Stadien der Sternentwicklung. Junge Sterne mit geringer Masse

Wie alle Körper in der Natur können auch Sterne nicht unverändert bleiben. Sie werden geboren, entwickeln sich und „sterben“ schließlich. Die Entwicklung von Sternen dauert Milliarden von Jahren, über den Zeitpunkt ihrer Entstehung gibt es jedoch Debatten. Früher glaubten Astronomen, dass der Prozess ihrer „Geburt“ abläuft Sternenstaub dauert Millionen von Jahren, aber vor nicht allzu langer Zeit wurden Fotos einer Himmelsregion aus dem Großen Orionnebel gemacht. Im Laufe mehrerer Jahre ein kleiner

Fotos aus dem Jahr 1947 zeigten eine kleine Gruppe sternähnlicher Objekte an diesem Ort. 1954 waren einige von ihnen bereits länglich geworden, und fünf Jahre später zerfielen diese Objekte in einzelne. Damit fand der Prozess der Sternentstehung erstmals buchstäblich vor den Augen der Astronomen statt.

Schauen wir uns die Struktur und Entwicklung der Sterne im Detail an, wo ihr nach menschlichen Maßstäben endloses Leben beginnt und endet.

Traditionell gehen Wissenschaftler davon aus, dass Sterne durch die Kondensation von Gas- und Staubwolken entstehen. Unter dem Einfluss der Gravitationskräfte bildet sich aus den entstehenden Wolken eine undurchsichtige Wolke. Gasball, dichte Struktur. Sein Innendruck kann die ihn komprimierenden Gravitationskräfte nicht ausgleichen. Allmählich zieht sich die Kugel so stark zusammen, dass die Temperatur im Inneren des Sterns ansteigt und der Druck des heißen Gases im Inneren der Kugel die äußeren Kräfte ausgleicht. Danach stoppt die Komprimierung. Die Dauer dieses Prozesses hängt von der Masse des Sterns ab und liegt normalerweise zwischen zwei und mehreren hundert Millionen Jahren.

Die Struktur von Sternen impliziert sehr hohe Temperaturen in ihren Kernen, was zu kontinuierlichen thermonuklearen Prozessen beiträgt (der Wasserstoff, der sie bildet, wird zu Helium). Es sind diese Prozesse, die eine intensive Strahlung von Sternen verursachen. Die Zeit, in der sie den verfügbaren Wasserstoffvorrat verbrauchen, wird durch ihre Masse bestimmt. Davon hängt auch die Bestrahlungsdauer ab.

Wenn die Wasserstoffreserven erschöpft sind, nähert sich die Entwicklung von Sternen dem Entstehungsstadium. Dies geschieht wie folgt. Nachdem die Energiefreisetzung aufhört, beginnen die Gravitationskräfte, den Kern zu komprimieren. Gleichzeitig nimmt der Stern deutlich an Größe zu. Auch die Leuchtkraft nimmt mit fortschreitendem Prozess zu, allerdings nur um dünne Schicht an der Kerngrenze.

Dieser Prozess geht mit einem Temperaturanstieg des kontrahierenden Heliumkerns und der Umwandlung von Heliumkernen in Kohlenstoffkerne einher.

Es wird vorhergesagt, dass unsere Sonne in acht Milliarden Jahren zu einem Roten Riesen werden könnte. Sein Radius wird um das Zehnfache und seine Leuchtkraft um das Hundertfache im Vergleich zu den aktuellen Werten zunehmen.

Die Lebensdauer eines Sterns hängt, wie bereits erwähnt, von seiner Masse ab. Objekte mit einer Masse, die kleiner als die der Sonne ist, „verbrauchen“ ihre Reserven sehr wirtschaftlich, sodass sie zig Milliarden Jahre lang leuchten können.

Die Entwicklung der Sterne endet mit der Entstehung. Dies geschieht bei denjenigen von ihnen, deren Masse nahe an der Masse der Sonne liegt, d. h. 1,2 davon nicht überschreitet.

Riesensterne neigen dazu, ihren Kernbrennstoffvorrat schnell zu erschöpfen. Damit einher geht ein erheblicher Masseverlust, insbesondere durch das Ablösen von Außenhüllen. Dadurch bleibt nur der allmählich abkühlende Mittelteil übrig, in dem Kernreaktionen ganz aufgehört. Mit der Zeit hören solche Sterne auf zu strahlen und werden unsichtbar.

Aber manchmal wird die normale Entwicklung und Struktur von Sternen gestört. Am häufigsten handelt es sich dabei um massive Objekte, die alle Arten von thermonuklearem Brennstoff erschöpft haben. Dann können sie in Neutronen umgewandelt werden, oder je mehr Wissenschaftler über diese Objekte erfahren, desto mehr neue Fragen stellen sich.

Betrachten wir kurz die Hauptstadien der Sternentwicklung.

Veränderung der körperlichen Eigenschaften, Interne Struktur und die chemische Zusammensetzung des Sterns im Laufe der Zeit.

Fragmentierung der Materie. .

Es wird angenommen, dass Sterne durch gravitative Kompression von Fragmenten einer Gas- und Staubwolke entstehen. Sogenannte Globuli können also Orte der Sternentstehung sein.

Eine Kugel ist eine dichte, undurchsichtige interstellare Wolke aus molekularem Staub (Gasstaub), die vor dem Hintergrund beobachtet wird leuchtende Wolken Gas und Staub in Form einer dunklen runden Formation. Besteht überwiegend aus molekularem Wasserstoff (H 2) und Helium ( Er ) mit einer Beimischung von Molekülen anderer Gase und festen interstellaren Staubkörnern. Gastemperatur in der Kugel (hauptsächlich die Temperatur von molekularem Wasserstoff) T≈ 10 ÷ 50K, durchschnittliche Dichte n~ 10 5 Partikel/cm 3, was mehrere Größenordnungen größer ist als in den dichtesten herkömmlichen Gas- und Staubwolken, Durchmesser D~ 0,1 ÷ 1 . Masse der Kügelchen M≤ 10 2 × M ⊙ . In einigen Kügelchen, junger Typ T Stier.

Die Wolke wird durch ihre eigene Schwerkraft aufgrund der Gravitationsinstabilität komprimiert, die entweder spontan oder als Ergebnis der Wechselwirkung der Wolke mit einer Stoßwelle eines Überschall-Sternwindstroms von einer anderen nahegelegenen Sternentstehungsquelle entstehen kann. Es gibt andere mögliche Ursachen für die Gravitationsinstabilität.

Theoretische Studien zeigen, dass unter den Bedingungen, die in gewöhnlichen Molekülwolken herrschen (T≈ 10 ÷ 30K und n ~ 10 2 Teilchen/cm 3), die anfängliche kann in Wolkenvolumina mit der Masse M auftreten≥ 10 3 × M ⊙ . In einer solchen kollabierenden Wolke ist ein weiterer Zerfall in weniger massive Fragmente möglich, die jeweils auch unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft komprimiert werden. Beobachtungen zeigen, dass in der Galaxie während des Prozesses der Sternentstehung nicht ein einziger, sondern eine Gruppe von Sternen entsteht verschiedene Massen, zum Beispiel ein offener Sternhaufen.

Bei der Komprimierung in den zentralen Regionen der Wolke nimmt die Dichte zu, was zu einem Moment führt, in dem die Substanz dieses Teils der Wolke für ihre eigene Strahlung undurchsichtig wird. In den Tiefen der Wolke entsteht eine stabile dichte Kondensation, die Astronomen oh nennen.

Unter Fragmentierung von Materie versteht man den Zerfall einer molekularen Staubwolke in kleinere Teile, deren weiterer Teil zum Erscheinen führt.

- ein astronomisches Objekt, das sich in der Phase befindet, aus der es nach einiger Zeit (diesmal für die Sonnenmasse) verschwindet T~ 10 8 Jahre) normal gebildet wird.

Mit dem weiteren Fall der Materie von der Gashülle auf den Kern (Akkretion) nimmt dessen Masse und damit die Temperatur so stark zu, dass Gas- und Strahlungsdruck den Kräften gegenübergestellt werden. Die Kernelkomprimierung stoppt. Die Formation ist von einer Hülle aus Gas und Staub umgeben, die für optische Strahlung undurchlässig ist und nur Infrarot- und längerwellige Strahlung durchlässt. Ein solches Objekt (-Kokon) wird beobachtet als kraftvolle Quelle Radio- und Infrarotstrahlung.

Bei einem weiteren Anstieg der Masse und Temperatur des Kerns stoppt der leichte Druck die Akkretion und die Überreste der Hülle werden im Weltraum verstreut. Eine junge Frau erscheint physikalische Eigenschaften die von seiner Masse und der anfänglichen chemischen Zusammensetzung abhängen.

Die Hauptenergiequelle für einen entstehenden Stern ist offenbar die Energie, die bei der Gravitationskompression freigesetzt wird. Diese Annahme ergibt sich aus dem Virialsatz: In einem stationären System ist die Summe der potentiellen Energie E p alle Mitglieder des Systems und verdoppeln die kinetische Energie 2 E zu dieser Terme ist gleich Null:

E p + 2 E k = 0. (39)

Der Satz gilt für Teilchensysteme, die sich in einem begrenzten Raumbereich unter dem Einfluss von Kräften bewegen, deren Größe umgekehrt proportional zum Quadrat des Abstands zwischen den Teilchen ist. Daraus folgt, dass die thermische (kinetische) Energie gleich der Hälfte der gravitativen (potenziellen) Energie ist. Wenn sich ein Stern zusammenzieht, nimmt die Gesamtenergie des Sterns ab, während die Gravitationsenergie abnimmt: Die Hälfte der Änderung der Gravitationsenergie verlässt den Stern durch Strahlung und aufgrund der zweiten Hälfte nimmt sie zu Wärmeenergie Sterne.

Junge Sterne mit geringer Masse(bis zu drei Sonnenmassen), die sich der Hauptreihe nähern, sind vollständig konvektiv; Der Konvektionsprozess erfasst alle Bereiche des Sterns. Dabei handelt es sich im Wesentlichen um Protosterne, in deren Zentrum gerade erst Kernreaktionen beginnen, und die gesamte Strahlung entsteht hauptsächlich durch. Es konnte noch nicht nachgewiesen werden, dass der Stern bei konstanter effektiver Temperatur schwindet. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm bilden solche Sterne eine fast vertikale Bahn, die Hayashi-Bahn genannt wird. Wenn die Kompression nachlässt, nähern sich die Jungen der Hauptsequenz.

Wenn sich der Stern zusammenzieht, beginnt der Druck des entarteten Elektronengases zu steigen, und wenn ein bestimmter Radius des Sterns erreicht ist, stoppt die Kompression, was zu einem Stopp des weiteren Wachstums führt zentrale Temperatur, verursacht durch Kompression, und dann zu seiner Abnahme. Bei Sternen mit weniger als 0,0767 Sonnenmassen ist dies nicht der Fall: Die bei Kernreaktionen freigesetzte Energie reicht nie aus, um den Innendruck auszugleichen. Solche „Untersterne“ geben mehr Energie ab, als bei Kernreaktionen entsteht, und werden als sogenannte „Untersterne“ klassifiziert; Ihr Schicksal ist eine ständige Kompression, bis der Druck des entarteten Gases es stoppt, und dann eine allmähliche Abkühlung mit dem Aufhören aller begonnenen Kernreaktionen.

Junge Sterne mittlerer Masse (vom 2- bis 8-fachen der Sonnenmasse) entwickeln sich qualitativ genauso wie ihre kleineren Schwestern, mit der Ausnahme, dass sie bis zur Hauptreihe keine Konvektionszonen haben.

Sterne mit einer Masse von mehr als 8 Sonnenmassenhaben bereits die Eigenschaften normaler Sterne, da sie alle Zwischenstadien durchlaufen haben und eine solche Geschwindigkeit der Kernreaktionen erreichen konnten, dass sie den Energieverlust durch Strahlung ausgleichen, während sich die Kernmasse ansammelt. Der Massenabfluss aus diesen Sternen ist so groß, dass er nicht nur den Kollaps der äußeren Bereiche der Molekülwolke, die noch nicht Teil des Sterns geworden sind, stoppt, sondern sie im Gegenteil auftaut. Somit ist die Masse des entstehenden Sterns deutlich geringer als die Masse der protostellaren Wolke.

Hauptfolge

Die Temperatur des Sterns steigt, bis sie in den zentralen Regionen Werte erreicht, die ausreichen, um thermonukleare Reaktionen zu ermöglichen, die dann zur Hauptenergiequelle des Sterns werden. Für massereiche Sterne ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) ist die „Verbrennung“ von Wasserstoff im Kohlenstoffkreislauf; Bei Sternen mit einer Masse, die gleich oder kleiner als die Masse der Sonne ist, wird bei der Proton-Proton-Reaktion Energie freigesetzt. tritt in das Gleichgewichtsstadium ein und nimmt seinen Platz auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms ein: Ein Stern mit großer Masse hat eine sehr hohe Kerntemperatur ( T ≥ 3 × 10 7 K ), die Energieproduktion ist sehr intensiv, - auf der Hauptreihe nimmt sie einen Platz über der Sonne im Bereich des frühen ( O … A , (F )); Ein Stern mit geringer Masse hat eine relativ niedrige Kerntemperatur ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), die Energieproduktion ist nicht so intensiv, - auf der Hauptreihe nimmt sie einen Platz neben oder unter der Sonne im Bereich der späten (( F), G, K, M).

Es verbringt bis zu 90 % der von der Natur für seine Existenz vorgesehenen Zeit auf der Hauptsequenz. Die Zeit, die ein Stern im Hauptreihenstadium verbringt, hängt auch von seiner Masse ab. Ja, mit Masse M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O oder B befindet sich seit etwa 10 7 Jahren im Hauptreihenstadium, während der Rote Zwerg K 5 mit Masse M ≈ 0,5 × M ⊙ befindet sich seit etwa 10 11 Jahren im Hauptsequenzstadium, also eine Zeit, die mit dem Alter der Galaxis vergleichbar ist. Massive heiße Sterne gelangen schnell in die nächsten Entwicklungsstadien; kühle Zwerge befinden sich während der gesamten Existenz der Galaxie im Hauptreihenstadium. Es kann davon ausgegangen werden, dass Rote Zwerge die Hauptbevölkerungsart der Galaxie sind.

Roter Riese (Überriese).

Das schnelle Verbrennen von Wasserstoff in den Zentralregionen massereicher Sterne führt zur Entstehung eines Heliumkerns. Bei einem Bruchteil der Wasserstoffmasse von mehreren Prozent im Kern kommt die Kohlenstoffreaktion der Umwandlung von Wasserstoff in Helium fast vollständig zum Erliegen. Der Kern zieht sich zusammen, wodurch seine Temperatur steigt. Infolge der durch die Gravitationskompression des Heliumkerns verursachten Erwärmung „entzündet“ sich Wasserstoff und die Energiefreisetzung beginnt in einer dünnen Schicht zwischen dem Kern und der ausgedehnten Hülle des Sterns. Die Hülle dehnt sich aus, der Radius des Sterns vergrößert sich, die effektive Temperatur nimmt ab und zu. „verlässt“ die Hauptreihe und geht zur nächsten Evolutionsstufe über – zur Stufe eines Roten Riesen oder, falls die Masse des Sterns M > 10 × M ⊙ , in die rote Überriesenstufe.

Mit zunehmender Temperatur und Dichte beginnt Helium im Kern zu „brennen“. Bei T ~ 2 × 10 8 K und r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 beginnt eine thermonukleare Reaktion, die als Ternärreaktion bezeichnet wird A -Prozess: von drei A -Teilchen (Heliumkerne 4 Er ) Es entsteht ein stabiler Kohlenstoff-12-C-Kern. Bei der Masse des Sternkerns M< 1,4 × M ⊙ тройной a -Der Prozess führt zu einer explosiven Energiefreisetzung – einem Heliumausbruch, der für einen bestimmten Stern mehrmals wiederholt werden kann.

In den Zentralregionen massereicher Sterne im Riesen- oder Überriesenstadium führt ein Temperaturanstieg zur sequenziellen Bildung von Kohlenstoff-, Kohlenstoff-Sauerstoff- und Sauerstoffkernen. Nach dem Ausbrennen von Kohlenstoff kommt es zu Reaktionen, die zur Bildung schwererer Stoffe führen chemische Elemente, möglicherweise Eisenkerne. Die weitere Entwicklung eines massereichen Sterns kann zum Auswurf der Hülle, zum Ausbruch eines Sterns als Nova oder mit der anschließenden Bildung von Objekten führen, die das Endstadium der Sternentwicklung darstellen: ein Weißer Zwerg, ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch.

Das letzte Entwicklungsstadium ist das Entwicklungsstadium aller normalen Sterne, nachdem diese Sterne ihren thermonuklearen Brennstoff erschöpft haben; Beendigung thermonuklearer Reaktionen als Quelle der Sternenenergie; der Übergang eines Sterns, abhängig von seiner Masse, zum Stadium eines Weißen Zwergs oder Schwarzen Lochs.

Weiße Zwerge sind die letzte Entwicklungsstufe aller normalen Sterne mit der Masse M< 3 ÷ 5 × M ⊙ nachdem diese ihren thermonuklearen Brennstoff erschöpft haben. Nachdem er das Stadium eines Roten Riesen (oder Unterriesen) erreicht hat, wirft er seine Hülle ab und legt den Kern frei, der sich beim Abkühlen in einen Weißen Zwerg verwandelt. Kleiner Radius (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) und weiße oder weißblaue Farbe (T b.k ~ 10 4 K) bestimmte den Namen dieser Klasse astronomischer Objekte. Die Masse eines Weißen Zwergs beträgt immer weniger als 1,4×M⊙ - Es ist bewiesen, dass es keine Weißen Zwerge mit großer Masse geben kann. Mit einer Masse, die mit der Masse der Sonne vergleichbar ist, und Abmessungen, die mit den Abmessungen vergleichbar sind große Planeten Sonnensystem, Weiße Zwerge haben enorme mittlere Dichte: ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3 , das heißt, ein Gewicht mit einem Volumen von 1 cm 3 weißer Zwergmaterie wiegt eine Tonne! Beschleunigung freier Fall auf der Oberfläche g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (vergleiche mit der Beschleunigung auf der Erdoberfläche - g ≈980 cm/s 2). Bei einer solchen Gravitationsbelastung der inneren Regionen des Sterns wird der Gleichgewichtszustand des Weißen Zwergs durch den Druck des entarteten Gases (hauptsächlich entartetes Elektronengas, da der Beitrag der Ionenkomponente gering ist) aufrechterhalten. Erinnern wir uns daran, dass ein Gas, in dem es keine Maxwellsche Geschwindigkeitsverteilung der Teilchen gibt, als entartet bezeichnet wird. In einem solchen Gas ist bei bestimmten Temperatur- und Dichtewerten die Anzahl der Teilchen (Elektronen) mit einer beliebigen Geschwindigkeit im Bereich von v = 0 bis v = v max gleich. v max wird durch die Dichte und Temperatur des Gases bestimmt. Mit einem Weißen Zwerg der Masse M b.k > 1,4 × M ⊙ Die maximale Geschwindigkeit der Elektronen im Gas ist vergleichbar mit der Lichtgeschwindigkeit, das entartete Gas wird relativistisch und sein Druck kann der Gravitationskompression nicht mehr standhalten. Der Radius des Zwergs tendiert gegen Null – er „kollabiert“ zu einem Punkt.

Die dünne, heiße Atmosphäre von Weißen Zwergen besteht entweder aus Wasserstoff, wobei praktisch keine anderen Elemente in der Atmosphäre nachweisbar sind; oder aus Helium, während der Wasserstoffgehalt in der Atmosphäre hunderttausendmal geringer ist als in den Atmosphären normaler Sterne. Je nach Art des Spektrums gehören Weiße Zwerge zu den Spektralklassen O, B, A, F. Um Weiße Zwerge von normalen Sternen zu „unterscheiden“, wird der Bezeichnung (DOVII, DBVII usw.) der Buchstabe D vorangestellt. D ist der erste Buchstabe in englisches Wort Entartet - entartet). Die Strahlungsquelle eines Weißen Zwergs ist die Wärmeenergiereserve, die der Weiße Zwerg als Kern des Muttersterns erhalten hat. Viele Weiße Zwerge haben von ihren Eltern ein starkes Magnetfeld geerbt, dessen Intensität H ~ 10 8 E. Es wird angenommen, dass die Zahl der Weißen Zwerge etwa 10 % beträgt Gesamtzahl Sterne der Galaxis.

In Abb. 15 zeigt ein Foto von Sirius - hellster Stern Himmel (α Canis major; M v = -1 m .46; Klasse A1V). Die im Bild sichtbare Scheibe ist eine Folge der fotografischen Bestrahlung und Lichtbeugung am Teleskopobjektiv, d. h. die Scheibe des Sterns selbst ist auf dem Foto nicht aufgelöst. Die von der fotografischen Scheibe des Sirius kommenden Strahlen sind Spuren einer Verzerrung der Wellenfront des Lichtflusses auf den Elementen der Teleskopoptik. Sirius befindet sich in einer Entfernung von 2,64 von der Sonne, das Licht von Sirius braucht 8,6 Jahre, um die Erde zu erreichen – er ist damit einer der sonnennächsten Sterne. Sirius ist 2,2-mal massereicher als die Sonne; Es ist M v = +1 m .43, das heißt, unser Nachbar strahlt 23-mal mehr Energie aus als die Sonne.

Abbildung 15.

Die Einzigartigkeit des Fotos liegt darin, dass es zusammen mit dem Bild von Sirius möglich war, ein Bild seines Satelliten zu erhalten – der Satellit „leuchtet“ mit einem hellen Punkt links von Sirius. Sirius – teleskopisch: Sirius selbst wird mit dem Buchstaben A und sein Satellit mit dem Buchstaben B bezeichnet. Die scheinbare Helligkeit von Sirius beträgt B m v = +8 m ,43, also fast 10.000 Mal schwächer als Sirius A. Die Masse von Sirius B entspricht fast genau der Masse der Sonne, der Radius beträgt etwa 0,01 des Radius der Sonnenoberfläche Die Temperatur beträgt etwa 12000 K, aber Sirius B emittiert 400-mal weniger als die Sonne. Sirius B ist ein typischer Weißer Zwerg. Darüber hinaus ist dies der erste Weiße Zwerg, der übrigens 1862 von Alfven Clarke bei der visuellen Beobachtung durch ein Teleskop entdeckt wurde.

Sirius A und Sirius B umkreisen die gleiche Umlaufbahn mit einem Zeitraum von 50 Jahren; Der Abstand zwischen den Komponenten A und B beträgt nur 20 AE.

Nach der treffenden Bemerkung von V. M. Lipunov „reifen“ sie im Inneren massereicher Sterne (mit einer Masse von mehr als 10).×M⊙ )". Die Kerne von Sternen, die sich zu einem Neutronenstern entwickeln, haben 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; Nachdem die Quellen thermonuklearer Reaktionen versiegt sind und die Mutter einen erheblichen Teil der Materie in einem Flare ausstößt, werden diese Kerne zu unabhängigen Objekten der Sternenwelt mit ganz spezifischen Eigenschaften. Die Kompression des Kerns des Muttersterns stoppt bei einer Dichte, die mit der Kerndichte (ρ n) vergleichbar ist. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm3). Bei einer solchen Masse und Dichte beträgt der Geburtsradius nur 10 und besteht aus drei Schichten. Die äußere Schicht (oder äußere Kruste) wird gebildet Kristallgitter aus Atomkerne Eisen ( Fe ) mit einer möglichen geringen Beimischung von Atomkernen anderer Metalle; Die Dicke der äußeren Kruste beträgt nur etwa 600 m bei einem Radius von 10 km. Unter der äußeren Kruste befindet sich eine weitere innere harte Kruste, die aus Eisenatomen besteht ( Fe ), aber diese Atome sind übermäßig mit Neutronen angereichert. Die Dicke dieser Rinde≈ 2 km. Die innere Kruste grenzt an den flüssigen Neutronenkern, dessen physikalische Prozesse durch die bemerkenswerten Eigenschaften der Neutronenflüssigkeit bestimmt werden – Supraflüssigkeit und in Gegenwart freier Elektronen und Protonen Supraleitung. Es ist möglich, dass die Substanz im Zentrum Mesonen und Hyperonen enthält.

Sie drehen sich schnell um eine Achse – von einer bis zu Hunderten Umdrehungen pro Sekunde. Eine solche Rotation in Gegenwart eines Magnetfeldes ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Oe) führt häufig zu dem beobachteten Effekt der Pulsation der Sternstrahlung in verschiedenen Bereichen elektromagnetischer Wellen. Einen dieser Pulsare haben wir im Krebsnebel gesehen.

Gesamtzahl Die Rotationsgeschwindigkeit reicht für den Teilchenausstoß nicht mehr aus, es kann sich also nicht um einen Radiopulsar handeln. Dennoch ist es immer noch großartig und eingefangen Magnetfeld Der umgebende Neutronenstern kann nicht fallen, d. h. es findet keine Ansammlung von Materie statt.

Accrector (Röntgenpulsar). Die Rotationsgeschwindigkeit nimmt so stark ab, dass der Materie nun nichts mehr im Wege steht, auf einen solchen Neutronenstern zu fallen. Plasma bewegt sich beim Fallen entlang magnetischer Feldlinien und trifft auf sie harte Oberfläche In der Nähe der Pole erwärmt es sich auf mehrere zehn Millionen Grad. Auf solch hohe Temperaturen erhitzte Materie leuchtet im Röntgenbereich. Der Bereich, in dem die fallende Materie mit der Oberfläche des Sterns interagiert, ist sehr klein – nur etwa 100 Meter. Aufgrund der Rotation des Sterns verschwindet dieser Hotspot periodisch aus dem Blickfeld, was der Beobachter als Pulsationen wahrnimmt. Solche Objekte werden Röntgenpulsare genannt.

Georotator. Die Rotationsgeschwindigkeit solcher Neutronensterne ist gering und verhindert die Akkretion nicht. Die Größe der Magnetosphäre ist jedoch so groß, dass das Plasma vom Magnetfeld gestoppt wird, bevor es von der Schwerkraft eingefangen wird.

Wenn es sich um eine Komponente eines engen Doppelsternsystems handelt, wird Materie vom normalen Stern (der zweiten Komponente) zum Neutronenstern „gepumpt“. Die Masse kann den kritischen Wert (M > 3) überschreiten×M⊙ ), dann wird die Gravitationsstabilität des Sterns verletzt, nichts kann der Gravitationskompression widerstehen und „geht“ unter seinen Gravitationsradius

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

sich in ein „Schwarzes Loch“ verwandeln. In der angegebenen Formel für r g gilt: M ist die Masse des Sterns, c ist die Lichtgeschwindigkeit, G ist die Gravitationskonstante.

Ein Schwarzes Loch ist ein Objekt, dessen Gravitationsfeld so stark ist, dass weder ein Teilchen noch ein Photon noch irgendein materieller Körper das zweite erreichen kann Fluchtgeschwindigkeit und in den Weltraum fliehen.

Ein Schwarzes Loch ist ein singuläres Objekt in dem Sinne, dass die Natur der physikalischen Prozesse in seinem Inneren noch nicht einer theoretischen Beschreibung zugänglich ist. Die Existenz von Schwarzen Löchern ergibt sich aus theoretischen Überlegungen; in Wirklichkeit können sie sich in den zentralen Regionen von Kugelsternhaufen, Quasaren, Riesengalaxien, auch im Zentrum unserer Galaxie, befinden.

Nimmt einen Punkt in der oberen rechten Ecke ein: Es hat eine hohe Leuchtkraft und niedrige Temperatur. Die Hauptstrahlung liegt im Infrarotbereich. Die Strahlung der kalten Staubhülle erreicht uns. Im Laufe der Evolution ändert sich die Position des Sterns im Diagramm. Die einzige Energiequelle in diesem Stadium ist die Gravitationskompression. Daher bewegt sich der Stern recht schnell parallel zur Ordinatenachse.

Die Oberflächentemperatur ändert sich nicht, aber der Radius und die Leuchtkraft nehmen ab. Die Temperatur im Zentrum des Sterns steigt und erreicht einen Wert, bei dem Reaktionen mit leichten Elementen beginnen: Lithium, Beryllium, Bor, die schnell ausbrennen, aber die Kompression verlangsamen können. Die Bahn dreht sich parallel zur Ordinatenachse, die Temperatur auf der Sternoberfläche steigt und die Leuchtkraft bleibt nahezu konstant. Schließlich beginnen im Zentrum des Sterns Reaktionen der Bildung von Helium aus Wasserstoff (Wasserstoffverbrennung). Der Stern tritt in die Hauptreihe ein.

Die Dauer des Anfangsstadiums wird durch die Masse des Sterns bestimmt. Bei Sternen wie der Sonne sind es etwa 1 Million Jahre, bei einem Stern mit einer Masse von 10 M☉ etwa 1000-mal weniger und für einen Stern mit einer Masse von 0,1 M☉ Tausende Male mehr.

Junge Sterne mit geringer Masse

Zu Beginn der Evolution hat ein massearmer Stern einen strahlenden Kern und eine konvektive Hülle (Abb. 82, I).

Im Hauptreihenstadium leuchtet der Stern aufgrund der Energiefreisetzung bei den Kernreaktionen der Umwandlung von Wasserstoff in Helium. Die Zufuhr von Wasserstoff sorgt für die Leuchtkraft eines Sterns der Masse 1 M☉ ca. innerhalb von 10 10 Jahren. Sterne mit größerer Masse verbrauchen Wasserstoff schneller: zum Beispiel ein Stern mit einer Masse von 10 M☉ wird in weniger als 10 7 Jahren Wasserstoff verbrauchen (Leuchtkraft ist proportional zur vierten Potenz der Masse).

Sterne mit geringer Masse

Beim Ausbrennen des Wasserstoffs werden die zentralen Regionen des Sterns stark komprimiert.

Sterne mit hoher Masse

Nach Erreichen der Hauptreihe beginnt die Entwicklung eines massereichen Sterns (>1,5). M☉) wird durch die Verbrennungsbedingungen des Kernbrennstoffs im Inneren des Sterns bestimmt. Im Hauptreihenstadium handelt es sich dabei um die Verbrennung von Wasserstoff, doch anders als bei massearmen Sternen dominieren im Kern Reaktionen des Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus. In diesem Zyklus spielen die C- und N-Atome die Rolle von Katalysatoren. Die Geschwindigkeit der Energiefreisetzung bei den Reaktionen eines solchen Zyklus ist proportional zu T 17. Daher bildet sich im Kern ein konvektiver Kern, der von einer Zone umgeben ist, in der die Energieübertragung durch Strahlung erfolgt.

Die Leuchtkraft von Sternen mit großer Masse ist viel höher als die Leuchtkraft der Sonne und Wasserstoff wird viel schneller verbraucht. Das liegt auch daran, dass die Temperatur im Zentrum solcher Sterne ebenfalls deutlich höher ist.

Mit abnehmendem Wasserstoffanteil in der Materie des konvektiven Kerns nimmt die Geschwindigkeit der Energiefreisetzung ab. Da die Freisetzungsrate jedoch durch die Leuchtkraft bestimmt wird, beginnt sich der Kern zu komprimieren und die Energiefreisetzungsrate bleibt konstant. Gleichzeitig dehnt sich der Stern aus und bewegt sich in die Region der Roten Riesen.

Sterne mit geringer Masse

Wenn der Wasserstoff vollständig ausgebrannt ist, bildet sich im Zentrum eines massearmen Sterns ein kleiner Heliumkern. Im Kern erreichen Materiedichte und Temperatur Werte von 10 9 kg/m bzw. 10 8 K. Die Wasserstoffverbrennung findet an der Oberfläche des Kerns statt. Wenn die Temperatur im Kern steigt, erhöht sich die Geschwindigkeit des Wasserstoffausbrennens und die Leuchtkraft nimmt zu. Die Strahlungszone verschwindet allmählich. Und aufgrund der Erhöhung der Geschwindigkeit konvektiver Strömungen blähen sich die äußeren Schichten des Sterns auf. Seine Größe und Leuchtkraft nehmen zu – der Stern verwandelt sich in einen Roten Riesen (Abb. 82, II).

Sterne mit hoher Masse

Wenn der Wasserstoff in einem massereichen Stern vollständig erschöpft ist, beginnt im Kern eine dreifache Heliumreaktion und gleichzeitig die Reaktion der Sauerstoffbildung (3He=>C und C+He=>0). Gleichzeitig beginnt Wasserstoff auf der Oberfläche des Heliumkerns zu brennen. Die erste Ebenenquelle wird angezeigt.

Der Heliumvorrat ist sehr schnell erschöpft, da bei den beschriebenen Reaktionen bei jedem Elementarakt relativ wenig Energie freigesetzt wird. Das Bild wiederholt sich, und im Stern erscheinen zwei Schichtquellen, und im Kern beginnt die Reaktion C+C=>Mg.

Der Evolutionspfad erweist sich als sehr komplex (Abb. 84). Im Hertzsprung-Russell-Diagramm bewegt sich der Stern entlang der Abfolge der Riesen oder wird (mit einer sehr großen Masse in der Überriesenregion) periodisch zu einem Cephei.

Alte Sterne mit geringer Masse

Bei einem massearmen Stern erreicht die Geschwindigkeit der Konvektionsströmung auf einer bestimmten Ebene schließlich die zweite Fluchtgeschwindigkeit, die Hülle löst sich und der Stern verwandelt sich in einen Weißen Zwerg, der von einem planetarischen Nebel umgeben ist.

Die Entwicklungsspur eines massearmen Sterns im Hertzsprung-Russell-Diagramm ist in Abbildung 83 dargestellt.

Tod massereicher Sterne

Am Ende seiner Entwicklung hat ein massereicher Stern eine sehr komplexe Struktur. Jede Schicht hat ihre eigene chemische Zusammensetzung, Kernreaktionen finden in mehreren Schichtquellen statt und in der Mitte bildet sich ein Eisenkern (Abb. 85).

Kernreaktionen mit Eisen finden nicht statt, da sie einen Energieaufwand (und nicht eine Freisetzung) erfordern. Daher zieht sich der Eisenkern schnell zusammen, die Temperatur und Dichte darin steigen und erreichen fantastische Werte – eine Temperatur von 10 9 K und einen Druck von 10 9 kg/m 3. Material von der Website

In diesem Moment beginnen zwei wichtige Prozesse, die gleichzeitig und sehr schnell (offenbar innerhalb von Minuten) im Kern ablaufen. Das erste ist, dass bei Kernkollisionen Eisenatome in 14 Heliumatome zerfallen, das zweite ist, dass Elektronen in Protonen „gepresst“ werden und Neutronen entstehen. Beide Prozesse sind mit der Absorption von Energie verbunden und die Temperatur im Kern (auch der Druck) sinkt schlagartig. Die äußeren Schichten des Sterns beginnen zur Mitte hin abzusinken.

Ein Sturz äußere Schichten führt zu einem starken Temperaturanstieg in ihnen. Wasserstoff, Helium und Kohlenstoff beginnen zu brennen. Dies wird von einem starken Neutronenstrom begleitet, der aus dem zentralen Kern kommt. Als Folge kommt es zu einer gewaltigen nuklearen Explosion, die die äußeren Schichten des Sterns wegschleudert, die bereits alle schweren Elemente bis hin zu Kalifornien enthalten. Nach modernen Ansichten sind alle Atome schwerer chemischer Elemente (d. h. schwerer als Helium) im Universum genau in Fackeln entstanden

Thermonukleare Fusion im Inneren von Sternen

Zu diesem Zeitpunkt wird bei Sternen mit einer Masse von mehr als 0,8 Sonnenmassen der Kern für Strahlung transparent, und die Strahlungsenergieübertragung im Kern überwiegt, während die Hülle an der Oberseite konvektiv bleibt. Niemand weiß genau, wie Sterne mit geringerer Masse in die Hauptreihe gelangen, da die Zeit, die diese Sterne in der jungen Kategorie verbringen, das Alter des Universums übersteigt. Alle unsere Vorstellungen über die Entwicklung dieser Sterne basieren auf numerischen Berechnungen.

Wenn sich der Stern zusammenzieht, beginnt der Druck des entarteten Elektronengases zu steigen, und ab einem bestimmten Radius des Sterns stoppt dieser Druck den Anstieg der Zentraltemperatur und beginnt sie dann zu senken. Und für Sterne, die kleiner als 0,08 sind, erweist sich dies als fatal: Die bei Kernreaktionen freigesetzte Energie wird niemals ausreichen, um die Kosten der Strahlung zu decken. Solche Untersterne werden Braune Zwerge genannt, und ihr Schicksal ist eine ständige Kompression, bis der Druck des entarteten Gases sie stoppt, und dann eine allmähliche Abkühlung mit dem Stoppen aller Kernreaktionen.

Junge Sterne mittlerer Masse

Objekte dieser Art sind mit dem sogenannten verbunden. Ae\Be Herbit-Sterne mit unregelmäßigen Variablen der Spektralklasse B-F5. Sie haben auch bipolare Jet-Scheiben. Ausströmgeschwindigkeit, Leuchtkraft und effektive Temperatur sind deutlich höher als bei τ Taurus, so dass sie die Überreste der protostellaren Wolke effektiv erhitzen und zerstreuen.

Junge Sterne mit einer Masse von mehr als 8 Sonnenmassen

Tatsächlich handelt es sich hierbei bereits um normale Sterne. Während sich die Masse des hydrostatischen Kerns ansammelte, gelang es dem Stern, alles zu durchdringen Zwischenstufen und Kernreaktionen so stark aufheizen, dass sie Strahlungsverluste ausgleichen. Bei diesen Sternen ist der Abfluss von Masse und Leuchtkraft so groß, dass er den Kollaps der verbleibenden äußeren Regionen nicht nur stoppt, sondern sie auch zurückdrängt. Somit ist die Masse des resultierenden Sterns deutlich geringer als die Masse der protostellaren Wolke. Dies erklärt höchstwahrscheinlich das Fehlen von Sternen mit mehr als 100-200 Sonnenmassen in unserer Galaxie.

Mittlerer Lebenszyklus eines Sterns

Unter den gebildeten Sternen gibt es eine große Vielfalt an Farben und Größen. Ihr Spektraltyp reicht von heißem Blau bis zu kühlem Rot und ihre Masse reicht von 0,08 bis über 200 Sonnenmassen. Die Leuchtkraft und Farbe eines Sterns hängt von der Temperatur seiner Oberfläche ab, die wiederum von seiner Masse bestimmt wird. Das war's, neue Stars „nehmen ihren Platz“ in der Hauptsequenz ein chemische Zusammensetzung und Masse. Wir sprechen hier nicht von der physikalischen Bewegung des Sterns, sondern nur von seiner Position im angegebenen Diagramm, abhängig von den Parametern des Sterns. Das heißt, wir sprechen tatsächlich nur über die Änderung der Parameter des Sterns.

Was als nächstes passiert, hängt wiederum von der Masse des Sterns ab.

Spätere Jahre und Tod der Sterne

Alte Sterne mit geringer Masse

Bisher ist nicht sicher bekannt, was mit hellen Sternen passiert, wenn ihr Wasserstoffvorrat aufgebraucht ist. Da das Universum 13,7 Milliarden Jahre alt ist, was nicht lange genug ist, um seinen Vorrat an Wasserstoff als Brennstoff zu erschöpfen, moderne Theorien basieren auf Computermodellen der in solchen Sternen ablaufenden Prozesse.

Einige Sterne können Helium nur in bestimmten aktiven Regionen verschmelzen, was zu Instabilität und starken Sonnenwinden führt. In diesem Fall kommt es nicht zur Bildung eines planetarischen Nebels, und der Stern verdampft nur und wird noch kleiner als ein Brauner Zwerg.

Aber ein Stern mit einer Masse von weniger als 0,5 Sonnen wird niemals in der Lage sein, Helium zu synthetisieren, selbst wenn die Reaktionen mit Wasserstoff im Kern aufhören. Ihre Sternhülle ist nicht massiv genug, um den vom Kern erzeugten Druck zu überwinden. Zu diesen Sternen gehören Rote Zwerge (wie Proxima Centauri), die sich seit Hunderten von Milliarden Jahren in der Hauptreihe befinden. Nachdem die thermonuklearen Reaktionen in ihrem Kern aufgehört haben, werden sie bei allmählicher Abkühlung weiterhin schwach im Infrarot- und Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums emittieren.

Mittelgroße Sterne

Wenn der Stern erreicht durchschnittliche Größe(von 0,4 bis 3,4 Sonnenmassen) Phase des Roten Riesen, seine äußeren Schichten dehnen sich weiter aus, der Kern zieht sich zusammen und Reaktionen beginnen, Kohlenstoff aus Helium zu synthetisieren. Durch die Fusion wird viel Energie freigesetzt, was dem Stern eine vorübergehende Atempause verschafft. Bei einem sonnenähnlichen Stern kann dieser Prozess etwa eine Milliarde Jahre dauern.

Änderungen in der Menge der emittierten Energie führen dazu, dass der Stern Phasen der Instabilität durchläuft, einschließlich Änderungen in Größe, Oberflächentemperatur und Energieabgabe. Die Energieabgabe verschiebt sich in Richtung niederfrequenter Strahlung. All dies geht einher mit einem zunehmenden Gewichtsverlust aufgrund starker Sonnenwinde und intensive Pulsationen. Sterne in dieser Phase werden aufgerufen Sterne vom späten Typ, OH-IR-Sterne oder weltähnliche Sterne, abhängig von ihrem genaue Spezifikationen. Das ausgestoßene Gas ist relativ reich an schweren Elementen, die im Inneren des Sterns entstehen, wie Sauerstoff und Kohlenstoff. Das Gas bildet eine expandierende Hülle und kühlt ab, während es sich vom Stern entfernt, wodurch sich Staubpartikel und Moleküle bilden können. Mit stark Infrarotstrahlung des Zentralsterns in solchen Schalen entstehen ideale Bedingungen um Master zu aktivieren.

Heliumverbrennungsreaktionen sind sehr temperaturempfindlich. Manchmal führt dies zu großer Instabilität. Es kommt zu heftigen Pulsationen, die schließlich den äußeren Schichten genügend kinetische Energie verleihen, um ausgeschleudert zu werden und einen planetarischen Nebel zu bilden. Im Zentrum des Nebels verbleibt der Kern des Sterns, der sich beim Abkühlen in einen Helium-Weißen Zwerg verwandelt, der normalerweise eine Masse von bis zu 0,5–0,6 Sonnenmassen und einen Durchmesser in der Größenordnung des Erddurchmessers hat .

Weiße Zwerge

Die überwiegende Mehrheit der Sterne, einschließlich der Sonne, beenden ihre Entwicklung durch Kontraktion, bis der Druck entarteter Elektronen die Schwerkraft ausgleicht. In diesem Zustand, wenn die Größe des Sterns um das Hundertfache abnimmt und die Dichte eine Million Mal höher als die Dichte von Wasser wird, wird der Stern als Weißer Zwerg bezeichnet. Ihm werden Energiequellen entzogen, und wenn er allmählich abkühlt, wird er dunkel und unsichtbar.

In Sternen, die massereicher sind als die Sonne, kann der Druck entarteter Elektronen die Kompression des Kerns nicht aufhalten und setzt sich fort, bis die meisten Teilchen in Neutronen umgewandelt werden, die so dicht gepackt sind, dass die Größe des Sterns in Kilometern gemessen wird und 100 beträgt millionenfach dichteres Wasser. Ein solches Objekt wird Neutronenstern genannt; sein Gleichgewicht wird durch den Druck der entarteten Neutronenmaterie aufrechterhalten.

Supermassereiche Sterne

Nachdem sich die äußeren Schichten eines Sterns mit einer Masse von mehr als fünf Sonnenmassen zu einem Roten Überriesen zerstreut haben, beginnt sich der Kern aufgrund der Gravitationskräfte zu komprimieren. Mit zunehmender Kompression nehmen Temperatur und Dichte zu und eine neue Abfolge thermonuklearer Reaktionen beginnt. Bei solchen Reaktionen werden schwere Elemente synthetisiert, die den Kollaps des Kerns vorübergehend hemmen.

Letztendlich wird bei der Bildung immer schwererer Elemente des Periodensystems Eisen-56 aus Silizium synthetisiert. Bis zu diesem Zeitpunkt wurde die Synthese der Elemente freigegeben große Menge Allerdings weist der -56-Eisenkern den größten Massendefekt auf und die Bildung schwererer Kerne ist ungünstig. Wenn also der Eisenkern eines Sterns einen bestimmten Wert erreicht, kann der Druck in ihm der enormen Schwerkraft nicht mehr standhalten und es kommt zum sofortigen Kollaps des Kerns mit Neutronisierung seiner Materie.

Was als nächstes passiert, ist nicht ganz klar. Aber was auch immer es ist, es verursacht innerhalb von Sekunden eine Supernova-Explosion von unglaublicher Kraft.

Der damit einhergehende Neutrinoausbruch löst eine Schockwelle aus. Starke Neutrinostrahlen und ein rotierendes Magnetfeld stoßen einen Großteil der angesammelten Materie des Sterns heraus – die sogenannten Keimelemente, darunter Eisen und leichtere Elemente. Die explodierende Materie wird von vom Kern emittierten Neutronen bombardiert, die sie einfangen und dadurch eine Reihe von Elementen erzeugen, die schwerer als Eisen sind, einschließlich radioaktiver Elemente, bis hin zu Uran (und vielleicht sogar Kalifornien). Somit erklären Supernova-Explosionen das Vorhandensein von Elementen, die schwerer als Eisen sind, in der interstellaren Materie.

Die Druckwelle und die Neutrino-Jets tragen Material weg sterbender Stern in den interstellaren Raum. Anschließend kann dieses Supernova-Material bei seiner Bewegung durch den Weltraum mit anderem Weltraumschrott kollidieren und möglicherweise an der Bildung neuer Sterne, Planeten oder Satelliten beteiligt sein.

Die bei der Entstehung einer Supernova ablaufenden Prozesse werden noch untersucht, und bisher besteht zu diesem Thema keine Klarheit. Es ist auch fraglich, was tatsächlich vom ursprünglichen Stern übrig geblieben ist. Es werden jedoch zwei Optionen in Betracht gezogen:

Neutronensterne

Es ist bekannt, dass bei einigen Supernovae die starke Schwerkraft in den Tiefen des Überriesen dazu führt, dass Elektronen in den Atomkern fallen, wo sie mit Protonen zu Neutronen verschmelzen. Die elektromagnetischen Kräfte, die benachbarte Kerne trennen, verschwinden. Der Kern des Sterns ist nun eine dichte Kugel aus Atomkernen und einzelnen Neutronen.

Solche Sterne, Neutronensterne genannt, sind extrem klein – nicht größer als eine Großstadt – und haben unglaubliche Eigenschaften Hohe Dichte. Ihre Umlaufzeit wird extrem kurz, wenn die Größe des Sterns abnimmt (aufgrund der Drehimpulserhaltung). Manche machen 600 Umdrehungen pro Sekunde. Wenn die Achse, die die magnetischen Nord- und Südpole dieses schnell rotierenden Sterns verbindet, in Richtung Erde zeigt, kann ein Strahlungsimpuls festgestellt werden, der sich in Abständen wiederholt, die der Umlaufzeit des Sterns entsprechen. Solche Neutronensterne wurden „Pulsare“ genannt und waren die ersten Neutronensterne, die entdeckt wurden.

Schwarze Löcher

Nicht alle Supernovae werden zu Neutronensternen. Wenn der Stern eine ausreichend große Masse hat, wird der Kollaps des Sterns weitergehen und die Neutronen selbst beginnen nach innen zu fallen, bis sein Radius kleiner als der Schwarzschild-Radius wird. Danach wird der Stern zu einem Schwarzen Loch.

Die Existenz von Schwarzen Löchern wurde durch die Allgemeine Relativitätstheorie vorhergesagt. Gemäß der Allgemeinen Relativitätstheorie können Materie und Information nicht verschwinden schwarzes Loch auf keinen Fall. Allerdings macht die Quantenmechanik Ausnahmen von dieser Regel möglich.

Es bleibt eine Zahl übrig Offene Fragen. Die wichtigste davon: „Gibt es überhaupt schwarze Löcher?“ Denn um mit Sicherheit sagen zu können, dass ein bestimmtes Objekt ein Schwarzes Loch ist, muss man seinen Ereignishorizont beobachten. Alle Versuche, dies zu erreichen, scheiterten. Es besteht jedoch noch Hoffnung, da einige Objekte nicht ohne Akkretion und Akkretion auf ein Objekt ohne feste Oberfläche erklärt werden können. Dies beweist jedoch nicht die Existenz von Schwarzen Löchern.

Es sind auch Fragen offen: Ist es möglich, dass ein Stern unter Umgehung einer Supernova direkt in ein Schwarzes Loch kollabiert? Gibt es Supernovae, die später zu Schwarzen Löchern werden? Welchen genauen Einfluss hat die Anfangsmasse eines Sterns auf die Entstehung von Objekten am Ende seines Lebenszyklus?

Sternmasse T☼ und Radius R können durch seine potentielle Energie E charakterisiert werden . Potenzial oder Gravitationsenergie Stern ist die Arbeit, die aufgewendet werden muss, um die Materie des Sterns ins Unendliche zu verteilen. Und umgekehrt wird diese Energie freigesetzt, wenn sich der Stern zusammenzieht, also wenn sein Radius abnimmt. Der Wert dieser Energie kann mit der Formel berechnet werden:

Die potentielle Energie der Sonne beträgt: E ☼ = 5,9∙10 41 J.

Eine theoretische Untersuchung des Prozesses der Gravitationskompression eines Sterns hat gezeigt, dass ein Stern etwa die Hälfte seiner potentiellen Energie abgibt, während die andere Hälfte für die Erhöhung der Temperatur seiner Masse auf etwa zehn Millionen Kelvin aufgewendet wird. Es ist jedoch nicht schwer zu glauben, dass die Sonne diese Energie in 23 Millionen Jahren emittiert hätte. Also, Gravitationskompression kann nur auf einigen durchaus eine Energiequelle für Sterne sein kurze Etappen ihre Entwicklung.

Die Theorie der Kernfusion wurde 1938 von den deutschen Physikern Karl Weizsäcker und Hans Bethe formuliert. Voraussetzung hierfür war zum einen die Bestimmung der Masse des Heliumatoms durch F. Aston (England) im Jahr 1918, die 3,97 Massen des Wasserstoffatoms entspricht , zweitens die Identifizierung des Zusammenhangs zwischen Körpergewicht im Jahr 1905 T und seine Energie E in Form von Einsteins Formel:

wobei c die Lichtgeschwindigkeit ist, drittens die Entdeckung im Jahr 1929, dass sich zwei gleich geladene Teilchen (zwei Protonen) dank des Tunneleffekts in einer Entfernung nähern können, in der die Anziehungskraft größer ist, sowie die Entdeckung im Jahr 1932 des Positrons e+ und des Neutrons n.

Die erste und effektivste der thermonuklearen Fusionsreaktionen ist die Bildung von vier Protonen im Kern eines Heliumatoms nach dem Schema:

Was hier passiert, ist sehr wichtig Massendefekt: Die Masse eines Heliumkerns beträgt 4,00389 amu, während die Masse von vier Protonen 4,03252 amu beträgt. Mit Einsteins Formel berechnen wir die Energie, die bei der Bildung eines Heliumkerns freigesetzt wird:

Es ist nicht schwer zu berechnen, dass, wenn die Sonne im Anfangsstadium der Entwicklung nur aus Wasserstoff bestünde, ihre Umwandlung in Helium für die Existenz der Sonne als Stern mit aktuellen Energieverlusten von etwa 100 Milliarden Jahren ausreichen würde. Tatsächlich sprechen wir vom „Ausbrennen“ von etwa 10 % des Wasserstoffs tiefste Tiefen Sterne, in denen die Temperatur für Fusionsreaktionen ausreicht.

Heliumsynthesereaktionen können auf zwei Arten ablaufen. Der erste heißt pp-Zyklus zweite - MIT NO-Zyklus. In beiden Fällen wandelt sich in jedem Heliumkern zweimal ein Proton nach folgendem Schema in ein Neutron um:

Wo V- Neutrino.

Tabelle 1 zeigt die durchschnittliche Zeit jeder thermonuklearen Fusionsreaktion, also den Zeitraum, in dem die Anzahl der anfänglichen Teilchen abnimmt e einmal.

Tabelle 1. Heliumsynthesereaktionen.

Die Effizienz von Fusionsreaktionen wird durch die Leistung der Quelle charakterisiert, die Energiemenge, die pro Masseneinheit eines Stoffes pro Zeiteinheit freigesetzt wird. Aus der Theorie folgt, dass

, während . Temperaturgrenze T, darüber Hauptrolle wird nicht spielen rr-, A CNO-Zyklus, ist gleich 15∙10 6 K. In den Tiefen der Sonne wird die Hauptrolle gespielt pp- Zyklus. Gerade weil die erste ihrer Reaktionen eine sehr lange charakteristische Zeit hat (14 Milliarden Jahre), durchlaufen die Sonne und ähnliche Sterne ihre evolutionärer Weg etwa zehn Milliarden Jahre. Bei massereicheren weißen Sternen ist diese Zeit um das Zehn- und Hundertfache kürzer, da die charakteristische Zeit der Hauptreaktionen viel kürzer ist CNO- Zyklus.

Wenn die Temperatur im Inneren eines Sterns, nachdem der Wasserstoff dort erschöpft ist, Hunderte Millionen Kelvin erreicht, ist dies bei Sternen mit einer Masse möglich T>1,2m ☼ , dann wird die Energiequelle die Reaktion der Umwandlung von Helium in Kohlenstoff gemäß dem Schema:

. Berechnungen zufolge wird der Stern seine Heliumreserven in etwa 10 Millionen Jahren aufbrauchen. Wenn seine Masse groß genug ist, verdichtet sich der Kern weiter und wird bei Temperaturen über 500 Millionen Grad zu mögliche Reaktionen Synthese komplexerer Atomkerne nach dem Schema:

Bei höhere Temperaturen folgende Reaktionen durchlaufen:

usw. bis hin zur Bildung von Eisenkeimen. Das sind Reaktionen exotherm, Durch ihren Fortschritt wird Energie freigesetzt.

Wie wir wissen, wird die Energie, die ein Stern in den umgebenden Raum abgibt, in seinen Tiefen freigesetzt und sickert nach und nach an die Oberfläche des Sterns. Diese Energieübertragung durch die Dicke der Sternmaterie kann durch zwei Mechanismen erfolgen: Strahlungsübertragung oder Konvektion.

Im ersten Fall handelt es sich um die wiederholte Absorption und Wiederemission von Quanten. Tatsächlich findet bei jedem solchen Akt die Fragmentierung von Quanten statt, also anstelle der dabei entstehenden harten γ-Quanten thermonukleare Fusion In den Tiefen eines Sterns erreichen Millionen niederenergetischer Quanten seine Oberfläche. In diesem Fall ist der Energieerhaltungssatz erfüllt.

In der Theorie der Energieübertragung wurde das Konzept der freien Weglänge eines Quants einer bestimmten Frequenz υ eingeführt. Es ist nicht schwer zu verstehen, dass in Sternatmosphären die freie Weglänge eines Quants mehrere Zentimeter nicht überschreitet. Und die Zeit, die Energiequanten benötigen, um vom Zentrum eines Sterns an seine Oberfläche zu gelangen, wird in Millionen von Jahren gemessen. In den Tiefen von Sternen können jedoch Bedingungen auftreten, unter denen dieses Strahlungsgleichgewicht gestört wird. Ähnlich verhält sich Wasser in einem Gefäß, das von unten erhitzt wird. Für eine gewisse Zeit befindet sich die Flüssigkeit hier im Gleichgewichtszustand, da das Molekül, nachdem es überschüssige Energie direkt vom Boden des Gefäßes erhalten hat, einen Teil der Energie durch Stöße auf andere darüber befindliche Moleküle übertragen kann. Dadurch entsteht im Gefäß vom Boden bis zum oberen Rand ein gewisser Temperaturgradient. Mit der Zeit wird jedoch die Geschwindigkeit, mit der Moleküle durch Kollisionen Energie nach oben übertragen können, geringer als die Geschwindigkeit, mit der Wärme von unten übertragen wird. Es kommt zum Sieden – Wärmeübertragung durch direkte Bewegung des Stoffes.