Je známe, že hviezdy získavajú energiu z reakcií termonukleárna fúzia a každá hviezda skôr či neskôr príde do bodu, keď sa minie jej termonukleárne palivo. Čím vyššia je hmotnosť hviezdy, tým rýchlejšie spáli všetko, čo môže, a dostane sa do záverečnej fázy svojej existencie. Ďalšie udalosti môžu nasledovať rôzne scenáre, z ktorých jeden závisí predovšetkým od masy.
Zatiaľ čo vodík „vyhorí“ v strede hviezdy, uvoľňuje sa v ňom héliové jadro, ktoré stláča a uvoľňuje energiu. Následne v ňom môžu začať spaľovacie reakcie hélia a následných prvkov (pozri nižšie). Vonkajšie vrstvy sa vplyvom zvýšeného tlaku prichádzajúceho z ohriateho jadra mnohonásobne rozťahujú, hviezda sa stáva červeným obrom.
V závislosti od hmotnosti hviezdy v nej môžu prebiehať rôzne reakcie. To určuje, aké zloženie bude mať hviezda v čase, keď fúzia zanikne.

Bieli trpaslíci

Pre hviezdy s hmotnosťou do 10 MC váži jadro menej ako 1,5 MC. Po ukončení termonukleárnych reakcií tlak žiarenia ustane a jadro sa začne zmenšovať vplyvom gravitácie. Zmršťuje sa, až kým nezačne rušiť tlak degenerovaného elektrónového plynu, spôsobený Pauliho princípom. Vonkajšie vrstvy sa odlupujú a rozptyľujú, tvoria sa planetárna hmlovina. Prvú takúto hmlovinu objavil francúzsky astronóm Charles Messier v roku 1764 a katalogizoval ju pod číslom M27.
To, čo vychádza z jadra, sa nazýva biely trpaslík. Bieli trpaslíci majú hustotu väčšiu ako 10 7 g/cm 3 a povrchovú teplotu rádovo 10 4 K. Svietivosť je o 2-4 rády nižšia ako svietivosť Slnka. Nedochádza v ňom k termonukleárnej fúzii, všetka ním vyžarovaná energia sa teda bieli trpaslíci pomaly ochladzujú a prestávajú byť viditeľní.
Biely trpaslík má ešte šancu byť aktívny, ak je súčasťou dvojhviezdy a stiahne na seba hmotu svojho spoločníka (spoločník sa napríklad stal červeným obrom a svojou hmotou zaplnil celý svoj Rocheov lalok). V tomto prípade buď syntéza vodíka v cykle CNO môže začať pomocou uhlíka obsiahnutého v bielom trpaslíkovi, končiac uvoľnením vonkajšej vodíkovej vrstvy („nová“ hviezda). Alebo by sa hmotnosť bieleho trpaslíka mohla zväčšiť natoľko, že sa jeho uhlíkovo-kyslíková zložka zapáli vo vlne výbušného horenia prichádzajúcej zo stredu. V dôsledku toho sa s uvoľnením vytvárajú ťažké prvky veľké množstvo energia:

12C + 160 → 28Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV

Svietivosť hviezdy sa silne zvyšuje počas 2 týždňov, potom rýchlo klesá počas ďalších 2 týždňov, po ktorých sa ďalej znižuje približne 2-krát za 50 dní. Hlavná energia (asi 90 %) je emitovaná vo forme gama lúčov z rozpadového reťazca izotopu niklu. Tento jav sa nazýva supernova typu 1.
Neexistujú žiadni bieli trpaslíci s hmotnosťou 1,5 alebo viac hmotnosti Slnka. Vysvetľuje to skutočnosť, že pre existenciu bieleho trpaslíka je potrebné vyvážiť gravitačné stláčanie tlaku elektrónového plynu, ale to sa deje pri hmotnostiach nie vyšších ako 1,4 M C, toto obmedzenie sa nazýva Chandrasekharov limit. Hodnotu možno získať ako podmienku rovnosti tlakových síl k silám gravitačnej kompresie za predpokladu, že hybnosť elektrónov je určená vzťahom neurčitosti pre objem, ktorý zaberajú, a pohybujú sa rýchlosťou blízkou rýchlosti svetla. .

Neutrónové hviezdy

V prípade masívnejších (> 10 M C) hviezd sa všetko deje trochu inak. Vysoká teplota v jadre aktivuje reakcie absorpcie energie, ako je klepanie protónov, neutrónov a alfa častíc z jadier, ako aj e-. zachytávanie vysokoenergetických elektrónov, vyrovnávajúcich hmotnostný rozdiel dvoch jadier. Druhá reakcia vytvára prebytok neutrónov v jadre. Obe reakcie vedú k jej ochladeniu a všeobecnému stlačeniu hviezdy. Keď dôjde energia jadrovej fúzie, kompresia sa zmení na takmer voľný pád plášťa na kolabujúce jadro. Zároveň sa prudko zrýchľuje rýchlosť termonukleárnej fúzie vo vonkajších padajúcich vrstvách, čo vedie k emisii obrovského množstva energie v priebehu niekoľkých minút (porovnateľnej s energiou, ktorú vyžarujú svetelné hviezdy počas celej svojej existencie).
Zrútené jadro vďaka svojej vysokej hmotnosti prekoná tlak elektrónového plynu a ďalej sa sťahuje. V tomto prípade dochádza k reakciám p + e - → n + ν e, po ktorých v jadre nezostávajú takmer žiadne elektróny, ktoré interferujú s kompresiou. Kompresia nastáva do veľkosti 10 - 30 km, čo zodpovedá hustote stanovenej tlakom neutrónového degenerovaného plynu. Hmota dopadajúca na jadro dostane rázovú vlnu odrazenú od neutrónového jadra a časť energie uvoľnenej pri jeho stlačení, čo vedie k rýchlemu vymršteniu vonkajšieho obalu do strán. Výsledný objekt sa nazýva neutrónová hviezda. Väčšina (90 %) energie uvoľnenej z gravitačnej kompresie je odnesená neutrínami v prvých sekundách po kolapse. Vyššie uvedený proces sa nazýva výbuch supernovy typu 2. Energia výbuchu je taká, že niektoré z nich sú (zriedka) viditeľné voľným okom aj v denná. Prvú supernovu zaznamenali čínski astronómovia v roku 185 nášho letopočtu. V súčasnosti je zaznamenaných niekoľko stoviek ohnísk ročne.
Výsledná neutrónová hviezda má hustotu ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . Zachovanie momentu hybnosti počas stláčania hviezd vedie k veľmi krátkym orbitálnym periódam, zvyčajne v rozsahu od 1 do 1000 ms. Pre bežné hviezdy sú takéto obdobia nemožné, pretože Ich gravitácia nebude schopná pôsobiť proti odstredivým silám takejto rotácie. Neutrónová hviezda má veľmi veľké magnetické pole, dosahujúce na povrchu 10 12 -10 13 Gaussov, čo vedie k silnému elektromagnetickému žiareniu. Magnetická os, ktorá sa nezhoduje s osou rotácie, vedie k tomu, že neutrónová hviezda vysiela periodické (s periódou rotácie) pulzy žiarenia v danom smere. Takáto hviezda sa nazýva pulzar. Táto skutočnosť pomohla ich experimentálnemu objavu a používa sa na detekciu. Detekcia neutrónovej hviezdy pomocou optických metód je oveľa náročnejšia pre jej nízku svietivosť. Doba obehu sa postupne znižuje v dôsledku prechodu energie na žiarenie.
Vonkajšia vrstva neutrónovej hviezdy pozostáva z kryštalickej hmoty, najmä železa a jeho susedných prvkov. Väčšinu zvyšku hmoty tvoria neutróny a hyperóny sa nachádzajú v samom strede. Hustota hviezdy sa zvyšuje smerom k stredu a môže dosiahnuť hodnoty výrazne vyššie ako hustota jadrovej hmoty. Správanie hmoty pri takýchto hustotách je zle pochopené. Existujú teórie o voľných kvarkoch, vrátane nielen prvej generácie, pri takýchto extrémnych hustotách hadrónovej hmoty. Sú možné supravodivé a supratekuté stavy neutrónovej hmoty.
Existujú 2 mechanizmy chladenia neutrónovej hviezdy. Jedným z nich je emisia fotónov, ako všade inde. Druhým mechanizmom je neutríno. Prevláda, pokiaľ je teplota jadra nad 10 8 K. To zvyčajne zodpovedá povrchovej teplote nad 10 6 K a trvá 10 5 −10 6 rokov. Existuje niekoľko spôsobov, ako emitovať neutrína:

Čierne diery

Ak hmotnosť pôvodnej hviezdy presiahla 30 hmotností Slnka, jadro vytvorené pri výbuchu supernovy bude ťažšie ako 3 M C. Pri tejto hmotnosti už tlak neutrónového plynu nedokáže zadržať gravitáciu a jadro sa nezastaví v štádiu neutrónovej hviezdy, ale pokračuje v kolapse (experimentálne zistené neutrónové hviezdy však majú hmotnosti nie viac ako 2 hmotnosti Slnka, nie tri). Tentoraz kolapsu nič nezabráni a vzniká čierna diera. Tento objekt má čisto relativistickú povahu a nemožno ho vysvetliť bez všeobecnej relativity. Napriek skutočnosti, že hmota sa podľa teórie zrútila do bodu - singularity, čierna diera má nenulový polomer, nazývaný Schwarzschildov polomer:

RH = 2 GM/s 2.

Polomer označuje hranicu gravitačného poľa čiernej diery, ktorá je neprekonateľná aj pre fotóny, nazývaná horizont udalostí. Napríklad Schwarzschildov polomer Slnka je len 3 km. Mimo horizontu udalostí je gravitačné pole čiernej diery rovnaké ako gravitačné pole bežného objektu s jej hmotnosťou. Čiernu dieru možno pozorovať iba nepriamymi účinkami, pretože sama nevyžaruje žiadnu výraznú energiu.
Aj keď nič nemôže uniknúť horizontu udalostí, čierna diera môže stále vytvárať žiarenie. V kvantovom fyzickom vákuu sa virtuálne páry častica-antičastica neustále rodia a zanikajú. Silné gravitačné pole čiernej diery s nimi môže interagovať skôr, než zmiznú a pohltí antičasticu. Ak bola celková energia virtuálnej antičastice záporná, čierna diera stráca hmotnosť a zostávajúca častica sa stáva skutočnou a dostáva energiu dostatočnú na to, aby odletela z poľa čiernej diery. Toto žiarenie sa nazýva Hawkingovo žiarenie a má spektrum čierneho telesa. Dá sa tomu pripísať určitá teplota:

Vplyv tohto procesu na hmotnosť väčšiny čiernych dier je zanedbateľný v porovnaní s energiou, ktorú dostávajú dokonca aj z kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia. Výnimkou sú reliktné mikroskopické čierne diery, ktoré mohli vzniknúť v raných fázach vývoja vesmíru. Malé veľkosti urýchľujú proces odparovania a spomaľujú proces naberania hmoty. Záverečné fázy vyparovania takýchto čiernych dier by sa mali skončiť výbuchom. Nikdy neboli zaznamenané žiadne výbuchy zodpovedajúce popisu.
Hmota padajúca do čiernej diery sa zahrieva a stáva sa zdrojom röntgenového žiarenia, čo slúži ako nepriamy znak prítomnosti čiernej diery. Keď hmota padne do čiernej diery veľký moment hybnosť, vytvára okolo seba rotujúci akrečný disk, v ktorom častice pred pádom do čiernej diery strácajú energiu a moment hybnosti. V prípade supermasívnej čiernej diery sa pozdĺž osi disku objavujú dva odlišné smery, v ktorých tlak emitovaného žiarenia a elektromagnetické efekty urýchľujú častice vymrštené z disku. To vytvára silné prúdy látky v oboch smeroch, ktoré môžu byť tiež registrované. Podľa jednej teórie sú takto štruktúrované aktívne galaktické jadrá a kvazary.
Rotujúca čierna diera je zložitejší objekt. Svojou rotáciou „zachytáva“ určitú oblasť priestoru za horizontom udalostí („Lense-Thirringov efekt“). Táto oblasť sa nazýva ergosféra, jej hranica sa nazýva hranica statickosti. Statický limit je elipsoid, ktorý sa zhoduje s horizontom udalostí na dvoch póloch rotácie čiernej diery.
Rotujúce čierne diery majú ďalší mechanizmus straty energie prenosom energie na častice zachytené v ergosfére. Táto strata energie je sprevádzaná stratou momentu hybnosti a spomaľuje rotáciu.

Referencie

1. S.B.Popov, M.E.Prokhorov "Astrofyzika jednotlivých neutrónových hviezd: rádiotiché neutrónové hviezdy a magnetary" SAI MSU, 2002
2. William J. Kaufman "Kosmické hranice relativity" 1977
3. Iné internetové zdroje

20. december 10 g.

Vesmír je neustále sa meniaci makrokozmos, kde je každý objekt, látka alebo hmota v stave transformácie a zmeny. Tieto procesy trvajú miliardy rokov. V porovnaní s trvaním ľudský život toto nepochopiteľné časové obdobie je obrovské. V kozmickom meradle sú tieto zmeny dosť prchavé. Hviezdy, ktoré teraz vidíme na nočnej oblohe, boli rovnaké pred tisíckami rokov, keď ich mohli vidieť egyptskí faraóni, ale v skutočnosti sa táto zmena ani na sekundu nezastavila. fyzikálne vlastnosti nebeských telies. Hviezdy sa rodia, žijú a určite starnú – vývoj hviezd pokračuje ako obvykle.

Pozícia hviezd súhvezdia Veľká medvedica v rôznych historické obdobia v intervale pred 100 000 rokmi - naša doba a po 100 000 rokoch

Interpretácia vývoja hviezd z pohľadu bežného človeka

Pre bežného človeka sa priestor javí ako svet pokoja a ticha. Vesmír je v skutočnosti obrovské fyzikálne laboratórium, kde prebiehajú obrovské premeny, počas ktorých sa mení chemické zloženie, fyzikálne vlastnosti a štruktúra hviezd. Život hviezdy trvá dovtedy, kým svieti a vydáva teplo. Takýto brilantný stav však netrvá večne. Po jasnom zrode nasleduje obdobie hviezdnej zrelosti, ktoré sa nevyhnutne končí starnutím nebeského telesa a jeho smrťou.

Vznik protohviezdy z oblaku plynu a prachu pred 5-7 miliardami rokov

Všetky naše informácie o hviezdach dnes zapadajú do rámca vedy. Termodynamika nám dáva vysvetlenie procesov hydrostatickej a tepelnej rovnováhy, v ktorých sa nachádza hviezdna hmota. Jadrová a kvantová fyzika poskytuje prehľad zložitý proces jadrová fúzia, vďaka ktorej existuje hviezda, ktorá vydáva teplo a dáva svetlo do okolitého priestoru. Pri zrode hviezdy vzniká hydrostatická a tepelná rovnováha udržiavaná vlastnými zdrojmi energie. Na konci brilantnej hviezdnej kariéry je táto rovnováha narušená. Začína sa séria nezvratných procesov, ktorých výsledkom je zničenie hviezdy alebo kolaps - grandiózny proces okamžitého a brilantná smrť nebeské telo.

Výbuch supernovy je jasným finále života hviezdy zrodenej v prvých rokoch vesmíru.

Zmeny fyzikálnych vlastností hviezd sú spôsobené ich hmotnosťou. Rýchlosť vývoja objektov je ovplyvnená ich chemickým zložením a do určitej miery aj existujúcimi astrofyzikálnymi parametrami - rýchlosťou rotácie a stavom magnetické pole. Nedá sa presne rozprávať o tom, ako sa vlastne všetko deje kvôli enormnému trvaniu opísaných procesov. Rýchlosť vývoja a štádiá premeny závisia od času zrodu hviezdy a jej polohy vo vesmíre v čase narodenia.

Evolúcia hviezd z vedeckého hľadiska

Každá hviezda sa rodí z chumáča studeného medzihviezdneho plynu, ktorý sa vplyvom vonkajších a vnútorných gravitačných síl stlačí do stavu plynová guľa. Proces stláčania plynnej látky sa na chvíľu nezastaví, sprevádzaný kolosálnym uvoľnením tepelnej energie. Teplota nového útvaru sa zvyšuje, kým sa nespustí termonukleárna fúzia. Od tohto momentu sa stláčanie hviezdnej hmoty zastaví a dosiahne sa rovnováha medzi hydrostatickým a tepelným stavom objektu. Vesmír bol doplnený o novú plnohodnotnú hviezdu.

Hlavným hviezdnym palivom je atóm vodíka v dôsledku spustenej termonukleárnej reakcie.

Pri vývoji hviezd majú zásadný význam ich zdroje tepelnej energie. Žiarivá a tepelná energia unikajúca do vesmíru z povrchu hviezdy sa dopĺňa ochladzovaním vnútorných vrstiev nebeského telesa. Neustále prebiehajúce termonukleárne reakcie a gravitačné stláčanie v útrobách hviezdy kompenzujú stratu. Pokiaľ je v útrobách hviezdy dostatok jadrového paliva, hviezda žiari jasným svetlom a vyžaruje teplo. Len čo sa proces termonukleárnej fúzie spomalí alebo úplne zastaví, aktivuje sa mechanizmus vnútornej kompresie hviezdy, aby sa udržala tepelná a termodynamická rovnováha. V tejto fáze už objekt vyžaruje tepelná energia, ktorý je viditeľný iba v infračervenom rozsahu.

Na základe opísaných procesov môžeme konštatovať, že vývoj hviezd predstavuje konzistentnú zmenu zdrojov hviezdnej energie. IN moderná astrofyzika Procesy transformácie hviezd možno usporiadať v súlade s tromi stupnicami:

• jadrová časová os;
• tepelné obdobie života hviezdy;
• dynamický segment (konečný) životnosti svietidla.

V každom jednotlivom prípade sa berú do úvahy procesy, ktoré určujú vek hviezdy, jej fyzikálne vlastnosti a typ smrti objektu. Jadrová časová os je zaujímavá, pokiaľ je objekt poháňaný vlastnými zdrojmi tepla a vyžaruje energiu, ktorá je produktom jadrových reakcií. Trvanie tohto štádia sa odhaduje stanovením množstva vodíka, ktoré sa premení na hélium počas termonukleárnej fúzie. Čím väčšia je hmotnosť hviezdy, tým väčšia je intenzita jadrových reakcií, a teda aj vyššia svietivosť objektu.

Veľkosti a hmotnosti rôznych hviezd, od supergianta po červeného trpaslíka

Tepelná časová škála definuje štádium vývoja, počas ktorého hviezda minie všetku svoju tepelnú energiu. Tento proces začína od okamihu, keď sa vyčerpajú posledné zásoby vodíka a zastavia sa jadrové reakcie. Na udržanie rovnováhy objektu sa spustí proces kompresie. Hviezdna hmota padá smerom do stredu. V tomto prípade sa kinetická energia premieňa na tepelnú energiu, ktorá sa vynakladá na udržanie potrebnej teplotnej rovnováhy vo vnútri hviezdy. Časť energie uniká do vesmíru.

Vzhľadom na skutočnosť, že svietivosť hviezd je určená ich hmotnosťou, v okamihu stlačenia objektu sa jeho jas v priestore nemení.

Hviezda na ceste do hlavnej sekvencie

Tvorba hviezd prebieha podľa dynamickej časovej škály. Hviezdny plyn voľne padá dovnútra smerom k stredu, čím sa zvyšuje hustota a tlak v útrobách budúceho objektu. Čím vyššia je hustota v strede plynovej gule, tým vyššia je teplota vo vnútri objektu. Od tohto momentu sa teplo stáva hlavnou energiou nebeského telesa. Čím vyššia je hustota a tým vyššia teplota väčší tlak v hlbinách budúcej hviezdy. Voľný pád molekúl a atómov sa zastaví a proces stláčania hviezdneho plynu sa zastaví. Tento stav objektu sa zvyčajne nazýva protohviezda. Objekt je z 90 % molekulárny vodík. Keď teplota dosiahne 1800 K, vodík prechádza do atómového stavu. Počas procesu rozpadu sa spotrebúva energia a zvyšovanie teploty sa spomaľuje.

Vesmír pozostáva zo 75% molekulárneho vodíka, ktorý sa pri tvorbe protohviezd mení na atómový vodík - jadrové palivo hviezdy.

V tomto stave sa tlak vo vnútri plynovej gule znižuje, čím sa dáva voľnosť kompresnej sile. Táto sekvencia sa opakuje vždy, keď sa najskôr ionizuje všetok vodík a potom sa ionizuje hélium. Pri teplote 10⁵ K sa plyn úplne ionizuje, stláčanie hviezdy sa zastaví a nastáva hydrostatická rovnováha objektu. Ďalší vývoj hviezdy bude prebiehať v súlade s tepelnou časovou mierkou, oveľa pomalšie a konzistentnejšie.

Polomer protohviezdy sa od začiatku formovania zmenšuje zo 100 AU. do ¼ a.u. Objekt je uprostred oblaku plynu. V dôsledku pribúdania častíc z vonkajších oblastí oblaku hviezdneho plynu sa hmotnosť hviezdy neustále zvyšuje. V dôsledku toho sa teplota vo vnútri objektu zvýši, sprevádzajúc proces konvekcie - prenos energie z vnútorných vrstiev hviezdy na jej vonkajší okraj. Následne so zvyšujúcou sa teplotou vo vnútri nebeského telesa je konvekcia nahradená prenosom žiarenia, pohybujúcim sa smerom k povrchu hviezdy. V tomto momente sa rapídne zvyšuje svietivosť objektu a zvyšuje sa aj teplota povrchových vrstiev hviezdnej gule.

Konvekčné procesy a prenos žiarenia v novovzniknutej hviezde pred začiatkom termonukleárnych fúznych reakcií

Napríklad pri hviezdach s hmotnosťou identickou s hmotnosťou nášho Slnka nastáva stlačenie protohviezdneho oblaku len za niekoľko stoviek rokov. Čo sa týka konečnej fázy formovania objektu, kondenzácia hviezdnej hmoty sa ťahá už milióny rokov. Slnko sa pohybuje smerom k hlavnej postupnosti pomerne rýchlo a táto cesta bude trvať stovky miliónov alebo miliardy rokov. Inými slovami, čím väčšia je hmotnosť hviezdy, dlhšia medzeračas strávený na formovaní plnohodnotnej hviezdy. Hviezda s hmotnosťou 15M sa bude pohybovať po ceste k hlavnej postupnosti oveľa dlhšie - asi 60 tisíc rokov.

Fáza hlavnej sekvencie

Hoci niektoré fúzne reakcie sa začínajú pri viac nízke teploty, hlavná fáza spaľovania vodíka začína pri teplote 4 milióny stupňov. Od tohto momentu začína fáza hlavnej sekvencie. Prichádza do hry nový formulár reprodukcia hviezdnej energie – jadrová. Kinetická energia uvoľnená počas stláčania objektu mizne do pozadia. Dosiahnutá rovnováha zaisťuje dlhý a tichý život hviezdy, ktorá sa ocitne v počiatočnej fáze hlavnej sekvencie.

Štiepenie a rozpad atómov vodíka počas termonukleárnej reakcie prebiehajúcej vo vnútri hviezdy

Od tohto momentu je pozorovanie života hviezdy jednoznačne späté s fázou hlavnej postupnosti, ktorá je dôležitou súčasťou vývoja nebeských telies. Práve v tomto štádiu je jediným zdrojom hviezdnej energie výsledok spaľovania vodíka. Objekt je v rovnovážnom stave. Pri spotrebe jadrového paliva sa mení iba chemické zloženie objektu. Pobyt Slnka vo fáze hlavnej postupnosti bude trvať približne 10 miliárd rokov. Takto dlho bude trvať, kým naša rodná hviezda spotrebuje celú svoju zásobu vodíka. Pokiaľ ide o masívne hviezdy, ich vývoj prebieha rýchlejšie. Tým, že vyžaruje viac energie, masívna hviezda zostáva vo fáze hlavnej sekvencie iba 10-20 miliónov rokov.

Menej hmotné hviezdy horia na nočnej oblohe oveľa dlhšie. Hviezda s hmotnosťou 0,25 M teda zostane vo fáze hlavnej postupnosti desiatky miliárd rokov.

Hertzsprung-Russellov diagram hodnotiaci vzťah medzi spektrom hviezd a ich svietivosťou. Body na diagrame - umiestnenie slávnych hviezd. Šípky označujú posun hviezd z hlavnej postupnosti do fázy obrích a bielych trpaslíkov.

Aby ste si predstavili vývoj hviezd, stačí sa pozrieť na diagram charakterizujúci dráhu nebeského telesa v hlavnej postupnosti. Horná časť grafika vyzerá menej presýtená objektmi, pretože tu sú sústredené masívne hviezdy. Toto umiestnenie sa vysvetľuje ich krátkym životným cyklom. Z dnes známych hviezd majú niektoré hmotnosť 70 m. Objekty, ktorých hmotnosť presahuje hornú hranicu 100 m, sa nemusia vytvárať vôbec.

Nebeské telesá, ktorých hmotnosť je menšia ako 0,08 M, nemajú možnosť prekonať kritickú hmotnosť potrebnú pre nástup termonukleárnej fúzie a zostávajú počas svojho života chladné. Najmenšie protohviezdy sa zrútia a tvoria trpaslíkov podobných planétam.

Hnedý trpaslík podobný planéte v porovnaní s normálnou hviezdou (naším Slnkom) a planétou Jupiter

V spodnej časti sekvencie sú sústredené objekty, ktorým dominujú hviezdy s hmotnosťou rovnajúcou sa hmotnosti nášho Slnka a o niečo viac. Pomyselnú hranicu medzi hornou a dolnou časťou hlavnej postupnosti tvoria objekty, ktorých hmotnosť je – 1,5 m.

Nasledujúce štádiá hviezdneho vývoja

Každá z možností vývoja stavu hviezdy je určená jej hmotnosťou a dĺžkou času, počas ktorého dochádza k premene hviezdnej hmoty. Vesmír je však mnohostranný a zložitý mechanizmus, takže vývoj hviezd sa môže uberať inými cestami.

Pri cestovaní po hlavnej postupnosti má hviezda s hmotnosťou približne rovnou hmotnosti Slnka tri hlavné možnosti trasy:

1. žite svoj život pokojne a pokojne odpočívajte v obrovských rozlohách vesmíru;
2. vstúpiť do fázy červeného obra a pomaly starnúť;
3. stať sa bielym trpaslíkom, explodovať ako supernova a stať sa neutrónovou hviezdou.

Možné možnosti vývoja protohviezd v závislosti od času, chemického zloženia objektov a ich hmotnosti

Po hlavnej sekvencii prichádza obrovská fáza. V tomto čase sú zásoby vodíka v útrobách hviezdy úplne vyčerpané, centrálnou oblasťou objektu je héliové jadro a termonukleárne reakcie sa presúvajú na povrch objektu. Pod vplyvom termonukleárnej fúzie sa škrupina rozširuje, ale zvyšuje sa hmotnosť jadra hélia. Obyčajná hviezda sa zmení na červeného obra.

Obrovská fáza a jej vlastnosti

V hviezdach s nízkou hmotnosťou sa hustota jadra stáva kolosálnou a mení hviezdnu hmotu na degenerovaný relativistický plyn. Ak je hmotnosť hviezdy o niečo väčšia ako 0,26 M, zvýšenie tlaku a teploty vedie k začiatku syntézy hélia, ktorá pokrýva celú centrálnu oblasť objektu. Od tohto momentu sa teplota hviezdy rýchlo zvyšuje. Hlavná vlastnosť Proces spočíva v tom, že degenerovaný plyn nemá schopnosť expandovať. Pod vplyvom vysoká teplota zvyšuje sa len rýchlosť štiepenia hélia, čo je sprevádzané výbušnou reakciou. V takých chvíľach môžeme pozorovať héliový záblesk. Jas objektu sa stokrát zvýši, no agónia hviezdy pokračuje. Hviezda prechádza do nového stavu, kde všetky termodynamické procesy prebiehajú v jadre hélia a vo vybitom vonkajšom obale.

Štruktúra hviezdy hlavnej postupnosti slnečného typu a červeného obra s izotermickým héliovým jadrom a vrstvenou zónou nukleosyntézy

Tento stav je dočasný a nie stabilný. Hviezdna hmota sa neustále mieša a jej značná časť je vyvrhovaná do okolitého priestoru, čím vzniká planetárna hmlovina. V strede zostáva horúce jadro, nazývané biely trpaslík.

Pre hviezdy s veľkými hmotnosťami nie sú vyššie uvedené procesy také katastrofické. Spaľovanie hélia je nahradené jadrovou štiepnou reakciou uhlíka a kremíka. Nakoniec sa jadro hviezdy zmení na hviezdne železo. Obrovská fáza je určená hmotnosťou hviezdy. Čím väčšia je hmotnosť objektu, tým nižšia je teplota v jeho strede. To zjavne nestačí na spustenie jadrovej štiepnej reakcie uhlíka a iných prvkov.

Osud bieleho trpaslíka - neutrónovej hviezdy alebo čiernej diery

Keď je objekt v stave bieleho trpaslíka, je v extrémne nestabilnom stave. Zastavené jadrové reakcie vedú k poklesu tlaku, jadro prechádza do kolapsu. Energia uvoľnená v v tomto prípade, sa vynakladá na rozpad železa na atómy hélia, ktoré sa ďalej rozpadá na protóny a neutróny. Bežiaci proces sa vyvíja rýchlym tempom. Kolaps hviezdy charakterizuje dynamický segment stupnice a trvá zlomok sekundy. Spaľovanie zvyškov jadrového paliva prebieha explozívne, pričom sa v zlomku sekundy uvoľní obrovské množstvo energie. To úplne stačí na vyhodenie horných vrstiev objektu. Záverečná fáza Biely trpaslík je výbuch supernovy.

Jadro hviezdy sa začína zrútiť (vľavo). Kolaps vytvára neutrónovú hviezdu a vytvára tok energie do vonkajších vrstiev hviezdy (stredu). Energia uvoľnená v dôsledku dumpingu vonkajšie vrstvy hviezdy počas výbuchu supernovy (vpravo).

Zostávajúce superhusté jadro bude zhlukom protónov a elektrónov, ktoré sa navzájom zrážajú a vytvárajú neutróny. Vesmír bol doplnený o nový objekt – neutrónovú hviezdu. Kvôli vysoká hustota jadro degeneruje, proces kolapsu jadra sa zastaví. Ak by bola hmota hviezdy dostatočne veľká, kolaps by mohol pokračovať, až kým zvyšná hviezdna hmota napokon nespadne do stredu objektu a vytvorí čiernu dieru.

Vysvetlenie poslednej časti hviezdneho vývoja

Pre normálne rovnovážne hviezdy sú opísané vývojové procesy nepravdepodobné. Existencia bielych trpaslíkov a neutrónových hviezd však dokazuje skutočnú existenciu procesov kompresie hviezdnej hmoty. Menšia suma podobné predmety vo Vesmíre naznačuje pominuteľnosť ich existencie. Záverečná fáza vývoja hviezd môže byť reprezentovaná ako sekvenčný reťazec dvoch typov:

• normálna hviezda - červený obor - zhadzovanie vonkajších vrstiev - biely trpaslík;
• masívna hviezda – červený veleobr – výbuch supernovy – neutrónová hviezda alebo čierna diera – ničota.

Schéma vývoja hviezd. Možnosti pokračovania života hviezd mimo hlavnej postupnosti.

Je dosť ťažké vysvetliť prebiehajúce procesy z vedeckého hľadiska. Jadroví vedci sa zhodujú, že v prípade záverečnej fázy hviezdneho vývoja máme do činenia s únavou hmoty. V dôsledku dlhšieho mechanického, termodynamického vplyvu hmota mení svoje fyzikálne vlastnosti. Únava hviezdnej hmoty, vyčerpaná dlho jadrové reakcie, možno vysvetliť vznik degenerovaného elektrónového plynu, jeho následnú neutronizáciu a anihiláciu. Ak všetky vyššie uvedené procesy prebiehajú od začiatku do konca, hviezdna hmota prestáva byť fyzikálnou substanciou – hviezda zmizne vo vesmíre a nezanechá po sebe nič.

Medzihviezdne bubliny a plynové a prachové oblaky, ktoré sú rodiskom hviezd, sa nedajú doplniť len zmiznutými a vybuchnutými hviezdami. Vesmír a galaxie sú v rovnovážnom stave. K strate hmoty dochádza neustále, hustota medzihviezdneho priestoru v jednej časti klesá kozmického priestoru. Následne sa v inej časti vesmíru vytvárajú podmienky pre vznik nových hviezd. Inými slovami, schéma funguje: ak sa na jednom mieste stratilo určité množstvo hmoty, na inom mieste vo vesmíre sa rovnaké množstvo hmoty objavilo v inej forme.

Na záver

Štúdiom vývoja hviezd prichádzame k záveru, že vesmír je gigantické riedke riešenie, v ktorom sa časť hmoty premieňa na molekuly vodíka, ktorý je stavebný materiál pre hviezdy. Druhá časť sa rozplýva v priestore, mizne zo sféry materiálnych vnemov. Čierna diera je v tomto zmysle miestom prechodu všetkého materiálu na antihmotu. Je dosť ťažké plne pochopiť význam toho, čo sa deje, najmä ak sa pri štúdiu vývoja hviezd spoliehame iba na zákony jadrovej energie, kvantová fyzika a termodynamika. Teória by mala byť zahrnutá do štúdia tejto problematiky. relatívna pravdepodobnosť, ktorá umožňuje zakrivenie priestoru, umožňujúce premenu jednej energie na druhú, jedného stavu na druhý.

Naše Slnko svieti už viac ako 4,5 miliardy rokov. Zároveň neustále spotrebúva vodík. Je úplne jasné, že bez ohľadu na to, aké veľké sú jeho zásoby, jedného dňa sa vyčerpajú. A čo sa stane so svietidlom? Na túto otázku existuje odpoveď. Životný cyklus hviezdy možno študovať z iných podobných kozmických útvarov. Koniec koncov, vo vesmíre sú skutoční patriarchovia, ktorých vek je 9-10 miliárd rokov. A sú tam veľmi mladé hviezdy. Nie sú staršie ako niekoľko desiatok miliónov rokov.

V dôsledku toho pozorovaním stavu rôznych hviezd, ktorými je vesmír „posypaný“, možno pochopiť, ako sa správajú v priebehu času. Tu môžeme nakresliť analógiu s mimozemským pozorovateľom. Odletel na Zem a začal študovať ľudí: deti, dospelých, starých ľudí. Vo veľmi krátkom čase teda pochopil, aké zmeny sa s ľuďmi počas života dejú.

Slnko je momentálne žltý trpaslík - 1
Uplynú miliardy rokov a stane sa červeným obrom - 2
A potom sa zmení na bieleho trpaslíka - 3

Preto môžeme so všetkou istotou povedať keď sa vyčerpajú zásoby vodíka v centrálnej časti Slnka, termonukleárna reakcia sa nezastaví. Zóna, kde bude tento proces pokračovať, sa začne posúvať smerom k povrchu našej hviezdy. Zároveň však gravitačné sily už nebudú môcť ovplyvňovať tlak, ktorý vzniká v dôsledku termonukleárnej reakcie.

v dôsledku toho hviezda začne rásť a postupne sa zmení na červeného obra. Toto je vesmírny objekt neskorého štádia evolúcie. Stáva sa to však aj v ranom štádiu tvorby hviezd. Až v druhom prípade sa červený obr zmenší a zmení sa na hviezda hlavnej postupnosti. Teda taký, v ktorom prebieha reakcia syntézy hélia z vodíka. Jedným slovom, kde životný cyklus hviezdy začína, tam aj končí.

Naše Slnko sa zväčší natoľko, že pohltí okolité planéty. Sú to Merkúr, Venuša a Zem. Ale neboj sa. Hviezda začne umierať o niekoľko miliárd rokov. Počas tejto doby sa zmenia desiatky a možno stovky civilizácií. Človek si neraz vezme do ruky palicu a po tisíckach rokov zasa sadne k počítaču. Toto je obvyklá cyklickosť, na ktorej je založený celý vesmír.

Ale stať sa červeným obrom neznamená koniec. Termonukleárna reakcia vymrští vonkajší obal do vesmíru. A v strede zostane jadro hélia bez energie. Vplyvom gravitačných síl sa stlačí a v konečnom dôsledku premení na mimoriadne hustý kozmický útvar s veľkou hmotnosťou. Takéto zvyšky vyhasnutých a pomaly chladnúcich hviezd sa nazývajú bielych trpaslíkov.

Náš biely trpaslík bude mať polomer 100-krát menší ako polomer Slnka a jeho svietivosť sa zníži 10-tisíckrát. V tomto prípade bude hmotnosť porovnateľná so súčasnou slnečnou a hustota bude miliónkrát väčšia. Takýchto bielych trpaslíkov je v našej Galaxii veľa. Ich počet je 10 %. celkový počet hviezdy

Treba poznamenať, že bieli trpaslíci sú vodík a hélium. Ale nepôjdeme do divočiny, ale len si všimneme, že pri silnom stlačení môže nastať gravitačný kolaps. A to je plné kolosálneho výbuchu. V tomto prípade je pozorovaný výbuch supernovy. Pojem „supernova“ nevystihuje vek, ale jas blesku. Je to tak, že biely trpaslík nebol dlho viditeľný v kozmickej priepasti a zrazu sa objavila jasná žiara.

Väčšina explodujúcej supernovy sa rozptýli vesmírom obrovskou rýchlosťou. A zostávajúca centrálna časť je stlačená do ešte hustejšej formácie a je tzv neutrónová hviezda. Je to konečný produkt hviezdneho vývoja. Jeho hmotnosť je porovnateľná so Slnkom a jeho polomer dosahuje len niekoľko desiatok kilometrov. Jedna kocka cm neutrónová hviezda môže vážiť milióny ton. Takýchto útvarov je vo vesmíre pomerne veľa. Ich počet je asi tisíckrát menší ako zvyčajných sĺnk, ktorými je nočná obloha Zeme posiata.

Treba povedať, že životný cyklus hviezdy priamo súvisí s jej hmotnosťou. Ak sa zhoduje s hmotnosťou nášho Slnka alebo je menšia ako ona, potom sa na konci života objaví biely trpaslík. Existujú však svietidlá, ktoré sú desiatky a stokrát väčšie ako Slnko.

Keď sa takíto obri vekom zmenšujú, deformujú priestor a čas natoľko, že namiesto bieleho trpaslíka sa objaví biely trpaslík. čierna diera. Jeho gravitačná príťažlivosť je taká silná, že ju nedokážu prekonať ani objekty, ktoré sa pohybujú rýchlosťou svetla. Rozmery otvoru sa vyznačujú tým gravitačný polomer. Toto je polomer gule ohraničený horizont udalostí. Predstavuje časopriestorový limit. Akékoľvek kozmické telo, ktoré ho prekoná, navždy zmizne a nikdy sa nevráti späť.

Existuje veľa teórií o čiernych dierach. Všetky sú založené na teórii gravitácie, pretože gravitácia je jednou z najdôležitejších síl vesmíru. A jeho hlavnou kvalitou je všestrannosť. Aspoň dnes nebol objavený jediný vesmírny objekt, ktorému by chýbala gravitačná interakcia.

Existuje predpoklad, že cez čierna diera môžete sa dostať do paralelný svet. To znamená, že je to kanál do inej dimenzie. Všetko je možné, ale každé tvrdenie si vyžaduje praktické dôkazy. Takýto experiment sa však zatiaľ žiadnemu smrteľníkovi nepodarilo uskutočniť.

Životný cyklus hviezdy teda pozostáva z niekoľkých etáp. V každom z nich sa svietidlo objavuje v určitej kapacite, ktorá sa radikálne líši od predchádzajúcich a budúcich. Toto je jedinečnosť a tajomstvo vesmíru. Pri jeho spoznávaní si mimovoľne začínate myslieť, že aj človek prechádza vo svojom vývoji niekoľkými fázami. A škrupina, v ktorej teraz existujeme, je len prechodným štádiom do nejakého iného stavu. Tento záver si však opäť vyžaduje praktické potvrdenie..

> Životný cyklus hviezdy

Popis život a smrť hviezd: fázy vývoja s fotografiami, molekulárne oblaky, protohviezda, T Tauri, hlavná sekvencia, červený obr, biely trpaslík.

Všetko na tomto svete sa vyvíja. Akýkoľvek cyklus začína narodením, rastom a končí smrťou. Samozrejme, hviezdy majú tieto cykly zvláštnym spôsobom. Pamätajme aspoň na to, že ich časové rámce sú väčšie a merajú sa na milióny a miliardy rokov. Navyše ich smrť so sebou nesie určité následky. Ako to vyzerá životný cyklus hviezd?

Prvý životný cyklus hviezdy: Molekulárne oblaky

Začnime zrodom hviezdy. Predstavte si obrovský oblak studeného molekulárneho plynu, ktorý môže pokojne existovať vo vesmíre bez akýchkoľvek zmien. Zrazu však neďaleko od nej vybuchne supernova alebo sa zrazí s iným mrakom. Vďaka takémuto zatlačeniu sa aktivuje proces ničenia. Je rozdelená na malé časti, z ktorých každá je zatiahnutá do seba. Ako ste už pochopili, všetky tieto skupiny sa pripravujú na to, aby sa stali hviezdami. Gravitácia zvyšuje teplotu a uložená hybnosť udržuje rotačný proces. Spodný diagram názorne demonštruje kolobeh hviezd (život, fázy vývoja, možnosti transformácie a smrť nebeského telesa s fotografiou).

Druhý životný cyklus hviezdy: Protostar

Materiál hustejšie kondenzuje, zahrieva sa a je odpudzovaný gravitačným kolapsom. Takýto objekt sa nazýva protohviezda, okolo ktorej sa vytvára disk materiálu. Časť je priťahovaná k objektu, čím sa zvyšuje jeho hmotnosť. Zvyšné trosky sa zoskupia a vytvoria planetárny systém. Ďalší vývoj hviezdy závisí od hmotnosti.

Tretí životný cyklus hviezdy: T Býk

Keď materiál zasiahne hviezdu, uvoľní sa obrovské množstvo energie. Nový hviezdny stupeň dostal meno podľa prototypu – T Tauri. Je to premenná hviezda, ktorá sa nachádza 600 svetelných rokov ďaleko (blízko).

Môže dosiahnuť veľký jas, pretože materiál sa rozpadá a uvoľňuje energiu. Centrálna časť však nemá dostatočnú teplotu na podporu jadrovej fúzie. Táto fáza trvá 100 miliónov rokov.

Štvrtý životný cyklus hviezdy:Hlavná sekvencia

V určitom okamihu sa teplota nebeského telesa zvýši na požadovanú úroveň, čím sa aktivuje jadrová fúzia. Všetky hviezdy si tým prechádzajú. Vodík sa premieňa na hélium, pričom sa uvoľňuje obrovské teplo a energia.

Energia sa uvoľňuje ako gama lúče, ale v dôsledku pomalého pohybu hviezdy dopadá s rovnakou vlnovou dĺžkou. Svetlo je vytlačené von a dostáva sa do konfliktu s gravitáciou. Môžeme predpokladať, že je tu vytvorená ideálna rovnováha.

Ako dlho bude v hlavnej sekvencii? Musíte začať od hmotnosti hviezdy. Červení trpaslíci (polovica hmotnosti Slnka) môžu spaľovať zásoby paliva stovky miliárd (biliónov) rokov. Priemerný počet hviezd (ako ) žije 10-15 miliárd. Ale tie najväčšie sú staré miliardy alebo milióny rokov. Pozrite sa, ako vyzerá vývoj a smrť hviezd rôznych tried v diagrame.

Piaty životný cyklus hviezdy:Červený obr

Počas procesu tavenia dochádza k úniku vodíka a hromadeniu hélia. Keď už nezostane žiadny vodík, všetky jadrové reakcie sa zastavia a hviezda sa začne zmenšovať vplyvom gravitácie. Vodíkový obal okolo jadra sa zahreje a zapáli, čo spôsobí, že objekt narastie 1000 až 10 000-krát väčší. V určitom okamihu naše Slnko zopakuje tento osud a zvýši sa na obežnú dráhu Zeme.

Teplota a tlak dosahujú maximum a hélium sa spája do uhlíka. V tomto bode sa hviezda zmenšuje a prestáva byť červeným obrom. Pri väčšej masívnosti bude objekt spaľovať iné ťažké prvky.

Šiesty životný cyklus hviezdy: Biely trpaslík

Hviezda so slnečnou hmotnosťou nemá dostatočný gravitačný tlak na roztavenie uhlíka. Preto smrť nastáva s koncom hélia. Vonkajšie vrstvy sa vyhodia a objaví sa biely trpaslík. Začína horúco, ale po stovkách miliárd rokov sa ochladí.

Evolúcia hviezd rôznych hmotností

Astronómovia nemôžu pozorovať život jednej hviezdy od začiatku do konca, pretože aj tie najkratšie žijúce hviezdy existujú milióny rokov – dlhšie ako život celého ľudstva. Zmeny fyzikálnych vlastností v priebehu času a chemické zloženie hviezdy, t.j. hviezdny vývoj, astronómovia študujú porovnaním charakteristík mnohých hviezd nachádzajúcich sa na rôznych štádiách evolúcie.

Fyzikálne vzory spájajúce pozorované charakteristiky hviezd sa odrážajú v diagrame farebnej svietivosti - Hertzsprung - Russell diagram, na ktorom hviezdy tvoria samostatné skupiny - postupnosti: hlavná postupnosť hviezd, postupnosti veleobrov, jasných a slabých obrov, podobrov, subtrpaslíkov a bielych trpaslíkov.

Po väčšinu svojho života sa každá hviezda nachádza v takzvanej hlavnej postupnosti diagramu farby a svietivosti. Všetky ostatné fázy vývoja hviezdy pred vytvorením kompaktného zvyšku nezaberú viac ako 10 % tohto času. To je dôvod, prečo väčšina hviezd pozorovaných v našej Galaxii sú skromní červení trpaslíci s hmotnosťou Slnka alebo menšou. Hlavná sekvencia obsahuje asi 90 % všetkých pozorovaných hviezd.

Životnosť hviezdy a to, na čo sa na konci zmení životná cesta, je úplne určená svojou hmotnosťou. Hviezdy s hmotnosťou väčšou ako Slnko žijú oveľa menej ako Slnko a životnosť najhmotnejších hviezd je len milióny rokov. Pre veľkú väčšinu hviezd je životnosť približne 15 miliárd rokov. Keď hviezda vyčerpá svoje zdroje energie, začne sa ochladzovať a sťahovať sa. Konečným produktom hviezdneho vývoja sú kompaktné, masívne objekty, ktorých hustota je mnohonásobne väčšia ako hustota bežných hviezd.

hviezdy rôzne hmotnosti skončia v jednom z troch stavov: bieli trpaslíci, neutrónové hviezdy alebo čierne diery. Ak je hmotnosť hviezdy malá, potom sú gravitačné sily relatívne slabé a stláčanie hviezdy (gravitačný kolaps) sa zastaví. Prechádza do stabilného stavu bieleho trpaslíka. Ak hmotnosť presahuje kritická hodnota, kompresia pokračuje. Pri veľmi vysokých hustotách sa elektróny spájajú s protónmi a vytvárajú neutróny. Čoskoro sa takmer celá hviezda skladá len z neutrónov a má takú obrovskú hustotu, že obrovská hviezdna hmota sa sústredí do veľmi malej gule s polomerom niekoľkých kilometrov a stláčanie sa zastaví – vznikne neutrónová hviezda. Ak je hmotnosť hviezdy taká veľká, že ani vznik neutrónovej hviezdy nezastaví gravitačný kolaps, potom posledným štádiom vývoja hviezdy bude čierna diera.