Što je posljednja faza u evoluciji masivnih zvijezda. Kako umiru zvijezde

Ako se negdje u Svemiru nakupi dovoljno materije, ona se skuplja u gustu grudu u kojoj počinje termonuklearna reakcija. Ovako svijetle zvijezde. Prvi je planuo u tami mladog Svemira prije 13,7 milijardi (13,7 * 10 9) godina, a naše Sunce - tek prije nekih 4,5 milijardi godina. Životni vijek zvijezde i procesi koji se odvijaju na kraju tog razdoblja ovise o masi zvijezde.

Sve dok u zvijezdi traje termonuklearna reakcija pretvaranja vodika u helij, ona je na glavnom nizu. Vrijeme provedeno od strane zvijezde glavni niz ovisi o masi: najveći i najteži brzo dosežu stupanj crvenog diva, a zatim silaze s glavnog niza kao rezultat eksplozije supernove ili formiranja bijelog patuljka.

Sudbina divova

Najveće i najmasivnije zvijezde brzo izgaraju i eksplodiraju u supernovama. Nakon eksplozije supernove ostaje neutronska zvijezda ili crna rupa, a oko njih je materija izbačena kolosalnom energijom eksplozije, koja zatim postaje materijal za nove zvijezde. Od naših najbližih zvjezdanih susjeda takva sudbina čeka, primjerice, Betelgeuse, ali kad eksplodira, nemoguće je izračunati.

Maglica nastala izbacivanjem materije iz eksplozije supernove. U središtu maglice je neutronska zvijezda.

Neutronska zvijezda je užasan fizički fenomen. Jezgra zvijezde koja eksplodira komprimirana je - slično kao plin u motoru s unutarnjim izgaranjem, samo u vrlo velikom i učinkovitom: kugla promjera stotina tisuća kilometara pretvara se u kuglu promjera od 10 do 20 kilometara. . Sila pritiska je tolika da elektroni padaju atomske jezgre, tvoreći neutrone - otuda i naziv.

NASA Neutronska zvijezda (umjetnikova vizija)

Gustoća materije pod takvom kompresijom raste za oko 15 redova veličine, a temperatura raste do nezamislivih 10 12 K u središtu neutronske zvijezde i 1 000 000 K na periferiji. Dio te energije emitira se u obliku fotonskog zračenja, a dio odnose neutrini koji se formiraju u jezgri neutronske zvijezde. Ali čak i zbog vrlo učinkovitog hlađenja neutrina, neutronska zvijezda se hladi vrlo sporo: treba joj 10 16 ili čak 10 22 godine da potpuno iscrpi energiju. Teško je reći što će ostati na mjestu ohlađene neutronske zvijezde, ali je nemoguće promatrati: svijet je premlad za to. Postoji pretpostavka da se na mjestu ohlađene zvijezde opet stvara crna rupa.

Crne rupe nastaju gravitacijskim kolapsom vrlo masivnih objekata, kao što su eksplozije supernove. Možda će se za bilijune godina ohlađene neutronske zvijezde pretvoriti u crne rupe.

Sudbina zvijezda srednje veličine

Druge, manje masivne zvijezde ostaju na glavnom nizu dulje od onih najvećih, ali kada ga napuste, umiru mnogo brže od svojih neutronskih srodnika. Više od 99% zvijezda u Svemiru nikada neće eksplodirati i neće se pretvoriti ni u crne rupe ni u neutronske zvijezde - njihove su jezgre premalene za takve kozmičke drame. Umjesto toga, zvijezde srednje mase se na kraju života pretvaraju u crvene divove, koji se, ovisno o masi, pretvaraju u bijele patuljke, eksplodiraju, potpuno se raspršuju ili postaju neutronske zvijezde.

Bijeli patuljci sada čine 3 do 10% zvjezdane populacije svemira. Njihova temperatura je vrlo visoka - više od 20 000 K, više od tri puta veća od temperature površine Sunca - ali još uvijek niža od temperature neutronskih zvijezda, a zbog niže temperature i veće površine bijeli se patuljci brže hlade - za 10 14 - 10 15 godina. To znači da će se u sljedećih 10 trilijuna godina – kada će svemir biti tisuću puta stariji nego što je sada – u svemiru pojaviti nova vrsta objekta: crni patuljak, proizvod hlađenja bijelog patuljka.

Za sada nema crnih patuljaka u svemiru. Čak su i najstarije zvijezde koje se hlade izgubile najviše 0,2% svoje energije; za bijelog patuljka s temperaturom od 20 000 K to znači hlađenje na 19 960 K.

Za najmlađe

Još manje se zna o tome što se događa kada se najmanje zvijezde, poput našeg najbližeg susjeda, crvenog patuljka Proxime Centauri, ohlade nego o supernovama i crnim patuljcima. Termonuklearna fuzija u njihovim jezgrama je spora, a na glavnoj sekvenci ostaju dulje od ostalih - prema nekim proračunima do 10 12 godina, a nakon toga će, pretpostavlja se, nastaviti život kao bijeli patuljci, tj. svijetlit će još 10 14 - 10 15 godina prije transformacije u crnog patuljka.

Promatrajući vedro noćno nebo daleko od gradskih svjetala, lako je vidjeti da je svemir pun zvijezda. Kako je priroda uspjela stvoriti bezbroj ovih predmeta? Uostalom, prema procjenama samo u Mliječnoj stazi postoji oko 100 milijardi zvijezda. Osim toga, zvijezde se rađaju i danas, 10-20 milijardi godina nakon nastanka Svemira. Kako nastaju zvijezde? Koje promjene prolazi zvijezda prije nego što postigne stabilno stanje, poput našeg Sunca?

Sa stajališta fizike, zvijezda je plinska lopta

Sa stajališta fizike, to je plinska lopta. Toplina i tlak koji nastaju u nuklearnim reakcijama - uglavnom u reakcijama fuzije helija iz vodika - sprječavaju kolaps zvijezde pod vlastitom gravitacijom. Život ovog relativno jednostavnog objekta slijedi dobro definiran scenarij. Prvo, zvijezda se rađa iz difuznog oblaka međuzvjezdanog plina, a zatim slijedi dugi sudnji dan. Ali na kraju, kada se svo nuklearno gorivo potroši, pretvorit će se u slabo svijetlećeg bijelog patuljka, neutronsku zvijezdu ili crnu rupu.

Ovaj opis može ostaviti dojam da detaljna analiza nastanka i ranih faza zvjezdane evolucije ne bi trebala izazvati značajne poteškoće. Ali međuigra gravitacije i toplinskog tlaka uzrokuje da se zvijezde ponašaju na nepredvidive načine.
Razmotrimo, na primjer, evoluciju luminoznosti, odnosno promjenu količine energije koju emitira zvjezdana površina po jedinici vremena. Unutarnja temperatura mlade zvijezde preniska je za fuziju vodikovih atoma, pa njezin sjaj mora biti relativno nizak. Može se povećati kada počnu nuklearne reakcije, a tek onda postupno padati. Zapravo, vrlo mlada zvijezda je izuzetno svijetla. Njegov sjaj opada s godinama, dosežući privremeni minimum tijekom izgaranja vodika.

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

U ranim fazama evolucije u zvijezdama, razne fizički procesi, od kojih su neki još uvijek slabo shvaćeni. Tek u posljednja dva desetljeća astronomi su počeli graditi detaljnu sliku evolucije zvijezda na temelju napretka u teoriji i promatranju.
Zvijezde se rađaju iz velikih oblaka koji se ne mogu vidjeti u vidljivom svjetlu, a nalaze se u diskovima. spiralne galaksije. Astronomi te objekte nazivaju divovskim molekularnim kompleksima. Izraz "molekularni" odražava činjenicu da je plin u kompleksima prvenstveno sastavljen od vodika u molekularnom obliku. Takvi su oblaci najveće formacije u Galaksiji, ponekad dosežu više od 300 sv. godina preko.

U temeljitijoj analizi evolucije zvijezde

Pomnija analiza otkriva da zvijezde nastaju iz pojedinačnih kondenzacija - kompaktnih zona - u divovskom molekularnom oblaku. Astronomi su proučavali svojstva kompaktnih zona s velikim radioteleskopima, jedinim instrumentima koji mogu detektirati slabe milimooblake. Iz opažanja ovog zračenja proizlazi da tipična kompaktna zona ima promjer od nekoliko svjetlosnih mjeseci, gustoću od 30 000 molekula vodika po cm^ i temperaturu od 10 Kelvina.
Na temelju tih vrijednosti zaključeno je da je tlak plina u kompaktnim zonama takav da može podnijeti kompresiju pod djelovanjem samogravitacijskih sila.

Stoga, da bi se formirala zvijezda, kompaktna zona se mora skupiti iz nestabilnog stanja, tako da gravitacijske sile premašuju unutarnji tlak plina.
Još nije jasno kako se kompaktne zone kondenziraju iz početnog molekularnog oblaka i poprimaju tako nestabilno stanje. Ipak, čak i prije otkrića kompaktnih zona, astrofizičari su imali priliku simulirati proces stvaranja zvijezda. Već 1960-ih teoretičari su koristili računalne simulacije kako bi odredili kako se oblaci sabijaju u nestabilnom stanju.
Iako je za teorijske izračune korišten širok raspon početnih uvjeta, dobiveni rezultati su se podudarali: za oblak koji je previše nestabilan, on se prvi skuplja unutarnji dio, odnosno tvar u središtu je prvo podvrgnuta slobodnom padu, dok rubni dijelovi ostaju stabilni. Postupno se područje kompresije širi prema van, pokrivajući cijeli oblak.

Duboko u utrobi sve manjeg područja počinje evolucija zvijezda

Duboko u utrobi regije koja se skuplja, počinje stvaranje zvijezda. Promjer zvijezde je samo jedna svjetlosna sekunda, odnosno milijunti dio promjera kompaktne zone. Za tako relativno male veličine ukupna slika kompresija oblaka nije značajna, a glavnu ulogu ovdje ima brzina pada materije na zvijezdu

Brzina pada tvari može biti različita, ali izravno ovisi o temperaturi oblaka. Što je viša temperatura, veća je brzina. Proračuni pokazuju da se u središtu kolapsirajuće kompaktne zone može akumulirati masa jednaka masi Sunca u razdoblju od 100 tisuća do 1 milijun godina.Tijelo nastalo u središtu kolapsirajućeg oblaka naziva se protozvijezda. Koristeći računalne simulacije, astronomi su razvili model koji opisuje strukturu protozvijezde.
Ispostavilo se da padajući plin udara u površinu protozvijezde vrlo velikom brzinom. Stoga se formira snažna udarna fronta (oštar prijelaz u vrlo visokotlačni). Unutar fronte udara, plin se zagrijava do gotovo 1 milijun Kelvina, zatim se, tijekom zračenja blizu površine, brzo hladi na oko 10 000 K, formirajući protozvijezdu sloj po sloj.

Prisutnost udarne fronte objašnjava veliki sjaj mladih zvijezda

Prisutnost udarne fronte objašnjava veliki sjaj mladih zvijezda. Ako je masa protosis-zvijezde jednaka jednoj Sunčevoj masi, tada njen sjaj može premašiti Sunčev za deset puta. Ali to nije uzrokovano reakcijama termonuklearne fuzije, kao u običnim zvijezdama, već kinetičkom energijom materije stečenom u gravitacijskom polju.
Protozvijezde se mogu promatrati, ali ne s konvencionalnim optičkim teleskopima.
Sav međuzvjezdani plin, uključujući i onaj iz kojeg nastaju zvijezde, sadrži "prašinu" - mješavinu čvrstih submikronskih čestica. Zračenje udarne fronte na svom putu susreće velik broj tih čestica, koje zajedno s plinom padaju na površinu protozvijezde.
Hladne čestice prašine apsorbiraju fotone koje emitira udarna fronta i ponovno ih emitiraju s dužim valnim duljinama. Ovo dugovalno zračenje zauzvrat apsorbira i zatim ponovno emitira još udaljenija prašina. Stoga, dok foton prolazi kroz oblake prašine i plina, njegova je valna duljina u infracrvenom području elektromagnetskog spektra. Ali već na udaljenosti od nekoliko svjetlosnih sati od protozvijezde, valna duljina fotona postaje prevelika, tako da ga prašina ne može apsorbirati, te on konačno može nesmetano dojuriti do teleskopa osjetljivih na Zemlju koji su osjetljivi na infracrveno zračenje.
Unatoč širokim mogućnostima modernih detektora, astronomi ne mogu tvrditi da teleskopi doista registriraju zračenje protozvijezda. Očigledno su duboko skriveni u utrobi kompaktnih zona registriranih u radio dometu. Nesigurnost u registraciji je posljedica činjenice da detektori ne mogu razlikovati protozvijezdu od starijih zvijezda prošaranih plinom i prašinom.
Za pouzdanu identifikaciju, infracrveni ili radio teleskop mora detektirati Dopplerov pomak u spektralnim emisijskim linijama protozvijezde. Dopplerov pomak pokazao bi pravo kretanje plina koji pada na njegovu površinu.
Čim, uslijed pada tvari, masa protozvijezde dosegne nekoliko desetina mase Sunca, temperatura u središtu postaje dovoljna za početak reakcija termonuklearne fuzije. Međutim, termonuklearne reakcije u protozvijezdama bitno su različite od reakcija u zvijezdama srednje dobi. Izvor energije takvih zvijezda su reakcije termonuklearne fuzije helija iz vodika.

Vodik je najčešći kemijski element u svemiru

Vodik je najrasprostranjeniji kemijski element u svemiru. Pri rađanju Svemira (Veliki prasak) ovaj je element formiran u svom uobičajenom obliku s jezgrom koja se sastoji od jednog protona. Ali dvije od svakih 100.000 jezgri su jezgre deuterija, sastavljene od protona i neutrona. Ovaj izotop vodika prisutan je u moderno doba u međuzvjezdanom plinu iz kojeg ulazi u zvijezde.
Važno je napomenuti da ova oskudna primjesa igra dominantnu ulogu u životu protozvijezda. Temperatura u njihovim dubinama nedovoljna je za reakcije običnog vodika, koje se odvijaju na 10 milijuna Kelvina. Ali kao rezultat gravitacijske kompresije, temperatura u središtu protozvijezde može lako doseći 1 milijun Kelvina, kada počinje fuzija jezgri deuterija, pri čemu se također oslobađa kolosalna energija.

Prozirnost protozvjezdane tvari je prevelika

Neprozirnost protozvjezdane tvari je prevelika da bi se ova energija prenijela prijenosom zračenja. Zbog toga zvijezda postaje konvektivno nestabilna: mjehurići plina zagrijani "nuklearnom vatrom" isplivaju na površinu. Ovi uzlazni tokovi su uravnoteženi tokovima hladnog plina koji se spuštaju prema središtu. Slična konvektivna gibanja, ali u znatno manjem opsegu, odvijaju se u prostoriji grijanoj parom. U protozvijezdi konvektivni vrtlozi nose deuterij s površine u njenu unutrašnjost. Tako gorivo potrebno za termonuklearne reakcije dolazi do jezgre zvijezde.
Unatoč vrlo niska koncentracija jezgre deuterija, toplina koja se oslobađa tijekom njihove fuzije snažno djeluje na protozvijezdu. Glavna posljedica reakcija izgaranja deuterija je "bubrenje" protozvijezde. Zbog učinkovitog prijenosa topline konvekcijom kao rezultat "izgaranja" deuterija, protozvijezda se povećava u veličini, što ovisi o njezinoj masi. Protozvijezda jedne Sunčeve mase ima radijus jednak pet Sunčevih masa. S masom jednakom tri solarna, protozvijezda nabubri do polumjera jednakog 10 solarnih.
Masa tipične kompaktne zone veća je od mase njezine stvorene zvijezde. Dakle, mora postojati neki mehanizam koji uklanja višak mase i zaustavlja pad materije. Većina astronoma je uvjerena da je za to odgovoran jak zvjezdani vjetar koji bježi s površine protozvijezde. Zvjezdani vjetar otpuhuje upadni plin unatrag i na kraju raspršuje kompaktnu zonu.

ideja zvjezdanog vjetra

"Ideja o zvjezdanom vjetru" ne proizlazi iz teoretskih proračuna. A zapanjeni teoretičari dobili su dokaze o ovom fenomenu: opažanja tokova molekularnog plina koji se kreću od infracrveni izvori radijacija. Ovi tokovi povezani su s protozvjezdanim vjetrom. Njegovo podrijetlo jedna je od najdubljih misterija mladih zvijezda.
Kada se kompaktna zona rasprši, eksponira se objekt koji se može promatrati u optičkom rasponu - mlada zvijezda. Poput protozvijezde, ima veliki sjaj koji je više određen gravitacijom nego fuzijom. Tlak u unutrašnjosti zvijezde sprječava katastrofalni gravitacijski kolaps. Međutim, toplina koja je odgovorna za ovaj pritisak zrači s površine zvijezde, pa zvijezda sjaji vrlo jarko i sporo se skuplja.
Kako se skuplja, njegova unutarnja temperatura postupno raste i na kraju doseže 10 milijuna Kelvina. Tada počinju reakcije fuzije vodikovih jezgri s nastankom helija. Oslobođena toplina stvara pritisak koji sprječava kompresiju, a zvijezda će dugo svijetliti dok u njezinim dubinama ne nestane nuklearno gorivo.
Našem Suncu, tipičnoj zvijezdi, trebalo je oko 30 milijuna godina da se smanji od protozvjezdane do moderne veličine. Zahvaljujući toplini koja se oslobađa tijekom termonuklearnih reakcija, zadržao je te dimenzije oko 5 milijardi godina.
Ovako se rađaju zvijezde. No unatoč tako očitim uspjesima znanstvenika koji su nam omogućili da saznamo jednu od brojnih tajni svemira, mnoga poznata svojstva mladih zvijezda još nisu u potpunosti shvaćena. To se odnosi na njihovu nepravilnu varijabilnost, kolosalan zvjezdani vjetar, neočekivane svijetle bljeskove. Na ova pitanja još nema definitivnih odgovora. Ali te neriješene probleme treba promatrati kao prekide u lancu čije su glavne karike već zalemljene. A mi ćemo moći zatvoriti ovaj lanac i upotpuniti biografiju mladih zvijezda ako pronađemo ključ koji je stvorila sama priroda. I ovaj ključ treperi na vedrom nebu iznad nas.

Video rođenja zvijezde:

Iako se čini da su zvijezde vječne na ljudskoj vremenskoj skali, one se, kao i sve stvari u prirodi, rađaju, žive i umiru. Prema općeprihvaćenoj hipotezi o oblaku plina i prašine, zvijezda se rađa kao rezultat gravitacijske kompresije međuzvjezdanog oblaka plina i prašine. Kako takav oblak postaje gušći, on se prvo formira protozvijezda, temperatura u njegovom središtu ravnomjerno raste sve dok ne dosegne granicu potrebnu da brzina toplinskog gibanja čestica prijeđe prag, nakon čega su protoni u stanju svladati makroskopske sile međusobnog elektrostatskog odbijanja ( cm. Coulombov zakon) i ući u reakciju termonuklearne fuzije ( cm. Nuklearni raspad i fuzija).

Kao rezultat višestupanjske reakcije termonuklearne fuzije četiri protona, na kraju nastaje jezgra helija (2 protona + 2 neutrona) i oslobađa se čitava fontana raznih elementarnih čestica. U konačnom stanju ukupna masa nastalih čestica manje mase četiri izvorna protona, što znači da se tijekom reakcije oslobađa slobodna energija ( cm. Teorija relativnosti). Zbog toga se unutarnja jezgra novorođene zvijezde brzo zagrijava do ultravisokih temperatura, a njezin višak energije počinje prskati prema njezinoj manje vrućoj površini - i van. U isto vrijeme, tlak u središtu zvijezde počinje rasti ( cm. Jednadžba stanja idealnog plina). Dakle, "spaljivanjem" vodika u procesu termonuklearne reakcije, zvijezda ne dopušta silama gravitacijske privlačnosti da se sabije u supergusto stanje, suprotstavljajući gravitacijskom kolapsu kontinuirano obnavljajućim unutarnjim toplinskim tlakom, što rezultira stabilnom energijom ravnoteža. Kaže se da su zvijezde u fazi aktivnog sagorijevanja vodika u "glavnoj fazi" svog životnog ciklusa ili evolucije ( cm. Hertzsprung-Russell dijagram). Transformacija jednog kemijskog elementa u drugi unutar zvijezde naziva se nuklearna fuzija ili nukleosinteza.

Konkretno, Sunce je u aktivnoj fazi spaljivanja vodika u procesu aktivne nukleosinteze oko 5 milijardi godina, a rezerve vodika u jezgri za njegov nastavak trebale bi biti dovoljne našem svjetiljku za još 5,5 milijardi godina. Što je zvijezda masivnija, to ima više vodikovog goriva, ali da bi se suprotstavila silama gravitacijskog kolapsa, mora sagorijevati vodik brzinom koja premašuje stopu rasta rezervi vodika kako se masa zvijezde povećava. Dakle, što je zvijezda masivnija, to joj je životni vijek kraći, određen iscrpljivanjem zaliha vodika, a najveće zvijezde doslovno izgore za "nekih" desetaka milijuna godina. Najmanje zvijezde, s druge strane, udobno žive stotinama milijardi godina. Dakle, naše Sunce po ovoj ljestvici spada u “jake srednje seljake”.

Prije ili kasnije, međutim, svaka će zvijezda potrošiti sav vodik dostupan za izgaranje u svojoj fuzijskoj peći. Što je sljedeće? Ovisi i o masi zvijezde. Sunce (i sve zvijezde manje od osam puta svoje mase) završavaju život na vrlo banalan način. Kako se zalihe vodika u unutrašnjosti zvijezde troše, sile gravitacijske kontrakcije, koje su strpljivo čekale ovaj čas od samog rođenja zvijezde, počinju prevladavati - pod njihovim utjecajem zvijezda počinje skupljati se i sažimati. Ovaj proces ima dvostruki učinak: temperatura u slojevima neposredno oko jezgre zvijezde raste do razine na kojoj ondje sadržani vodik konačno ulazi u reakciju fuzije uz stvaranje helija. Istodobno, temperatura u samoj jezgri, koja se sada sastoji praktički od jednog helija, raste toliko da sam helij - svojevrsni "pepeo" raspadajuće reakcije primarne nukleosinteze - ulazi u novu reakciju termonuklearne fuzije: jedan ugljik jezgra se sastoji od tri jezgre helija. Ovaj proces sekundarne reakcije termonuklearne fuzije, potaknut produktima primarne reakcije, jedan je od ključnih trenutaka u životnom ciklusu zvijezda.

Tijekom sekundarnog izgaranja helija u jezgri zvijezde oslobađa se toliko energije da zvijezda počinje doslovno bubriti. Osobito će se ovojnica Sunca u ovoj fazi života proširiti izvan orbite Venere. U ovom slučaju, ukupna energija zračenja zvijezde ostaje približno na istoj razini kao tijekom glavne faze njezina života, ali budući da se ta energija sada zrači kroz mnogo veću površinu, vanjski sloj zvijezde se hladi do crvene boje. dio spektra. Zvijezda se pretvara u crveni div.

Za zvijezde poput Sunca, nakon iscrpljivanja goriva koje hrani sekundarnu reakciju nukleosinteze, ponovno nastupa faza gravitacijskog kolapsa - ovaj put posljednja. Temperatura unutar jezgre više ne može porasti do razine potrebne za početak sljedeće razine fuzije. Stoga se zvijezda skuplja sve dok se sile gravitacijske privlačnosti ne uravnoteže sljedećom barijerom sile. U svojoj ulozi je degenerirani tlak elektronskog plina(cm. Chandrasekharova granica). Elektroni, koji su do ove faze igrali ulogu nezaposlenih statista u evoluciji zvijezde, ne sudjeluju u reakcijama nuklearne fuzije i slobodno se kreću između jezgri koje su u procesu fuzije, u određenom stupnju kompresije bivaju uskraćeni "životnog prostora" i počinju se "opirati" daljnjem gravitacijskom sabijanju zvijezde. Stanje zvijezde se stabilizira i ona postaje degenerirana bijeli patuljak, koji će isijavati zaostalu toplinu u prostor sve dok se potpuno ne ohladi.

Zvijezde masivnije od Sunca čeka puno spektakularniji kraj. Nakon izgaranja helija, njihova masa tijekom kompresije dovoljna je da zagrije jezgru i ljusku do temperatura potrebnih za pokretanje sljedećih reakcija nukleosinteze - ugljika, zatim silicija, magnezija - i tako dalje, kako se nuklearne mase povećavaju. Istodobno, na početku svake nove reakcije u jezgri zvijezde, prethodna se nastavlja u njenoj ljusci. Zapravo sve kemijski elementi do željeza koje čini Svemir, nastale su upravo kao rezultat nukleosinteze u unutrašnjosti umirućih zvijezda ovog tipa. Ali željezo je granica; ne može poslužiti kao gorivo za nuklearnu fuziju ili reakcije raspada na bilo kojoj temperaturi i tlaku, budući da i njegov raspad i dodavanje dodatnih nukleona zahtijevaju dotok vanjske energije. Kao rezultat toga, masivna zvijezda postupno nakuplja željeznu jezgru u sebi, nesposobnu poslužiti kao gorivo za daljnje nuklearne reakcije.

Čim temperatura i tlak unutar jezgre dosegnu određenu razinu, elektroni počinju komunicirati s protonima jezgri željeza, što rezultira stvaranjem neutrona. I u vrlo kratkom vremenskom razdoblju - neki teoretičari vjeruju da je potrebno nekoliko sekundi - elektroni slobodni tijekom prethodne evolucije zvijezde doslovno se otope u protonima jezgri željeza, sva tvar jezgre zvijezde pretvara se u kontinuiranu hrpa neutrona i počinje se brzo skupljati u gravitacijskom kolapsu, budući da tlak degeneriranog elektronskog plina koji mu se suprotstavlja padne na nulu. Vanjska ljuska zvijezde, ispod koje je izbačen svaki nosač, kolabira prema središtu. Energija sudara kolabirane vanjske ljuske s neutronskom jezgrom je tolika da se odbija velikom brzinom i raspršuje u svim smjerovima od jezgre - a zvijezda doslovno eksplodira u zasljepljujućem bljesku supernova zvijezde. U nekoliko sekundi, tijekom eksplozije supernove, u svemir se može osloboditi više energije nego sve zvijezde galaksije zajedno u isto vrijeme.

Nakon eksplozije supernove i širenja ljuske u zvijezdama s masom reda veličine 10-30 Sunčevih masa, tekući gravitacijski kolaps dovodi do stvaranja neutronske zvijezde čija se tvar sabija dok se ne počne stvarati osjetio pritisak degeneriranih neutrona - drugim riječima, sada se neutroni (baš kao što su elektroni ranije činili) počinju opirati daljnjoj kompresiji, zahtijevajući samiživi prostor. To se obično događa kada zvijezda dosegne veličinu od oko 15 km u promjeru. Kao rezultat toga nastaje brzo rotirajuća neutronska zvijezda koja emitira elektromagnetske impulse frekvencijom svoje rotacije; takve se zvijezde zovu pulsari. Konačno, ako masa jezgre zvijezde premašuje 30 solarnih masa, ništa ne može zaustaviti njezin daljnji gravitacijski kolaps, a kao posljedica eksplozije supernove,

Naše Sunce sja više od 4,5 milijardi godina. Pritom stalno troši vodik. Sasvim je jasno da koliko god velike rezerve bile, jednog dana će one biti iscrpljene. A što će biti sa svjetlom? Postoji odgovor na ovo pitanje. Životni ciklus zvijezde mogu proučavati druge slične kozmičke formacije. Doista, u svemiru postoje pravi patrijarsi, čija je starost 9-10 milijardi godina. A ima i vrlo mladih zvijezda. Nisu stariji od nekoliko desetaka milijuna godina.

Stoga, promatrajući stanje raznih zvijezda kojima je Svemir "posut", može se shvatiti kako se one ponašaju tijekom vremena. Ovdje možemo povući analogiju s vanzemaljskim promatračem. Odletio je na Zemlju i počeo proučavati ljude: djecu, odrasle, starce. Dakle, za apsolutno kratak period vrijeme je shvatio kakve se promjene događaju ljudima tijekom života.

Sunce je trenutno žuti patuljak
Proći će milijarde godina i postat će crveni div - 2
I onda se pretvoriti u bijelog patuljka - 3

Stoga se sa sigurnošću može tvrditi da kada se potroše rezerve vodika u središnjem dijelu Sunca, termonuklearna reakcija neće prestati. Zona u kojoj će se ovaj proces nastaviti počet će se kretati prema površini našeg svjetiljke. Ali u isto vrijeme, gravitacijske sile više neće moći utjecati na tlak koji nastaje kao rezultat termonuklearne reakcije.

Posljedično, zvijezda će početi rasti i postupno se pretvoriti u crvenog diva. Ovo je svemirski objekt kasne faze evolucije. Ali događa se na isti način ranoj fazi tijekom formiranja zvijezda. Tek u drugom slučaju crveni div se smanjuje i pretvara u zvijezda glavnog niza. Odnosno u onom u kojem se odvija reakcija sinteze helija iz vodika. Jednom riječju, čime počinje životni ciklus zvijezde, tako i završava.

Naše Sunce toliko će se povećati da će progutati najbliže planete. To su Merkur, Venera i Zemlja. Ali ne morate se bojati. Svjetlo će početi umirati za nekoliko milijardi godina. Tijekom tog vremena promijenit će se deseci, a možda i stotine civilizacija. Čovjek će više puta uzeti u ruke tref, a nakon tisućljeća opet će sjesti za računalo. To je uobičajena cikličnost na kojoj se temelji cijeli svemir.

Ali postati crveni div ne znači kraj. Termonuklearna reakcija izbacit će vanjsku ljusku u svemir. A u središtu će biti helijeva jezgra lišena energije. Pod utjecajem gravitacijskih sila on će se smanjiti i na kraju će se pretvoriti u izuzetno gustu svemirsku formaciju velike mase. Takvi ostaci izumrlih i sporo hladećih zvijezda nazivaju se bijeli patuljci.

Naš bijeli patuljak imat će radijus 100 puta manji od polumjera Sunca, a luminozitet će se smanjiti za 10 tisuća puta. Pritom će masa biti usporediva sa sadašnjom solarnom, a gustoća više od milijun puta. U našoj galaksiji ima puno takvih bijelih patuljaka. Njihov broj je 10% od ukupnog broja zvijezda.

Treba napomenuti da su bijeli patuljci vodik i helij. Ali nećemo se penjati u divljinu, već samo primijetiti da uz jaku kompresiju može doći do gravitacijskog kolapsa. A to je prepuno kolosalne eksplozije. U isto vrijeme opaža se eksplozija supernove. Izraz "supernova" ne karakterizira starost, već svjetlinu bljeska. Samo što bijeli patuljak dugo nije bio vidljiv u kozmičkom ponoru, a odjednom se pojavio sjajni sjaj.

Većina eksplodirajućih supernova rasprši se svemirom velikom brzinom. I ostalo središnji dio skuplja se u još gušću formaciju i zove se neutronska zvijezda. Ovo je krajnji proizvod zvjezdana evolucija. Masa mu je usporediva sa Sunčevom, a radijus mu doseže samo nekoliko desetaka kilometara. Jedna kocka vidite da neutronska zvijezda može težiti milijune tona. U svemiru ima dosta takvih formacija. Njihov broj je oko tisuću puta manji od običnih sunaca, kojima je prošarano noćno nebo Zemlje.

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

Kada se takvi divovi smanjuju u procesu starenja, oni iskrivljuju prostor i vrijeme na takav način da umjesto bijelog patuljka, Crna rupa. Njegova gravitacijska privlačnost toliko je jaka da je ne mogu nadvladati ni oni objekti koji se kreću brzinom svjetlosti. Veličina rupe karakterizira polumjer gravitacije. Ovo je radijus sfere omeđen horizont događaja. Predstavlja prostorno-vremensku granicu. Svako kozmičko tijelo, nakon što ga prevlada, nestaje zauvijek i više se ne vraća.

Postoje mnoge teorije o crnim rupama. Sve one temelje se na teoriji gravitacije, budući da je gravitacija jedna od najvažnijih sila u svemiru. A njegova glavna kvaliteta je svestranost. Barem, danas nije otkriven niti jedan svemirski objekt koji nema gravitacijsku interakciju.

Postoji pretpostavka da kroz Crna rupa možete ući u paralelni svijet. Odnosno, to je kanal u drugu dimenziju. Sve je moguće, ali svaka izjava zahtijeva praktične dokaze. Međutim, nijedan smrtnik još nije uspio izvesti takav eksperiment.

Dakle, životni ciklus zvijezde sastoji se od nekoliko faza. U svakom od njih, svjetiljka djeluje u određenom svojstvu, koje se bitno razlikuje od prethodnih i budućih. To je jedinstvenost i misterij svemira. Kada ga upoznate, nehotice počinjete misliti da osoba također prolazi kroz nekoliko faza u svom razvoju. A ljuštura u kojoj sada postojimo samo je prijelazna faza u neko drugo stanje. Ali ovaj zaključak, opet, zahtijeva praktičnu potvrdu..

> Životni ciklus zvijezde

Opis život i smrt zvijezda: evolucijske faze s fotografijom, molekularni oblaci, protozvijezda, T Bik, glavni niz, crveni div, bijeli patuljak.

Sve na ovom svijetu se razvija. Svaki ciklus počinje rođenjem, rastom i završava smrću. Naravno, zvijezde imaju te cikluse na poseban način. Prisjetimo se, primjerice, oni imaju veći vremenski okvir i mjere se milijunima i milijardama godina. Osim toga, njihova smrt nosi određene posljedice. Kako izgleda životni ciklus zvijezda?

Prvi životni ciklus zvijezde: Molekularni oblaci

Počnimo s rođenjem zvijezde. Zamislite ogroman oblak hladnog molekularnog plina koji lako može postojati u svemiru bez ikakvih promjena. Ali iznenada nedaleko od njega eksplodira supernova ili se sudari s drugim oblakom. Zbog tog pritiska aktivira se proces destrukcije. Podijeljen je na male dijelove od kojih je svaki uvučen u sebe. Kao što ste već shvatili, sve ove skupine spremaju se postati zvijezde. Gravitacija zagrijava temperaturu, a pohranjeni zamah održava rotaciju. Donji dijagram jasno prikazuje ciklus zvijezda (život, faze razvoja, mogućnosti transformacije i smrt nebeskog tijela s fotografijom).

Drugi životni ciklus zvijezde: protozvijezda

Materijal se gušće kondenzira, zagrijava i odbija gravitacijskim kolapsom. Takav se objekt naziva protozvijezda, oko kojeg se formira disk materijala. Dio se privlači objektu, povećavajući njegovu masu. Ostatak krhotina će se grupirati i stvoriti planetarni sustav. Daljnji razvoj zvijezde ovisi o masi.

Treći životni ciklus zvijezde: T Bik

Kada materijal udari u zvijezdu, oslobađa se ogromna količina energije. Novi zvjezdani stupanj nazvan je po prototipu, T Taurus. Ovaj promjenjiva zvijezda, koji se nalazi 600 svjetlosnih godina (nedaleko).

Može postići veliku svjetlinu jer se materijal razgrađuje i oslobađa energiju. Ali u središnjem dijelu nema dovoljno temperature da podrži nuklearnu fuziju. Ova faza traje 100 milijuna godina.

Četvrti životni ciklus zvijezde:Glavni niz

U određenom trenutku temperatura nebeskog tijela raste do potrebne razine, aktivirajući nuklearnu fuziju. Sve zvijezde prolaze kroz ovo. Vodik se pretvara u helij, oslobađajući veliku toplinsku rezervu i energiju.

Energija se oslobađa kao gama zrake, ali zbog sporog gibanja zvijezde opada s valnom duljinom. Svjetlost se gura prema van i suočava se s gravitacijom. Možemo pretpostaviti da je ovdje stvorena savršena ravnoteža.

Koliko dugo će biti u glavnoj sekvenci? Morate krenuti od mase zvijezde. Crveni patuljci (polovica Sunčeve mase) sposobni su potrošiti stotine milijardi (trilijuna) godina na opskrbu gorivom. Prosječna zvijezda (kao) živi 10-15 milijardi. Ali oni najveći stari su milijarde ili milijune godina. Pogledajte kako na dijagramu izgleda evolucija i smrt zvijezda raznih klasa.

Peti životni ciklus zvijezde: crveni div

Tijekom procesa taljenja vodik završava i helij se nakuplja. Kada više nema vodika, sve nuklearne reakcije prestaju, a zvijezda se počinje smanjivati ​​zbog gravitacije. Vodikova ljuska oko jezgre se zagrijava i pali, uzrokujući da objekt naraste 1000-10000 puta. U određenom trenutku, naše Sunce će ponoviti ovu sudbinu, povećavši se do zemljine orbite.

Temperatura i tlak dosežu maksimum, a helij se stapa u ugljik. U ovom trenutku zvijezda se skuplja i prestaje biti crveni div. Uz veću masivnost, objekt će spaliti druge teške elemente.

Šesti životni ciklus zvijezde: bijeli patuljak

Zvijezda solarne mase nema dovoljan gravitacijski tlak za spajanje ugljika. Stoga smrt nastupa s prestankom helija. Vanjski slojevi su izbačeni i pojavljuje se bijeli patuljak. U početku je vruće, ali nakon stotina milijardi godina ohladit će se.