прави възможно синтезирането на хелий от водород. Такава звезда започва да свети. Началото на термоядрените реакции установява хидростатично равновесие, предотвратявайки ядрото от по-нататъшен гравитационен колапс. Освен това звездата може да съществува в стабилно състояние.

Началният етап от еволюцията на звездите

На диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел нововъзникващата звезда заема точка в горния десен ъгъл: тя има висока светимост и ниска температура. Основното лъчение възниква в инфрачервения диапазон. Радиацията от студената прахова обвивка достига до нас. По време на процеса на еволюция позицията на звездата на диаграмата ще се промени. Единственият източник на енергия на този етап е гравитационната компресия. Следователно звездата се движи доста бързо успоредно на ординатната ос.

Температурата на повърхността не се променя, но радиусът и осветеността намаляват. Температурата в центъра на звездата се повишава, достигайки стойност, при която започват реакции с леки елементи: литий, берилий, бор, които бързо изгарят, но успяват да забавят компресията. Трасето се върти успоредно на ординатната ос, температурата на повърхността на звездата се повишава, а светимостта остава почти постоянна. Накрая в центъра на звездата започват реакции на образуване на хелий от водород (изгаряне на водород). Звездата влиза в основната последователност.

Продължителността на началния етап се определя от масата на звездата. За звезди като Слънцето е около 1 милион години, за звезда с маса 10 M ☉ около 1000 пъти по-малко, а за звезда с маса 0,1 M ☉ хиляди пъти повече.

Етап на основната последователност

На етапа на основната последователност звездата свети поради освобождаването на енергия в ядрените реакции на превръщане на водород в хелий. Доставянето на водород осигурява светимостта на звезда с маса 1M ☉ за около 10 10 години. Звездите с по-голяма маса консумират водород по-бързо: например звезда с маса 10 M ☉ ще консумират водород за по-малко от 10 7 години (осветеността е пропорционална на четвъртата степен на масата).

Звезди с малка маса

Тъй като водородът изгаря, централните области на звездата са силно компресирани.

Звезди с голяма маса

След навлизане в главната последователност, еволюцията на звезда с голяма маса (>1,5 M ☉ ) се определя от условията на изгаряне на ядреното гориво в недрата на звездата. На етапа на главната последователност това е изгарянето на водород, но за разлика от звездите ниска масав ядрото доминират реакциите на цикъла въглерод-азот. В този цикъл С и N атомите играят ролята на катализатори. Скоростта на освобождаване на енергия в реакциите на такъв цикъл е пропорционална на Т17. Следователно в ядрото се образува конвективно ядро, заобиколено от зона, в която енергията се пренася чрез излъчване.

Светимостта на звездите с голяма маса е много по-висока от яркостта на Слънцето и водородът се изразходва много по-бързо. Това се дължи и на факта, че температурата в центъра на такива звезди също е много по-висока.

Тъй като делът на водорода в материята на конвективното ядро ​​намалява, скоростта на освобождаване на енергия намалява. Но тъй като скоростта на освобождаване се определя от осветеността, ядрото започва да се свива и скоростта на освобождаване на енергия остава постоянна. В същото време звездата се разширява и се премества в областта на червените гиганти.

Етап на звездна зрялост

Звезди с малка маса

Докато водородът изгори напълно, в центъра на звезда с ниска маса се образува малко хелиево ядро. В ядрото плътността на материята и температурата достигат съответно стойности от 10 9 kg/m 3 и 10 8 K. Изгарянето на водород става на повърхността на ядрото. Тъй като температурата в ядрото се повишава, скоростта на изгаряне на водорода се увеличава и светимостта се увеличава. Лъчистата зона постепенно изчезва. И поради увеличаването на скоростта на конвективните потоци, външните слоеве на звездата се надуват. Размерът и светимостта му се увеличават - звездата се превръща в червен гигант.

Звезди с голяма маса

Когато водородът в звезда с голяма маса е напълно изчерпан, в ядрото започва да протича тройна реакция на хелий и в същото време реакцията на образуване на кислород (3He=>C и C+He=>O). В същото време водородът започва да гори на повърхността на хелиевото ядро. Появява се източникът на първия слой.

Запасът от хелий се изчерпва много бързо, тъй като при описаните реакции при всеки елементарен акт се отделя относително малко енергия. Картината се повтаря и в звездата се появяват двуслойни източници, а в ядрото започва реакцията C+C=>Mg.

Еволюционният път се оказва много сложен. В диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел звездата се движи по последователността от гиганти или (с много голяма маса в областта на свръхгиганта) периодично се превръща в цефеида.

Последните етапи на еволюцията на звездите

Стари звезди с ниска маса

За звезда с ниска маса в крайна сметка скоростта на конвективния поток на някакво ниво достига секундата евакуационна скорост, черупката се отделя и звездата се превръща в бяло джудже, заобиколено от планетарна мъглявина.

Смърт на звезди с голяма маса

В края на своята еволюция една звезда с голяма маса има много сложна структура. Всеки слой има свой собствен химичен състав, ядрените реакции протичат в няколко слоя източника, а в центъра се образува желязно ядро.

Ядрени реакции с желязо не възникват, тъй като те изискват разход (а не освобождаване) на енергия. Поради това желязното ядро ​​бързо се свива, температурата и плътността в него се увеличават, достигайки фантастични стойности - температура от 10 9 K и плътност от 10 9 kg / m3.

В този момент започват две критичен процес, влизайки в ядрото едновременно и много бързо (очевидно за минути). Първият е, че по време на ядрени сблъсъци атомите на желязото се разпадат на 14 атома хелий, вторият е, че електроните се „пресоват“ в протони, образувайки неутрони. И двата процеса са свързани с усвояването на енергия, а температурата в ядрото (също и налягането) мигновено пада. Външните слоеве на звездата започват да падат към центъра.

Падането на външните слоеве води до рязко повишаване на температурата в тях. Водородът, хелият и въглеродът започват да горят. Това е придружено от мощен поток от неутрони, който идва от централното ядро. В резултат на това възниква мощна ядрена експлозия, изхвърляща външните слоеве на звездата, които вече съдържат всички тежки елементи, до калифорния. Според съвременните възгледи всички атоми на тежки химически елементи (т.е. по-тежки от хелия) са се образували във Вселената именно при експлозии на свръхнови. На мястото на избухналата супернова, в зависимост от масата на избухналата звезда, остава или неутронна звезда, или черна дупка.

звезда-- небесно тяло, в което протичат, протичат или ще се случват термоядрени реакции. Звездите са масивни светещи топки от газ (плазма). Образува се от газово-прахова среда (водород и хелий) в резултат на гравитационно свиване. Температурата на материята във вътрешността на звездите се измерва в милиони келвини, а на повърхността им - в хиляди келвини. Енергията на по-голямата част от звездите се освобождава в резултат на термоядрени реакции, превръщащи водорода в хелий, протичащи при високи температури във вътрешните области. Звездите често се наричат ​​основните тела на Вселената, тъй като те съдържат по-голямата част от светещата материя в природата. Звездите са огромни, сферични обекти, направени от хелий и водород, както и други газове. Енергията на една звезда се съдържа в нейното ядро, където хелият взаимодейства с водорода всяка секунда. Както всичко органично в нашата вселена, звездите възникват, развиват се, променят се и изчезват - този процес отнема милиарди години и се нарича процес на „звездна еволюция“.

1. Еволюция на звездите

Еволюция на звездите-- последователността от промени, на които една звезда претърпява по време на своя живот, тоест в продължение на стотици хиляди, милиони или милиарди години, докато излъчва светлина и топлина. Звездата започва живота си като студен, разреден облак от междузвезден газ (разредена газообразна среда, която запълва цялото пространство между звездите), компресира се под въздействието на собствената си гравитация и постепенно приема формата на топка. Когато се компресира, гравитационната енергия (универсалното фундаментално взаимодействие между всички материални тела) се превръща в топлина и температурата на обекта се повишава. Когато температурата в центъра достигне 15-20 милиона K, започват термоядрени реакции и компресията спира. Обектът се превръща в пълноценна звезда. Първият етап от живота на звездата е подобен на този на слънцето - той е доминиран от реакции на водородния цикъл. Тя остава в това състояние през по-голямата част от живота си, намирайки се в главната последователност на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел (фиг. 1) (показваща връзката между абсолютната звездна величина, светимостта, спектралния клас и повърхностната температура на звездата, 1910 г.), докато резервите му от гориво се изчерпват в сърцевината му. Когато целият водород в центъра на звездата се преобразува в хелий, се образува хелиево ядро, а термоядреното изгаряне на водорода продължава в неговата периферия. През този период структурата на звездата започва да се променя. Светимостта й се увеличава, външните й слоеве се разширяват и температурата на повърхността й намалява - звездата се превръща в червен гигант, който образува клон на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Звездата прекарва значително по-малко време в този клон, отколкото в основната последователност. Когато натрупаната маса на хелиевото ядро ​​стане значителна, то не може да издържи собственото си тегло и започва да се свива; ако звездата е достатъчно масивна, повишаващата се температура може да предизвика по-нататъшна термоядрена трансформация на хелия в по-тежки елементи (хелий във въглерод, въглерод в кислород, кислород в силиций и накрая силиций в желязо).

2. Термоядрен синтез във вътрешността на звездите

До 1939 г. е установено, че източникът на звездна енергия е термоядрен синтез, протичащ в недрата на звездите. Повечето звезди излъчват, защото в тяхното ядро ​​четири протона се комбинират чрез поредица от междинни стъпки в една алфа частица. Тази трансформация може да се случи по два основни начина, наречени протон-протонен или p-p цикъл и въглерод-азот или CN цикъл. При звездите с ниска маса освобождаването на енергия се осигурява главно от първия цикъл, при тежките звезди - от втория. Запасите от ядрено гориво в една звезда са ограничени и постоянно се изразходват за радиация. Процесът на термоядрен синтез, който освобождава енергия и променя състава на материята на звездата, в комбинация с гравитацията, която се стреми да компресира звездата и също освобождава енергия, както и радиация от повърхността, която отнася освободената енергия, са основните движещи сили на звездната еволюция. Еволюцията на една звезда започва в гигантски молекулен облак, наричан още звездна люлка. Повечето от "празното" пространство в една галактика всъщност съдържа между 0,1 и 1 молекула на cm?. Молекулярният облак има плътност от около милион молекули на cm?. Масата на такъв облак надвишава масата на Слънцето 100 000-10 000 000 пъти поради неговия размер: от 50 до 300 светлинни години в диаметър. Докато облакът се върти свободно около центъра на родната си галактика, нищо не се случва. Въпреки това, поради нееднородността на гравитационното поле, в него могат да възникнат смущения, водещи до локални концентрации на маса. Такива смущения причиняват гравитационен колапс на облака. Един от сценариите, водещи до това, е сблъсък на два облака. Друго събитие, причиняващо колапс, може да бъде преминаването на облак през плътния ръкав на спирална галактика. Критичен фактор може да бъде и експлозията на близка супернова, чиято ударна вълна ще се сблъска с молекулярния облак с огромна скорост. Също така е възможно галактики да се сблъскат, което може да причини избухване на звездообразуване, тъй като газовите облаци във всяка галактика се компресират от сблъсъка. Като цяло, всякакви нехомогенности в силите, действащи върху масата на облака, могат да инициират процеса на образуване на звезди. Поради възникналите нехомогенности, налягането на молекулярния газ вече не може да предотврати по-нататъшно компресиране и газът започва да се събира около центъра на бъдещата звезда под въздействието на силите на гравитационно привличане. Половината от освободената гравитационна енергия отива за нагряване на облака, а половината отива за светлинно излъчване. В облаците налягането и плътността нарастват към центъра и колапсът на централната част става по-бързо от периферията. Докато се свива, средният свободен път на фотоните намалява и облакът става все по-малко прозрачен за собственото си излъчване. Това води до по-бързо повишаване на температурата и още по-бързо повишаване на налягането. В резултат на това градиентът на налягане балансира гравитационната сила и се образува хидростатично ядро ​​с маса около 1% от масата на облака. Този момент е невидим. По-нататъшното развитие на протозвездата е натрупването на материя, която продължава да пада върху „повърхността“ на ядрото, което поради това нараства по размер. Масата на свободно движещата се материя в облака се изчерпва и звездата става видима в оптичния диапазон. Този момент се счита за края на протозвездната фаза и началото на фазата на младата звезда. Процесът на звездообразуване може да бъде описан по единен начин, но следващите етапи от развитието на звездата зависят почти изцяло от нейната маса и едва в самия край на звездната еволюция химическият състав може да играе роля.

3. Среден жизнен цикъл на звезда

Звездите се предлагат в голямо разнообразие от цветове и размери. Техният спектрален тип варира от горещо синьо до студено червено, а масата им варира от 0,0767 до повече от 200 слънчеви маси. Яркостта и цветът на звездата зависи от температурата на нейната повърхност, която от своя страна се определя от нейната маса. Всички нови звезди „заемат своето място“ в главната последователност според техния химичен състав и маса. Не говорим за физическото движение на звездата - само за нейното положение върху посочената диаграма в зависимост от параметрите на звездата. Всъщност движението на звезда по диаграмата съответства само на промяна в параметрите на звездата. Малките, хладни червени джуджета бавно изгарят своите запаси от водород и остават в главната последователност стотици милиарди години, докато масивните свръхгиганти ще напуснат главната последователност в рамките на няколко милиона години след образуването. Средно големи звезди като Слънцето остават в главната последователност средно 10 милиарда години. Смята се, че Слънцето все още е върху него, тъй като е в средата на жизнения си цикъл. След като звездата изчерпи водорода в ядрото си, тя напуска главната последователност. След определено време - от един милион до десетки милиарди години, в зависимост от първоначалната маса - звездата изчерпва водородните ресурси на ядрото. При големите и горещи звезди това се случва много по-бързо, отколкото при малките и по-хладни. Изчерпването на запасите от водород води до спиране на термоядрените реакции. Без налягането, генерирано от тези реакции за балансиране на собственото гравитационно привличане на звездата, звездата започва да се свива отново, както е направила по-рано по време на своето формиране. Температурата и налягането се повишават отново, но за разлика от етапа на протозвездата, повече високо ниво. Колапсът продължава, докато термоядрените реакции, включващи хелий, започнат при температура от приблизително 100 милиона K. Термоядреното изгаряне на материята, възобновено на ново ниво, причинява чудовищното разширяване на звездата. Звездата се "загубва" и размерът й се увеличава приблизително 100 пъти. Така звездата се превръща в червен гигант, а фазата на изгаряне на хелий продължава около няколко милиона години. Почти всички червени гиганти са променливи звезди. Какво ще се случи след това отново зависи от масата на звездата.

4. По-късни години и смърт на звезди

Стари звезди с ниска маса

Към днешна дата не е известно със сигурност какво се случва с леките звезди след изчерпване на запасите от водород. Тъй като възрастта на Вселената е 13,7 милиарда години, което не е достатъчно, за да се изчерпи запасът от водородно гориво в такива звезди, съвременни теориисе основават на компютърно моделиране на процесите, протичащи в такива звезди. Някои звезди могат да синтезират хелий само в определени активни зони, причинявайки нестабилност и силни звездни ветрове. В този случай не се образува планетарна мъглявина и звездата само се изпарява, ставайки дори по-малка от кафяво джудже. Звезди с маси, по-малки от 0,5 слънчеви, не са в състояние да преобразуват хелий дори след спиране на реакции, включващи водород в ядрото - тяхната маса е твърде малка, за да осигури нова фаза на гравитационно компресиране до степен, която инициира "запалването" на хелий. Тези звезди включват червени джуджета като Проксима Кентавър, които имат живот в главната последователност от десетки милиарди до десетки трилиони години. След прекратяване на термоядрените реакции в ядрото им, те, постепенно охлаждайки се, ще продължат да излъчват слабо в инфрачервения и микровълновия диапазон на електромагнитния спектър.

Звезди със среден размер

Когато звездата достигне среден размер(от 0,4 до 3,4 слънчеви маси) на фазата на червения гигант, ядрото му изчерпва водорода и започват реакциите на синтез на въглерод от хелий. Този процес се случва при по-високи температури и следователно потокът от енергия от ядрото се увеличава, което води до факта, че външните слоеве на звездата започват да се разширяват. Началото на синтеза на въглерод бележи нов етап в живота на една звезда и продължава известно време. За звезда, подобна по размер на Слънцето, този процес може да отнеме около милиард години. Промените в количеството излъчена енергия карат звездата да преминава през периоди на нестабилност, включително промени в размера, повърхностната температура и изхода на енергия. Изходът на енергия се измества към нискочестотно излъчване. Всичко това е придружено от нарастваща загуба на маса поради силни звездни ветрове и интензивни пулсации. Звездите в тази фаза се наричат ​​звезди от късен тип, OH-IR звезди или звезди, подобни на Мира, в зависимост от техните точни спецификации. Изхвърленият газ е относително богат на тежки елементи, произведени във вътрешността на звездата, като кислород и въглерод. Газът образува разширяваща се обвивка и се охлажда, докато се отдалечава от звездата, което позволява образуването на прахови частици и молекули. Със силно инфрачервено лъчение от централната звезда, идеални условияза активиране на мазери. Реакциите на горене на хелий са много чувствителни към температурата. Понякога това води до голяма нестабилност. Възникват силни пулсации, които в крайна сметка придават достатъчно ускорение на външните слоеве, за да бъдат изхвърлени и превърнати в планетарна мъглявина. В центъра на мъглявината остава голото ядро ​​на звездата, в което спират термоядрените реакции и докато се охлажда, се превръща в хелиево бяло джудже, обикновено с маса до 0,5-0,6 слънчева и диаметър на ред на диаметъра на Земята.

Бели джуджета

Скоро след светкавицата на хелия въглеродът и кислородът се „запалват“; всяко от тези събития предизвиква сериозно преструктуриране на звездата и нейното бързо движение по диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Размерът на атмосферата на звездата се увеличава още повече и тя започва интензивно да губи газ под формата на разпръснати потоци от звезден вятър. Съдбата на централната част на звездата зависи изцяло от нейната първоначална маса: ядрото на звездата може да завърши еволюцията си като бяло джудже (звезди с ниска маса); ако масата му в по-късните етапи на еволюцията надвишава границата на Чандрасекар - като неутронна звезда (пулсар); ако масата надхвърли границата на Опенхаймер - Волков - като черна дупка. В последните два случая завършването на еволюцията на звездите е придружено от катастрофални събития - експлозии на свръхнови. По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват еволюцията си чрез свиване, докато налягането на изродените електрони балансира гравитацията. В това състояние, когато размерът на звездата намалява сто пъти, а плътността става милион пъти по-висока от плътността на водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, постепенно изстивайки, става тъмен и невидим. В звездите, по-масивни от Слънцето, налягането на изродените електрони не може да спре по-нататъшното компресиране на ядрото и електроните започват да се „притискат“ в атомни ядра, което води до превръщането на протоните в неутрони, между които няма електростатично отблъскване сили. Такава неутронизация на материята води до факта, че размерът на звездата, която всъщност представлява едно огромно атомно ядро, се измерва на няколко километра, а плътността е 100 милиона пъти по-висока от плътността на водата. Такъв обект се нарича неутронна звезда.

Свръхмасивни звезди

След като звезда с маса, по-голяма от пет пъти тази на слънцето, навлезе в етапа на червения свръхгигант, ядрото й започва да се свива под въздействието на гравитацията. С увеличаване на компресията температурата и плътността се увеличават и започва нова последователност от термоядрени реакции. При такива реакции се синтезират все по-тежки елементи: хелий, въглерод, кислород, силиций и желязо, което временно ограничава колапса на ядрото. В крайна сметка, тъй като се формират все по-тежки елементи от периодичната таблица, желязо-56 се синтезира от силиций. На този етап по-нататъшният термоядрен синтез става невъзможен, тъй като ядрото на желязо-56 има максимален дефект на масата и образуването на по-тежки ядра с освобождаване на енергия е невъзможно. Следователно, когато желязното ядро ​​на звезда достигне определен размер, налягането в него вече не е в състояние да издържи на гравитацията на външните слоеве на звездата и настъпва незабавен колапс на ядрото с неутронизация на неговата материя. Какво се случва след това все още не е напълно ясно, но във всеки случай процесите, протичащи за секунди, водят до експлозия на свръхнова с невероятна сила. Съпътстващият изблик на неутрино провокира ударна вълна. Силни струи от неутрино и въртящо се магнитно поле изтласкват голяма част от натрупания материал на звездата - така наречените зародишни елементи, включително желязо и по-леки елементи. Експлодиралата материя се бомбардира от неутрони, излъчвани от ядрото, като ги улавя и по този начин създава набор от елементи, по-тежки от желязото, включително радиоактивни, до уран (и може би дори калифорний). По този начин експлозиите на свръхнови обясняват наличието на елементи, по-тежки от желязото, в междузвездната материя, което обаче не е единственият възможен начин за тяхното образуване; това се демонстрира например от технециевите звезди. Взривната вълна и струите неутрино отнасят материята далеч от умиращата звезда в междузвездното пространство. Впоследствие, докато се охлажда и се движи в космоса, този материал от свръхнова може да се сблъска с други космически „боклуци“ и евентуално да участва във формирането на нови звезди, планети или спътници. Процесите, протичащи по време на образуването на свръхнова, все още се изучават и засега няма яснота по този въпрос. Също така под въпрос е какво всъщност остава от оригиналната звезда. Разглеждат се обаче два варианта: неутронни звезди и черни дупки.

Неутронни звезди

Известно е, че при някои свръхнови силната гравитация в дълбините на свръхгиганта принуждава електроните да бъдат абсорбирани от атомното ядро, където те се сливат с протони, за да образуват неутрони. Този процес се нарича неутронизация. Електромагнитните сили, разделящи близките ядра, изчезват. Сега ядрото на звездата е плътна топка от атомни ядра и отделни неутрони. Такива звезди, известни като неутронни звезди, са изключително малки - не по-големи от голям град - и имат невъобразимо висока плътност. Техният орбитален период става изключително кратък, когато размерът на звездата намалява (поради запазване на ъгловия момент). Някои правят 600 оборота в секунда. За някои от тях ъгълът между вектора на излъчване и оста на въртене може да бъде такъв, че Земята да попадне в конуса, образуван от това излъчване; в този случай е възможно да се открие радиационен импулс, повтарящ се на интервали, равни на орбиталния период на звездата. Такива неутронни звезди бяха наречени „пулсари“ и станаха първите открити неутронни звезди.

Черни дупки

Не всички свръхнови стават неутронни звезди. Ако звездата има достатъчно голяма маса, тогава колапсът на звездата ще продължи и самите неутрони ще започнат да падат навътре, докато нейният радиус стане по-малък от радиуса на Шварцшилд. След това звездата се превръща в черна дупка. Съществуването на черни дупки е предсказано от общата теория на относителността. Според тази теория материята и информацията не могат да напуснат Черна дупканяма начин. Въпреки това, квантовата механика вероятно прави изключения от това правило възможни. Остава номер отворени въпроси. Главният от тях: „Има ли изобщо черни дупки?“ В крайна сметка, за да се каже със сигурност, че даден обект е черна дупка, е необходимо да се наблюдава неговият хоризонт на събитията. Това е невъзможно само чрез дефиниране на хоризонта, но с помощта на ултра-дълга базова радиоинтерферометрия е възможно да се определи показателят в близост до обект, както и да се запише бърза променливост за милисекунди. Тези свойства, наблюдавани в един обект, трябва окончателно да докажат съществуването на черни дупки.

Термоядрен синтез във вътрешността на звездите

По това време за звезди с маса, по-голяма от 0,8 слънчеви маси, ядрото става прозрачно за радиация и преносът на радиационна енергия в ядрото преобладава, докато обвивката в горната част остава конвективна. Никой не знае със сигурност как звезди с по-ниска маса пристигат в главната последователност, тъй като времето, което тези звезди прекарват в младата категория, надвишава възрастта на Вселената. Всички наши идеи за еволюцията на тези звезди се основават на числени изчисления.

Когато звездата се свие, налягането на изродения електронен газ започва да се увеличава и при определен радиус на звездата това налягане спира растежа централна температура, а след това започва да го сваля. А за звезди, по-малки от 0,08, това се оказва фатално: енергията, освободена по време на ядрени реакции, никога няма да бъде достатъчна, за да покрие разходите за радиация. Такива подзвезди се наричат ​​кафяви джуджета и тяхната съдба е постоянно компресиране, докато налягането на изродения газ го спре, и след това постепенно охлаждане със спиране на всички ядрени реакции.

Млади звезди с междинна маса

Младите звезди с междинна маса (от 2 до 8 пъти по-голяма от масата на Слънцето) се развиват качествено точно по същия начин като техните по-малки сестри, с изключение на това, че нямат конвективни зони до главната последователност.

Обектите от този тип са свързани с т.нар. Звезди Ae\Be Herbit с неправилни променливи от спектрален тип B-F5. Имат и биполярни реактивни дискове. Скоростта на изтичане, осветеността и ефективната температура са значително по-високи от тези за τ Телец, така че те ефективно нагряват и разпръскват остатъците от протозвездния облак.

Млади звезди с маса над 8 слънчеви маси

Всъщност това вече са нормални звезди. Докато масата на хидростатичното ядро ​​се натрупваше, звездата успя да премине през всички междинни етапи и да нагрее ядрените реакции до такава степен, че те компенсираха загубите от радиация. За тези звезди изтичането на маса и яркост е толкова голямо, че не само спира колапса на останалите външни региони, но ги изтласква обратно. Така масата на получената звезда е значително по-малка от масата на протозвездния облак. Най-вероятно това обяснява липсата в нашата галактика на звезди с повече от 100-200 пъти масата на Слънцето.

Среден жизнен цикъл на звезда

Сред формираните звезди има огромно разнообразие от цветове и размери. Те варират в спектрален вид от горещо синьо до студено червено, а в маса - от 0,08 до повече от 200 слънчеви маси. Яркостта и цветът на звездата зависи от температурата на нейната повърхност, която от своя страна се определя от нейната маса. Всички нови звезди „заемат своето място“ в главната последователност според техния химичен състав и маса. Не говорим за физическото движение на звездата - само за нейното положение върху посочената диаграма в зависимост от параметрите на звездата. Тоест, ние всъщност говорим само за промяна на параметрите на звездата.

Какво ще се случи след това отново зависи от масата на звездата.

По-късни години и смърт на звезди

Стари звезди с ниска маса

Към днешна дата не е известно със сигурност какво се случва с леките звезди след изчерпване на запасите от водород. Тъй като възрастта на Вселената е 13,7 милиарда години, което не е достатъчно, за да изчерпи запасите от водородно гориво, съвременните теории се основават на компютърни симулации на процесите, протичащи в такива звезди.

Някои звезди могат да сливат хелий само в определени активни региони, причинявайки нестабилност и силни слънчеви ветрове. В този случай не се образува планетарна мъглявина и звездата само се изпарява, ставайки дори по-малка от кафяво джудже.

Но звезда с маса, по-малка от 0,5 слънчева, никога няма да може да синтезира хелий дори след прекратяване на реакциите, включващи водород в ядрото. Тяхната звездна обвивка не е достатъчно масивна, за да преодолее налягането, генерирано от ядрото. Тези звезди включват червени джуджета (като Проксима Кентавър), които са били в главната последователност от стотици милиарди години. След прекратяване на термоядрените реакции в ядрото им, те, постепенно охлаждайки се, ще продължат да излъчват слабо в инфрачервения и микровълновия диапазон на електромагнитния спектър.

Звезди със среден размер

Когато звезда със среден размер (от 0,4 до 3,4 слънчеви маси) достигне фазата на червения гигант, нейните външни слоеве продължават да се разширяват, ядрото се свива и реакциите започват да синтезират въглерод от хелий. Fusion освобождава много енергия, давайки на звездата временно отлагане. За звезда, подобна по размер на Слънцето, този процес може да отнеме около милиард години.

Промените в количеството излъчена енергия карат звездата да преминава през периоди на нестабилност, включително промени в размера, повърхностната температура и изхода на енергия. Изходът на енергия се измества към нискочестотно излъчване. Всичко това е придружено от нарастваща загуба на тегло поради силна слънчеви ветровеи интензивни пулсации. Звездите в тази фаза се наричат звезди от късен тип, OH -IR звездиили подобни на Мира звезди, в зависимост от точните им характеристики. Изхвърленият газ е относително богат на тежки елементи, произведени във вътрешността на звездата, като кислород и въглерод. Газът образува разширяваща се обвивка и се охлажда, докато се отдалечава от звездата, което позволява образуването на прахови частици и молекули. При силно инфрачервено излъчване от централната звезда в такива черупки се образуват идеални условия за активиране на мазерите.

Реакциите на горене на хелий са много чувствителни към температурата. Понякога това води до голяма нестабилност. Възникват силни пулсации, които в крайна сметка предават достатъчно кинетична енергия на външните слоеве, за да бъдат изхвърлени и да се превърнат в планетарна мъглявина. В центъра на мъглявината остава ядрото на звездата, което, докато се охлажда, се превръща в хелиево бяло джудже, обикновено с маса до 0,5-0,6 слънчева и диаметър от порядъка на диаметъра на Земята .

Бели джуджета

По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват еволюцията си чрез свиване, докато налягането на изродените електрони балансира гравитацията. В това състояние, когато размерът на звездата намалява сто пъти, а плътността става милион пъти по-висока от плътността на водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, постепенно изстивайки, става тъмен и невидим.

В звезди, по-масивни от Слънцето, налягането на изродените електрони не може да задържи компресията на ядрото и продължава, докато повечето от частиците се превърнат в неутрони, опаковани толкова плътно, че размерът на звездата се измерва в километри и е 100 милиони пъти по-плътна вода. Такъв обект се нарича неутронна звезда; неговото равновесие се поддържа от налягането на изродената неутронна материя.

Свръхмасивни звезди

След като външните слоеве на звезда с маса по-голяма от пет слънчеви маси са се разпръснали, за да образуват червен свръхгигант, ядрото започва да се компресира поради гравитационните сили. С увеличаване на компресията температурата и плътността се увеличават и започва нова последователност от термоядрени реакции. При такива реакции се синтезират тежки елементи, които временно възпират колапса на ядрото.

В крайна сметка, тъй като се формират все по-тежки елементи от периодичната таблица, желязо-56 се синтезира от силиций. До този момент синтезът на елементите е освободен голям бройенергия, но желязното ядро ​​-56 има максимален дефект на масата и образуването на по-тежки ядра е неблагоприятно. Следователно, когато желязното ядро ​​на звезда достигне определена стойност, налягането в него вече не е в състояние да издържи на колосалната сила на гравитацията и настъпва незабавен колапс на ядрото с неутронизация на неговата материя.

Какво се случва след това не е съвсем ясно. Но каквото и да е, то предизвиква експлозия на свръхнова с невероятна сила за секунди.

Съпътстващият изблик на неутрино провокира ударна вълна. Силни струи от неутрино и въртящо се магнитно поле изтласкват голяма част от натрупания материал на звездата - така наречените зародишни елементи, включително желязо и по-леки елементи. Експлодиралата материя се бомбардира от неутрони, излъчвани от ядрото, като ги улавя и по този начин създава набор от елементи, по-тежки от желязото, включително радиоактивни, до уран (и може би дори калифорний). Така експлозиите на свръхнови обясняват наличието на елементи, по-тежки от желязото, в междузвездната материя.

Взривната вълна и струите неутрино пренасят материал от умиращата звезда в междузвездното пространство. Впоследствие, движейки се в космоса, този материал от свръхнова може да се сблъска с други космически отпадъци и евентуално да участва във формирането на нови звезди, планети или спътници.

Процесите, протичащи по време на образуването на свръхнова, все още се изучават и засега няма яснота по този въпрос. Също така е под въпрос какво всъщност е останало от оригиналната звезда. Обмислят се обаче два варианта:

Неутронни звезди

Известно е, че при някои свръхнови силната гравитация в дълбините на свръхгиганта кара електроните да падат в атомното ядро, където се сливат с протони, за да образуват неутрони. Електромагнитните сили, разделящи близките ядра, изчезват. Сега ядрото на звездата е плътна топка от атомни ядра и отделни неутрони.

Такива звезди, известни като неутронни звезди, са изключително малки - не повече от размера на голям град - и имат невъобразимо висока плътност. Техният орбитален период става изключително кратък, когато размерът на звездата намалява (поради запазване на ъгловия момент). Някои правят 600 оборота в секунда. Когато оста, свързваща северния и южния магнитни полюси на тази бързо въртяща се звезда, сочи към Земята, може да бъде открит импулс на радиация, повтарящ се на интервали, равни на орбиталния период на звездата. Такива неутронни звезди бяха наречени „пулсари“ и станаха първите открити неутронни звезди.

Черни дупки

Не всички свръхнови стават неутронни звезди. Ако звездата има достатъчно голяма маса, тогава колапсът на звездата ще продължи и самите неутрони ще започнат да падат навътре, докато нейният радиус стане по-малък от радиуса на Шварцшилд. След това звездата се превръща в черна дупка.

Съществуването на черни дупки е предсказано от общата теория на относителността. Според общата теория на относителността материята и информацията не могат да напуснат черна дупка при никакви условия. Квантовата механика обаче допуска изключения от това правило.

Остават редица отворени въпроси. Главният от тях: „Има ли изобщо черни дупки?“ В крайна сметка, за да се каже със сигурност, че даден обект е черна дупка, е необходимо да се наблюдава неговият хоризонт на събитията. Всички опити за това завършиха с неуспех. Но все още има надежда, тъй като някои обекти не могат да бъдат обяснени без включването на акреция и акреция върху обект без твърда повърхност, но това не доказва самото съществуване на черни дупки.

Въпросите също са открити: възможно ли е звезда да колабира директно в черна дупка, заобикаляйки свръхнова? Има ли свръхнови, които по-късно ще станат черни дупки? Какво е точното влияние на първоначалната маса на звездата върху формирането на обекти в края на нейния жизнен цикъл?

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 състави звезди, 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 с различни маси се озовават в 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 плътностелектроните се комбинират с протоните, 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.

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 във физическите характеристики на небесните тела не е спряла нито за секунда. 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 случват огромни трансформации, по време на които се променя химичният състав, физически характеристикии 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 бучка студен междузвезден газ, който под въздействието на външни и вътрешни гравитационни сили се компресира до състояние на 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. В съвременната астрофизика процесите на трансформация на звездите 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. Поради високата плътност, ядрото се изражда и 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.