Жизнен цикъл на звезда - описание, диаграма и интересни факти. Как умират звездите

Кръговат на животазвезди зависи от тяхната маса. Големите звезди изгарят горивото си по-интензивно и изгарят в продължение на няколко десетки милиона години. Малките могат да „тлеят“ стотици милиарди години.

Когато водородът свърши, реакциите на нуклеосинтеза спират. Гравитацията започва да компресира звездата, докато повишаващата се температура задейства вторичен синтез, който превръща хелия в ядрото на звездата във въглерод. В сърцето му остава кристал от чист въглерод - хилядакаратов диамант. По време на вторичното изгаряне на хелий в ядрото на звезда се отделя толкова много енергия, че звездата започва да набъбва и се превръща в червен гигант , тъй като външният му слой се охлажда до червената част на спектъра. Диаметърът на звездата се увеличава повече от 100 пъти. Когато горивото за вторичен термоядрен синтез свърши, гравитационните сили отново започват да притискат звездата и тя се превръща в изродена бяло джудже , който ще излъчва остатъчна топлина в пространството, докато се охлади напълно. По време на еволюцията на звезда от червен гигант до бяло джудже повечето от нейните външни слоеве се изхвърлят в междузвездната среда и стават материал за последващото образуване на нови звезди.

Такъв финал е подготвен за средните звезди, каквото е нашето Слънце.

Звезди, над 8 пъти по-масивни от Слънцето, умират по различен сценарий. След изгаряне на хелий в тях, огромната им маса по време на компресията нагрява ядрото и обвивката толкова много, че се задействат последващи реакции на нуклеосинтеза, в резултат на които първо се получава въглерод, след това силиций, магнезий и следващите елементи с нарастващи ядрени маси. Освен това със започването на всяка нова реакция в ядрото на звездата, предишната продължава в нейната обвивка. всичко химически елементи, от които е съставена Вселената, са се образували именно в резултат на нуклеосинтеза в дълбините на умиращи големи звезди. Веднага щом дойде ред на образуването на желязо, идва краят на звездата. При неговия синтез енергията не се освобождава, а само се абсорбира. За кратък период от време горивото се изчерпва, термоядрените реакции спират, гравитационните сили свалят обвивката на звездата до нейния център. Енергията на сблъсък на външната обвивка с ядрото е много висока. Тя взривява звездата.

Ако звездата е била повече от 30 пъти по-тежка от Слънцето, тогава след нейната експлозия, подобно на свръхнова, гравитационният колапс не спира - образува сеЧерна дупка. Тя има плътност, каквато би имала Земята, ако беше компресирана до диаметър 5 см. Следователно гравитационната сила на черните дупки клони към безкрайност. Такава сила на привличане не може да бъде преодоляна дори от частици светлина с техните пределни скорости. Следователно черната дупка не отразява падащата върху нея светлина, тя я поглъща. Оттук и името.

Учените предполагат, че законите на физиката не важат в черните дупки, пространството и времето престават да съществуват, но информацията остава под формата на холографски проекции. Ръбът на черна дупка хоризонт на събитията е границата на времето и пространството. Центърът на черна дупка сингулярност – физическа несигурност. Черната дупка поглъща звезди и мъглявини, стига да има място за тях. И след това изхвърля мощен поток газ - квазар извън галактиката. Ширината на квазара е по-голяма от диаметъра слънчева система. Извън галактиката започват да се формират нови звезди и нови галактики. Черните дупки ръководят еволюцията на Вселената.

Смъртта на звездите дава строителни материализа вселената. Всички химични елементи - злато, сребро, платина, желязо и други се образуват вътре в умиращите звезди и летят в космоса при експлозиите си.

Първите звезди са били масивни (няколко хиляди пъти по-големи от Слънцето) и нестабилни. Те се раждат бързо и умират бързо, оставяйки след себе си космически прах, богат на различни химични елементи.

Първите звезди са се образували от космически мъглявини, благодарение на енергията на Големия взрив. В по-късните етапи и сега звездите продължават да се раждат. Но това се случва едва след експлозията на друга свръхнова. Неговата взривна вълна дава тласък на взаимодействието на космическите прахови частици, в резултат на което те започват да се движат и блокират. Свързвайки се в един обект, те го увеличават все повече и повече по размер, като по този начин увеличават гравитацията му, което привлича още повече други частици, а след това и по-големи космически обекти.

Млада звезда и нейното околозвездно пространство начална фазатова е бушуваща стихия с голям брой хаотично въртящи се малки планети. Сблъсквайки се един с друг, някои от тях се разпадат, докато други растат, поглъщайки останките от първите. От такива сблъсъци, например, горната кора на Меркурий излетя и остана само ядрото.

След 500 милиона години броят на планетите намалява и размерът им се увеличава.

Слънцето принадлежи към малките звезди. Смъртта му след 5-6 милиарда години ще настъпи по първия сценарий. В момента 80% от звездите във Вселената не са по-големи от Слънцето.

Снимка от сайта на CSO:На разстояние 35 милиона светлинни години от Земята, в съзвездието Еридан (Еридан), се намира спирална галактика NGC 1637. През 1999 г. нейната спокойна красота беше разбита от много ярка свръхнова. Изображение, направено с много големия телескоп (VLT) на ESO в обсерваторията Паранал в Чили.

Изследването на еволюцията на звездите е невъзможно чрез наблюдение само на една звезда - много промени в звездите протичат твърде бавно, за да бъдат забелязани дори след много векове. Затова учените изучават много звезди, всяка от които е на определен етап от своя жизнен цикъл. През последните няколко десетилетия моделирането на структурата на звездите с помощта на компютърни технологии стана широко разпространено в астрофизиката.

Енциклопедичен YouTube

1 / 5

✪ Звезди и звездна еволюция (казва астрофизикът Сергей Попов)

✪ Звезди и звездна еволюция (разказано от Сергей Попов и Илгонис Вилкс)

✪ Звездна еволюция. Еволюцията на синия гигант за 3 минути

✪ Сурдин В.Г. Звездна еволюция част 1

✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"

субтитри

Термоядрен синтез във вътрешността на звездите

млади звезди

Процесът на звездообразуване може да се опише по един единствен начин, но следващите етапи от еволюцията на звездата зависят почти изцяло от нейната маса и едва в самия край на еволюцията на звездата нейният химичен състав може да играе роля.

Млади звезди с ниска маса

Млади звезди с ниска маса (до три слънчеви маси) [ ] , които са по пътя към главната последователност , са напълно конвективни, - процесът на конвекция обхваща цялото тяло на звездата. Това все още са всъщност протозвезди, в центровете на които тепърва започват ядрени реакции и цялото излъчване се дължи главно на гравитационното компресиране. Докато се установи хидростатично равновесие, светимостта на звездата намалява при постоянна ефективна температура. В диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел такива звезди образуват почти вертикална писта, наречена писта на Хаяши. Тъй като свиването се забавя, младата звезда се доближава до основната последователност. Обекти от този тип са свързани със звезди от типа T Телец.

По това време при звезди с маса, по-голяма от 0,8 слънчеви маси, ядрото става прозрачно за радиация и преносът на радиационна енергия в ядрото става преобладаващ, тъй като конвекцията все повече се възпрепятства от нарастващото уплътняване на звездната материя. Във външните слоеве на звездното тяло преобладава конвективният пренос на енергия.

Не е известно със сигурност какви характеристики имат звездите с по-малка маса в момента, в който попаднат в главната последователност, тъй като времето, което тези звезди прекарват в младата категория, надвишава възрастта на Вселената [ ] . Всички идеи за еволюцията на тези звезди се основават само на числени изчисления и математическо моделиране.

Когато звездата се свие, налягането на изродения електронен газ започва да нараства и когато се достигне определен радиус на звездата, компресията спира, което води до спиране на по-нататъшното повишаване на температурата в ядрото на звездата, причинено от компресия, а след това до нейното намаляване. За звезди под 0,0767 слънчеви маси това не се случва: ядрени реакцииникога няма достатъчно енергия за балансиране на вътрешното налягане и гравитационното свиване. Такива "подзвезди" излъчват повече енергия, отколкото се произвежда в процеса на термоядрени реакции, и принадлежат към така наречените кафяви джуджета. Тяхната съдба е постоянно свиване, докато налягането на изродения газ го спре, и след това постепенно охлаждане с прекратяване на всички реакции на синтез, които са започнали.

Млади звезди с междинна маса

Млади звезди с междинна маса (от 2 до 8 слънчеви маси) [ ] се развиват качествено точно по същия начин като техните по-малки сестри и братя, с изключение на това, че нямат конвективни зони до главната последователност.

Обектите от този тип са свързани с т.нар. Ae\Be Звездите на Хербиг са неправилни променливи от спектрален клас B-F0. Те също имат дискове и биполярни дюзи. Скоростта на изтичане на материя от повърхността, осветеността и ефективната температура са значително по-високи, отколкото за T Tauri, така че те ефективно нагряват и разпръскват остатъците от протозвездния облак.

Млади звезди с маса над 8 слънчеви маси

Звездите с такива маси вече имат характеристиките на нормалните звезди, тъй като са преминали всички междинни етапи и са успели да постигнат такава скорост на ядрени реакции, която компенсира загубата на енергия от радиация, докато масата е натрупана за постигане на хидростатично равновесие на сърцевината. За тези звезди изтичането на маса и светимост са толкова големи, че не само спират гравитационния колапс на онези, които все още не са станали част от звездата външни зонимолекулярен облак, а напротив, разпръсква ги. Така масата на образуваната звезда е значително по-малка от масата на протозвездния облак. Най-вероятно това обяснява липсата на звезди с маса, по-голяма от около 300 слънчеви маси в нашата галактика.

среден жизнен цикъл на звезда

Звездите се предлагат в голямо разнообразие от цветове и размери. Те варират в спектрален тип от горещо синьо до студено червено и в маса от 0,0767 до около 300 слънчеви маси, според последните оценки. Светимостта и цветът на звездата зависят от температурата на нейната повърхност, която от своя страна се определя от нейната маса. Всички нови звезди "заемат своето място" в главната последователност според техния химичен състав и маса. Тук, разбира се, не става дума за физическото движение на звездата, а само за нейното положение върху посочената диаграма, което зависи от параметрите на звездата. Всъщност движението на звезда по диаграмата съответства само на промяна в параметрите на звездата.

Термоядреното "изгаряне" на материята, възобновено на ново ниво, предизвиква чудовищно разширяване на звездата. Звездата се "издува", става много "хлабава", а размерът й се увеличава около 100 пъти. Така звездата се превръща в червен гигант, а фазата на изгаряне на хелий продължава около няколко милиона години. Почти всички червени гиганти са променливи звезди.

Последните етапи на еволюцията на звездите

Стари звезди с ниска маса

Понастоящем не е известно със сигурност какво се случва с леките звезди след изчерпване на запасите от водород в техните дълбини. Тъй като възрастта на Вселената е 13,7 милиарда години, което не е достатъчно, за да изчерпи запасите от водородно гориво в такива звезди, съвременни теориисе основават на компютърна симулация на процесите, протичащи в такива звезди.

Някои звезди могат да синтезират хелий само в някои активни зони, което причинява тяхната нестабилност и силни звездни ветрове. В този случай не се образува планетарна мъглявина и звездата само се изпарява, ставайки дори по-малка от кафяво джудже [ ] .

Звезда с маса по-малка от 0,5 слънчева маса не е в състояние да преобразува хелий дори след прекратяване на реакции, включващи водород в нейното ядро ​​- масата на такава звезда е твърде малка, за да осигури нова фаза на гравитационно компресиране до степен, достатъчна за " запалване" хелий. Тези звезди включват червени джуджета, като Проксима Кентавър, чийто живот в основната последователност варира от десетки милиарди до десетки трилиони години. След прекратяване на термоядрените реакции в техните ядра, те, постепенно охлаждайки се, ще продължат да излъчват слабо в инфрачервения и микровълновия диапазон на електромагнитния спектър.

средно големи звезди

При достигане средна звезда (от 0,4 до 3,4 слънчеви маси) [ ] фазата на червения гигант в ядрото му завършва с водород и започват реакциите на синтез на въглерод от хелий. Този процес протича с повече високи температурии следователно потокът на енергия от ядрото се увеличава и в резултат на това външните слоеве на звездата започват да се разширяват. Началото на синтеза на въглерод бележи нов етап в живота на една звезда и продължава известно време. За звезда, близка до размера на Слънцето, този процес може да отнеме около милиард години.

Промените в количеството излъчена енергия карат звездата да преминава през периоди на нестабилност, включително промени в размера, повърхностната температура и освобождаването на енергия. Освобождаването на енергия се измества към нискочестотно излъчване. Всичко това е придружено от нарастваща загуба на маса поради силни звездни ветрове и интензивни пулсации. Звездите в тази фаза се наричат ​​„звезди от късен тип“ (също „звезди в пенсия“), OH-IR звездиили подобни на Мира звезди, в зависимост от точните им характеристики. Изхвърленият газ е сравнително богат на тежки елементи, произведени във вътрешността на звездата, като кислород и въглерод. Газът образува разширяваща се обвивка и се охлажда, докато се отдалечава от звездата, което позволява образуването на прахови частици и молекули. Със силно инфрачервено лъчениезвезда източник в такива черупки се формират идеални условия за активиране на космическите мазери.

Реакциите на синтез на хелий са много чувствителни към температурата. Понякога това води до голяма нестабилност. Възникват най-силни пулсации, които в резултат дават на външните слоеве достатъчно ускорение, за да бъдат изхвърлени и превърнати в планетарна мъглявина. В центъра на такава мъглявина остава голото ядро ​​на звездата, в което термоядрените реакции спират и, докато се охлажда, се превръща в хелиево бяло джудже, като правило, с маса до 0,5-0,6 слънчева маси и диаметър от порядъка на диаметъра на Земята.

По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват своята еволюция чрез свиване, докато налягането на изродените електрони балансира гравитацията. В това състояние, когато размерът на звездата намалява с коефициент сто и плътността става милион пъти по-висока от тази на водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, постепенно охлаждайки се, се превръща в невидимо черно джудже.

При звезди, по-масивни от Слънцето, налягането на изродените електрони не може да спре по-нататъшното компресиране на ядрото и електроните започват да се „притискат“ в атомните ядра, което превръща протоните в неутрони, между които няма сила на електростатично отблъскване. Такава неутронизация на материята води до факта, че размерът на звездата, която сега всъщност е едно огромно атомно ядро, се измерва на няколко километра, а плътността е 100 милиона пъти по-висока от плътността на водата. Такъв обект се нарича неутронна звезда; неговото равновесие се поддържа от налягането на изродената неутронна материя.

свръхмасивни звезди

След като звезда с маса по-голяма от пет слънчеви маси навлезе в стадия на червен свръхгигант, ядрото й започва да се свива под въздействието на гравитационните сили. С увеличаването на компресията температурата и плътността се увеличават и започва нова последователност от термоядрени реакции. При такива реакции се синтезират все по-тежки елементи: хелий, въглерод, кислород, силиций и желязо, което временно възпира разпадането на ядрото.

В резултат на това, тъй като се образуват все повече и повече тежки елементи от периодичната таблица, желязо-56 се синтезира от силиций. На този етап по-нататъшният екзотермичен термоядрен синтез става невъзможен, тъй като ядрото на желязо-56 има максимален дефект на масата и образуването на по-тежки ядра с освобождаване на енергия е невъзможно. Следователно, когато желязното ядро ​​на звезда достигне определен размер, налягането в него вече не е в състояние да издържи тежестта на горните слоеве на звездата и настъпва незабавен колапс на ядрото с неутронизацията на нейното вещество.

Какво се случва след това все още не е напълно ясно, но, така или иначе, протичащите процеси за секунди водят до експлозия на свръхнова с невероятна сила.

Силните струи неутрино и въртящото се магнитно поле изтласкват по-голямата част от материала, натрупан от звездата [ ] - така наречените елементи за сядане, включително железни и по-леки елементи. Разширяващата се материя е бомбардирана от неутрони, излъчвани от звездното ядро, улавяйки ги и по този начин създавайки набор от елементи, по-тежки от желязото, включително радиоактивни, до уран (и вероятно дори Калифорния). Така експлозиите на свръхнови обясняват наличието на елементи, по-тежки от желязото в междузвездната материя, но това не е единственото възможен начинтехните образувания, които например демонстрират технециеви звезди.

взривна вълна и струи от неутрино отнасят материята далеч от умираща звезда [ ] в междузвездното пространство. Впоследствие, докато се охлажда и пътува през космоса, този материал от свръхнова може да се сблъска с друг космически боклук и евентуално да участва във формирането на нови звезди, планети или спътници.

Процесите, протичащи по време на образуването на свръхнова, все още се изучават и засега този въпрос не е ясен. Също така под въпрос е моментът какво всъщност остава от оригиналната звезда. Разглеждат се обаче два варианта: неутронни звезди и черни дупки.

неутронни звезди

Известно е, че при някои свръхнови силната гравитация във вътрешността на свръхгиганта кара електроните да се абсорбират от атомното ядро, където те, сливайки се с протоните, образуват неутрони. Този процес се нарича неутронизация. Електромагнитните сили, разделящи близките ядра, изчезват. Сега ядрото на звездата е плътна топка от атомни ядра и отделни неутрони.

Такива звезди, известни като неутронни звезди, са изключително малки - не повече от голям град, и имат невъобразимо висока плътност. Техният орбитален период става изключително кратък, когато размерът на звездата намалява (поради запазването на ъгловия момент). Някои неутронни звезди правят 600 оборота в секунда. За някои от тях ъгълът между вектора на излъчване и оста на въртене може да бъде такъв, че Земята да попадне в конуса, образуван от това излъчване; в този случай е възможно да се запише радиационен импулс, който се повтаря на интервали от време, равни на периода на въртене на звездата. Такива неутронни звезди бяха наречени "пулсари" и станаха първите открити неутронни звезди.

Черни дупки

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

Съществуването на черни дупки е предсказано от общата теория на относителността. Според тази теория,

Съвсем естествено е, че звездите не са живи същества, но те също преминават през еволюционни етапи, подобни на раждане, живот и смърт. Подобно на човек, звездата претърпява радикални промени през целия си живот. Но трябва да се отбележи, че те очевидно живеят по-дълго - милиони и дори милиарди земни години.

Как се раждат звездите? Първоначално, или по-скоро след Големия взрив, материята във Вселената е била неравномерно разпределена. Звездите започнаха да се образуват в мъглявини, гигантски облаци от междузвезден прах и газове, предимно водород. Тази материя се влияе от гравитацията и част от мъглявината се компресира. Тогава се образуват кръгли и плътни газови и прахови облаци – глобули Бок. Тъй като такова кълбо продължава да се удебелява, масата му се увеличава поради привличането на материя от мъглявината към себе си. Във вътрешната част на глобулата гравитационната сила е най-силна и тя започва да се нагрява и да се върти. Това вече е протозвезда. Водородните атоми започват да се бомбардират един друг и по този начин генерират голямо количество енергия. В крайна сметка температурата на централната част достига температура от порядъка на петнадесет милиона градуса по Целзий, образува се ядрото на нова звезда. Новороденото пламва, започва да гори и свети. Колко дълго ще продължи това зависи от това каква е била масата на родената звезда. Това, което казах на последната ни среща. Колкото по-голяма е масата, толкова по-кратък е животът на звездата.
Между другото, от масата зависи дали една протозвезда може да стане звезда. Според изчисленията, за да може това свиващо се небесно тяло да се превърне в звезда, неговата маса трябва да бъде поне 8% от масата на Слънцето. По-малка глобула, кондензираща, постепенно ще се охлади и ще се превърне в преходен обект, нещо средно между звезда и планета. Такива обекти се наричат ​​кафяви джуджета.

Планетата Юпитер, например, е твърде малка, за да бъде звезда. Ако Юпитер беше по-масивен, може би в неговите дълбини щяха да започнат термоядрени реакции и нашата слънчева система щеше да бъде двойна звездна система. Но всичко е поезия...

И така, основният етап от живота на една звезда. Повечетоот своето съществуване звездата е в равновесно състояние. Силата на гравитацията се стреми да компресира звездата, а енергията, освободена в резултат на термоядрени реакции, протичащи в звездата, принуждава звездата да се разширява. Тези две сили създават стабилна позиция на равновесие - толкова стабилна, че звездата живее така милиони и милиарди години. Тази фаза от живота на една звезда осигурява мястото й в основната последователност. -

След като свети милиони години, голяма звезда, тоест звезда поне шест пъти по-тежка от Слънцето, започва да изгаря. Когато в ядрото свърши водородът, звездата се разширява и охлажда, превръщайки се в червен свръхгигант. След това този свръхгигант ще се свие, докато накрая експлодира в чудовищна и драматична пламтяща експлозия, известна като супернова. Тук трябва да се отбележи, че много масивните сини свръхгиганти заобикалят етапа на трансформация в червен свръхгигант и експлодират много по-бързо в свръхнова.
Ако останалото ядро ​​на супернова е малко, тогава започва неговото катастрофално свиване (гравитационен колапс) в много плътна неутронна звезда, а ако е достатъчно голямо, то ще се свие още повече, образувайки черна дупка.

Една малко по-различна смърт обикновена звезда. Такава звезда живее по-дълго и умира по-спокойна смърт. Слънцето например ще гори още пет милиарда години, преди водородът в ядрото му да свърши. След това външните му слоеве ще се разширят и охладят; образува се червен гигант. В тази форма една звезда може да съществува около 100 милиона години върху хелия, образуван по време на нейния живот в нейното ядро. Но хелият също изгаря. В допълнение, външните слоеве ще бъдат издухани - те образуват планетарна мъглявина и плътно бяло джудже ще се свие от ядрото. Въпреки че бялото джудже е достатъчно горещо, в крайна сметка то ще се охлади, превръщайки се в мъртва звезда, която се нарича черно джудже.

Звездите, като хората, могат да бъдат новородени, млади, стари. Всеки момент някои звезди умират, а други се образуват. Обикновено най-младите от тях са подобни на Слънцето. Те са в етап на формиране и всъщност представляват протозвезди. Астрономите ги наричат ​​звезди от Т-Телец, на техния прототип. По своите свойства - например светимост - протозвездите са променливи, тъй като тяхното съществуване все още не е навлязло в стабилна фаза. Около много от тях има голямо количество материя. Мощни вятърни течения се излъчват от звезди от тип Т.

Протозвезди: началото на жизнения цикъл

Ако материята попадне върху повърхността на протозвезда, тя бързо изгаря и се превръща в топлина. В резултат на това температурата на протозвездите непрекъснато се повишава. Когато се покачи толкова много, че в центъра на звездата се задействат ядрени реакции, протозвездата придобива статут на обикновена. С началото на ядрените реакции звездата има постоянен източник на енергия, който поддържа нейната жизнена дейност за дълго време. Колко дълъг ще бъде жизненият цикъл на една звезда във Вселената зависи от нейния първоначален размер. Смята се обаче, че звездите с диаметър на Слънцето имат достатъчно енергия, за да съществуват комфортно около 10 милиарда години. Въпреки това се случва дори по-масивните звезди да живеят само няколко милиона години. Това се дължи на факта, че те изгарят горивото си много по-бързо.

Звезди с нормален размер

Всяка от звездите е сноп горещ газ. В техните дълбини непрекъснато протича процесът на генериране на ядрена енергия. Не всички звезди обаче са като Слънцето. Една от основните разлики е в цвета. Звездите са не само жълти, но и синкави, червеникави.

Яркост и осветеност

Те също се различават по такива характеристики като блясък, яркост. Колко ярка ще бъде една звезда, наблюдавана от повърхността на Земята, зависи не само от нейната яркост, но и от разстоянието от нашата планета. Като се има предвид разстоянието до Земята, звездите могат да имат напълно различна яркост. Този показател варира от една десетхилядна от блясъка на Слънцето до яркост, сравнима с повече от един милион слънца.

Повечето от звездите са в долния сегмент на този спектър, тъй като са слаби. В много отношения Слънцето е средна, типична звезда. Въпреки това, в сравнение с други, той има много по-голяма яркост. Голям бройтъмните звезди могат да се наблюдават дори с просто око. Причината звездите да се различават по яркост е поради тяхната маса. Цветът, блясъкът и промяната в яркостта с течение на времето се определят от количеството вещество.

Опит за обяснение на жизнения цикъл на звездите

Хората отдавна се опитват да проследят живота на звездите, но първите опити на учените са доста плахи. Първият напредък беше прилагането на закона на Лейн към хипотезата на Хелмхолц-Келвин за гравитационното свиване. Това донесе ново разбиране на астрономията: теоретично температурата на една звезда трябва да се повишава (нейната температура е обратно пропорционална на радиуса на звездата), докато увеличаването на плътността забави процесите на свиване. Тогава потреблението на енергия ще бъде по-високо от приходите му. В този момент звездата ще започне да се охлажда бързо.

Хипотези за живота на звездите

Една от първоначалните хипотези за жизнения цикъл на една звезда е предложена от астронома Норман Локиър. Той вярваше, че звездите възникват от метеорна материя. В същото време разпоредбите на неговата хипотеза се основават не само на наличните в астрономията теоретични заключения, но и върху данните от спектралния анализ на звездите. Локиър беше убеден, че химичните елементи, които участват в еволюцията на небесните тела, са съставени от елементарни частици- "протоелементи". За разлика от съвременните неутрони, протони и електрони те имат не общ, а индивидуален характер. Например, според Локиър, водородът се разпада на това, което се нарича "протоводород"; желязото става "протожелязо". Други астрономи също се опитаха да опишат жизнения цикъл на звезда, например Джеймс Хопууд, Яков Зелдович, Фред Хойл.

Звезди гиганти и джуджета

Звезди големи размериса най-горещите и най-ярките. Обикновено са бели или синкави на вид. Въпреки факта, че имат гигантски размер, горивото вътре в тях изгаря толкова бързо, че го губят само за няколко милиона години.

Малките звезди, за разлика от гигантските, обикновено не са толкова ярки. Те имат червен цвят, живеят достатъчно дълго - милиарди години. Но сред най-ярките звезди в небето има и червени и оранжеви. Пример е звездата Алдебаран – т. нар. „волско око“, разположена в съзвездието Телец; както и в съзвездието Скорпион. Защо тези готини звезди могат да се конкурират по яркост с горещи звезди като Сириус?

Това се дължи на факта, че след като те се разшириха много и по диаметър започнаха да надвишават огромните червени звезди (свръхгиганти). Огромната площ позволява на тези звезди да излъчват порядък повече енергия от Слънцето. И това въпреки факта, че температурата им е много по-ниска. Например диаметърът на Бетелгейзе, разположен в съзвездието Орион, е няколкостотин пъти по-голям от диаметъра на Слънцето. А диаметърът на обикновените червени звезди обикновено не е дори една десета от размера на Слънцето. Такива звезди се наричат ​​джуджета. Всяко небесно тяло може да премине през тези типове жизнен цикъл на звездите - една и съща звезда в различни сегменти от живота си може да бъде както червен гигант, така и джудже.

По правило светила като Слънцето поддържат съществуването си благодарение на водорода вътре. Той се превръща в хелий в ядреното ядро ​​на звездата. Слънцето разпорежда голямо количествогориво, но дори и то не е безкрайно – през последните пет милиарда години половината от резерва е изразходван.

Животът на звездите. Жизнен цикъл на звездите

След изчерпването на запасите от водород в звездата настъпват сериозни промени. Останалият водород започва да гори не вътре в ядрото му, а на повърхността. В този случай животът на звездата намалява все повече и повече. Цикълът на звездите, поне повечето от тях, в този сегмент преминава в етапа на червен гигант. Размерът на звездата става по-голям, а температурата й, напротив, става по-малка. Така се появяват повечето червени гиганти, както и свръхгигантите. Този процес е част от цялостната последователност от промени, които се случват със звездите, които учените наричат ​​еволюция на звездите. Жизненият цикъл на една звезда включва всички негови етапи: в крайна сметка всички звезди остаряват и умират, а продължителността на тяхното съществуване се определя пряко от количеството гориво. Големи звезди завършват живота си с огромна, грандиозна експлозия. По-скромните, напротив, умират, като постепенно се свиват до размера на бели джуджета. Тогава те просто избледняват.

Колко дълго живее средна звезда? Жизненият цикъл на една звезда може да продължи от по-малко от 1,5 милиона години до 1 милиард години или повече. Всичко това, както беше казано, зависи от неговия състав и размер. Звезди като Слънцето живеят между 10 и 16 милиарда години. Много ярки звезди, като Сириус, живеят сравнително кратко време - само няколкостотин милиона години. Диаграмата на жизнения цикъл на звездата включва следните етапи. Това е молекулярен облак - гравитационен колапс на облака - раждане на свръхнова - еволюция на протозвезда - край на протозвездната фаза. След това следват етапите: началото на етапа на млада звезда - средата на живота - зрялост - етапът на червен гигант - планетарна мъглявина - етапът на бяло джудже. Последните две фази са характерни за малките звезди.

Природата на планетарните мъглявини

И така, разгледахме накратко жизнения цикъл на една звезда. Но какво е? Превръщайки се от огромен червен гигант в бяло джудже, понякога звездите изхвърлят външните си слоеве и тогава ядрото на звездата става голо. Газовата обвивка започва да свети под въздействието на енергията, излъчвана от звездата. Този етап получи името си поради факта, че светещите газови мехурчета в тази обвивка често изглеждат като дискове около планети. Но всъщност те нямат нищо общо с планетите. Жизненият цикъл на звездите за деца може да не включва всички научни подробности. Могат да се опишат само основните фази на еволюцията на небесните тела.

звездни купове

Астрономите много обичат да изследват.Има хипотеза, че всички светила се раждат именно в групи, а не един по един. Тъй като звездите, принадлежащи към един и същи куп, имат сходни свойства, разликите между тях са верни, а не се дължат на разстоянието до Земята. Каквито и промени да направят тези звезди, те започват по едно и също време и по едно и също време. равни условия. Особено много знания могат да бъдат получени чрез изучаване на зависимостта на техните свойства от масата. В края на краищата възрастта на звездите в куповете и разстоянието им от Земята са приблизително еднакви, така че те се различават само по този показател. Клъстерите ще представляват интерес не само за професионални астрономи - всеки любител ще се радва да ги направи красива снимка, възхищавайте се изключително на тях красива гледкав планетариума.

Нека разгледаме накратко основните етапи в еволюцията на звездите.

Промяна във физическите характеристики, вътрешна структураи химическия състав на звездата във времето.

Раздробяване на материята. .

Предполага се, че звездите се образуват по време на гравитационното компресиране на фрагменти от облак газ и прах. И така, така наречените глобули могат да бъдат местата на образуване на звезди.

Глобула е плътен непрозрачен междузвезден облак от молекулен прах (газ и прах), който се наблюдава на фона на светещи облаци от газ и прах под формата на тъмно кръгло образувание. Състои се главно от молекулярен водород (H 2) и хелий (Той ) с примес от молекули на други газове и твърди частици междузвезден прах. Температурата на газа в глобулата (главно температурата на молекулния водород) T≈ 10 ч 50K, средна плътност n~ 10 5 частици / cm 3, което е с няколко порядъка по-голямо, отколкото в най-плътните обикновени облаци газ и прах, диаметър D~ 0,1 ч един . Маса на глобулите М≤ 10 2 × M ⊙ . Някои глобули съдържат млади видовеТ Телец.

Облакът се компресира от собствената си гравитация поради гравитационна нестабилност, която може да възникне или спонтанно, или в резултат на взаимодействието на облака с ударна вълна от свръхзвуков поток от звезден вятър от друг близък източник на звездообразуване. Възможни са и други причини за възникване на гравитационна нестабилност.

Теоретичните изследвания показват, че при условията, които съществуват в обикновените молекулярни облаци (T≈ 10 ÷ 30K и n ~ 10 2 частици / cm 3), първоначалният може да се появи в облачни обеми с маса M≥ 10 3 × M ⊙ . В такъв свиващ се облак е възможно по-нататъшно разпадане на по-малко масивни фрагменти, всеки от които също ще бъде компресиран под въздействието на собствената си гравитация. Наблюденията показват, че в Галактиката в процеса на звездообразуване се ражда не една, а група от звезди с различна маса, например отворен звезден куп.

Когато се компресира в централни райониплътността на облака се увеличава, което води до момент, в който веществото на тази част от облака става непрозрачно за собственото си излъчване. В недрата на облака се получава стабилна плътна кондензация, която астрономите наричат ​​о.

Фрагментация на материята - разпадането на молекулен прахов облак на по-малки части, по-нататъшното от които води до появата.

е астрономически обект, който е в етап , от който след известно време (за слънчевата маса този пътТ ~ 10 8 години) се формира нормално.

С по-нататъшно падане на материята от газовата обвивка върху ядрото (натрупване), масата на последното и следователно температурата и нарастват толкова много, че газовото и лъчистото налягане се сравняват със силите. Компресията на ядрото спира. Образуваната е заобиколена от газово-прахова обвивка, която е непрозрачна за оптично лъчение, пропускайки навън само инфрачервеното и по-дълговълновото лъчение. Такъв обект (-пашкул) се наблюдава като мощен източник на радио и инфрачервено лъчение.

С по-нататъшно увеличаване на масата и температурата на ядрото, лекият натиск спира акрецията и останките от черупката се разпръскват в открития космос. Появява се млад физически характеристикикоито зависят от неговата маса и първоначален химичен състав.

Основният източник на енергия за раждането на звезда е, очевидно, енергията, освободена по време на гравитационното свиване. Това предположение следва от теоремата за вириала: в стационарна система сумата потенциална енергия E стр всички членове на системата и два пъти кинетичната енергия 2 E до от тези термини е нула:

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

Теоремата е валидна за системи от частици, движещи се в ограничена област от пространството под действието на сили, чиято величина е обратно пропорционална на квадрата на разстоянието между частиците. От това следва, че топлинната (кинетичната) енергия е равна на половината от гравитационната (потенциалната) енергия. Когато една звезда е компресирана, общата енергия на звездата намалява, докато гравитационната енергия намалява: половината от промяната в гравитационната енергия напуска звездата чрез радиация, поради втората половина се увеличава Термална енергиязвезди.

Млади звезди с ниска маса(до три слънчеви маси), които са по пътя към главната последователност, са напълно конвективни; процесът на конвекция обхваща всички области на звездата. Това все още са всъщност протозвезди, в центъра на които тепърва започват ядрени реакции и цялото излъчване се дължи главно на. Все още не е установено дали звездите намаляват при постоянна ефективна температура. В диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел такива звезди образуват почти вертикална писта, наречена писта на Хаяши. Тъй като компресията се забавя, младият се приближава към основната последователност.

Когато звездата се свие, налягането на изродения електронен газ започва да нараства и когато се достигне определен радиус на звездата, компресията спира, което води до спиране на по-нататъшния растеж. централна температура, причинени от компресията, а след това до нейното намаляване. За звезди под 0,0767 слънчеви маси това не се случва: енергията, освободена по време на ядрени реакции, никога няма да бъде достатъчна, за да балансира вътрешното налягане и . Такива "подзвезди" излъчват повече енергия, отколкото се образува при ядрени реакции, и спадат към т.нар.; тяхната съдба е постоянно свиване, докато налягането на изродения газ го спре, и след това постепенно охлаждане с прекратяване на всички ядрени реакции, които са започнали.

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

Звезди с маса по-голяма от 8 слънчеви масивече имат характеристиките на нормалните звезди, тъй като са преминали през всички междинни етапи и са успели да постигнат такава скорост на ядрените реакции, че да компенсират загубата на енергия чрез излъчване, докато масата на ядрото се натрупва. В тези звезди изтичането на маса е толкова голямо, че не само спира колапса на външните области на молекулярния облак, които все още не са станали част от звездата, но, напротив, ги размразява. Така масата на образуваната звезда е значително по-малка от масата на протозвездния облак.

Основна последователност

Температурата на звездата се повишава, докато в централните райони достигне стойности, достатъчни за включване на термоядрени реакции, които след това стават основният източник на енергия за звездата. За масивни звезди ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) е "изгаряне" на водород в цикъла на въглерода; за звезди с маса, равна или по-малка от масата на Слънцето, енергията се освобождава при реакция протон-протон. преминава в етапа на равновесие и заема своето място в главната последователност на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел: в звезда с голяма маса температурата в ядрото е много висока ( T ≥ 3 × 107 K ), производството на енергия е много интензивно, - на главната последователност заема място над Слънцето в района на ранния ( O … A , (F )); в звезда с малка маса температурата в ядрото е относително ниска ( T ≤ 1,5 × 107 K ), производството на енергия не е толкова интензивно, - в главната последователност то се извършва близо до или под Слънцето в района на късния (( F), G, K, M).

Той прекарва до 90% от времето, определено от природата за съществуването му на основната последователност. Времето, което една звезда прекарва в етапа на главната последователност, също зависи от масата. Да, с маса M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O или B е в етап на главна последователност за около 10 7 години, докато червеното джудже K 5 с маса M ≈ 0,5 × M ⊙ е в етап на главна последователност от около 10 11 години, тоест време, сравнимо с възрастта на Галактиката. Масивните горещи звезди бързо преминават в следващите етапи на еволюцията, студените джуджета са в етапа на главната последователност през цялото време на съществуването на Галактиката. Може да се предположи, че червените джуджета са основният тип население на Галактиката.

Червен гигант (свръхгигант).

Бързото изгаряне на водород в централните области на масивни звезди води до появата на хелиево ядро ​​в тях. При част от масата на водорода от няколко процента в ядрото, въглеродната реакция на превръщането на водорода в хелий почти напълно спира. Ядрото се свива, което води до повишаване на температурата му. В резултат на нагряването, причинено от гравитационното свиване на хелиевото ядро, водородът "светва" и започва освобождаване на енергия в тънък слой, разположен между ядрото и разширената обвивка на звездата. Обвивката се разширява, радиусът на звездата се увеличава, ефективната температура намалява и расте. "напуска" основната последователност и преминава в следващия етап на еволюцията - в етапа на червен гигант или, ако масата на звездата M > 10 × M⊙ , в етапа на червения свръхгигант.

С повишаване на температурата и плътността, хелият започва да "гори" в ядрото. При T ~ 2 × 10 8 K и r ~ 10 3 ¸ 10 4 g / cm 3 започва термоядрена реакция, която се нарича тройнаа -процес: от триа -частици (хелиеви ядра 4Той ) образува се едно стабилно въглеродно ядро ​​12 C. С масата на ядрото на звездатаМ< 1,4 × M ⊙ тройной a - процесът води до експлозивен характер на освобождаването на енергия - светкавица на хелий, която за определена звезда може да се повтори многократно.

В централните области на масивни звезди, които са в стадия на гигант или свръхгигант, повишаването на температурата води до последователно образуване на въглеродни, въглеродно-кислородни и кислородни ядра. След изгарянето на въглерода възникват реакции, в резултат на които се образуват по-тежки химични елементи, вероятно и железни ядра. По-нататъшната еволюция на масивна звезда може да доведе до изхвърляне на обвивка, изригване на звезда като Нова или с последващо образуване на обекти, които са последният етап в еволюцията на звездите: бяло джудже, неутронна звезда или черна дупка.

Последният етап от еволюцията е етапът от еволюцията на всички нормални звезди, след като те са изчерпали своето термоядрено гориво; прекратяване на термоядрените реакции като източник на енергия за звездата; преходът на звезда, в зависимост от нейната маса, към стадия на бяло джудже или черна дупка.

Белите джуджета са последният етап от еволюцията на всички нормални звезди с маса М< 3 ÷ 5 × M ⊙ след изчерпване на термоядреното гориво от тези ми. Преминавайки етапа на червен гигант (или субгигант), такава черупка се отделя и излага ядрото, което, охлаждайки се, се превръща в бяло джудже. Малък радиус (R b.c ~ 10 -2 × R ⊙ ) и бяло или синьо-бяло (T b.c ~ 10 4 K) определи името на този клас астрономически обекти. Масата на бялото джудже винаги е по-малка от 1,4×M⊙ - доказано е, че бели джуджета с големи маси не могат да съществуват. С маса, сравнима с тази на Слънцето, и размери, сравними с тези на големи планетислънчевата система, белите джуджета имат огромна средна плътност: ρ b.c ~ 10 6 g / cm 3, тоест тегло от 1 cm 3 бяло джудже вещество тежи един тон! Ускорение свободно паданена повърхността g b.c ~ 10 8 cm / s 2 (сравнете с ускорението на повърхността на Земята - g c ≈980 cm/s 2). При такова гравитационно натоварване върху вътрешните области на звездата равновесно състояниебялото джудже се поддържа от налягането на изродения газ (главно изродения електронен газ, тъй като приносът на йонния компонент е малък). Спомнете си, че газ се нарича изроден, ако няма максвелово разпределение на скоростта на частиците. В такъв газ, при определени стойности на температура и плътност, броят на частиците (електрони), имащи скорост в диапазона от v = 0 до v = v max, ще бъде еднакъв. v max се определя от плътността и температурата на газа. С бяло джудже маса M b.c > 1,4 × M ⊙ максимална скоростелектроните в газ е сравнима със скоростта на светлината, изроденият газ става релативистичен и неговото налягане вече не е в състояние да устои на гравитационното свиване. Радиусът на джуджето клони към нула - "колабира" в точка.

Тънките, горещи атмосфери на белите джуджета са или съставени от водород, без практически никакви други елементи, намерени в атмосферата; или от хелий, докато в атмосферата има стотици хиляди пъти по-малко водород, отколкото в атмосферите на нормалните звезди. Според вида на спектъра белите джуджета принадлежат към спектрални класове O, B, A, F. За да се „разграничат“ белите джуджета от нормалните звезди, буквата D се поставя пред обозначението (DOVII, DBVII и т.н. D е първата буква в английска думаИзроден - изроден). Източникът на радиация на бяло джудже е доставката на топлинна енергия, която бялото джудже е получило, докато е било ядрото на родителската звезда. Много бели джуджета са наследили от своя родител силно магнитно поле, силата на коетоз ~ 10 8 O. Смята се, че броят на белите джуджета е около 10% от общ бройзвезди от Галактиката.

На фиг. 15 е снимка на Сириус - най-ярката звезданебе (α Голямо куче; м v = -1 m ,46; клас A1V). Дискът, който се вижда на снимката, е следствие от фотографско облъчване и дифракция на светлината върху обектива на телескопа, тоест самият диск на звездата не се разрешава на снимката. Лъчите, идващи от фотографския диск на Сириус, са следи от изкривяването на вълновия фронт на светлинния поток върху елементите на оптиката на телескопа. Сириус се намира на разстояние 2,64 от Слънцето, на светлината от Сириус са нужни 8,6 години, за да достигне до Земята - така това е една от най-близките звезди до Слънцето. Сириус е 2,2 пъти по-масивен от Слънцето; неговият М v = +1 m ,43, тоест нашият съсед излъчва 23 пъти повече енергия от Слънцето.

Уникалността на снимката се крие във факта, че заедно с изображението на Сириус беше възможно да се получи изображение на неговия спътник - спътникът „свети“ с ярка точка вляво от Сириус. Сириус - телескопично: самият Сириус се обозначава с буквата А, а спътникът му с буквата В. Видимата величина на Сириус B m v \u003d +8 m,43, тоест той е почти 10 000 пъти по-слаб от Сириус A. Масата на Сириус B е почти точно равна на масата на Слънцето, радиусът е около 0,01 от радиуса на Слънцето, повърхностната температура е около 12000K, но Сириус B излъчва 400 пъти по-малко от Слънцето. Сириус Б е типично бяло джудже. Освен това това е първото бяло джудже, открито между другото от Алвен Кларк през 1862 г. по време на визуално наблюдение през телескоп.

Сириус А и Сириус Б се въртят общо с период от 50 години; разстоянието между компонентите A и B е само 20 AU.

Според уместната забележка на В. М. Липунов, „те „узряват“ вътре в масивни звезди (с маса над 10×M⊙ )”. Ядрата на звездите, развиващи се в неутронна звезда, имат 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; след като източниците на термоядрени реакции се изчерпят и родителят светкавично изхвърли значителна част от материята, тези ядра ще станат независими обекти на звездния свят, притежаващи много специфични характеристики. Компресията на ядрото на родителската звезда спира при плътност, сравнима с ядрената (ρ n. h ~ 10 14 h 10 15 g/cm3). С такава маса и плътност, радиусът на роден само 10 се състои от три слоя. Външният слой (или външната кора) се формира от кристална решетка от железни атомни ядра ( Fe ) с възможна малка добавка на атомни ядра на други метали; дебелината на външната кора е само около 600 m с радиус 10 km. Под външната кора има друга вътрешна твърда кора, съставена от железни атоми ( Fe ), но тези атоми са свръхобогатени с неутрони. Дебелината на тази кора≈ 2 км. Вътрешната кора граничи с течното неутронно ядро, физическите процеси в което се определят от забележителните свойства на неутронната течност - свръхфлуидност и при наличие на свободни електрони и протони в нея - свръхпроводимост. Възможно е в самия център материята да съдържа мезони и хиперони.

Те се въртят бързо около ос - от един до стотици обороти в секунда. Такова въртене в присъствието на магнитно поле (Ч ~ 10 13 ч 10 15 Oe) често води до наблюдавания ефект на пулсация на излъчването на звездата в различни диапазони електромагнитни вълни. Видяхме един от тези пулсари в мъглявината Рак.

Общ брой скоростта на въртене вече е недостатъчна за изхвърляне на частици, така че това не може да бъде радиопулсар. Въпреки това, той все още е голям и заловен магнитно полезаобикалящата я неутронна звезда не може да падне, тоест не се получава натрупване на материя.

Акретор (рентгенов пулсар). Скоростта на въртене е намалена до такава степен, че вече нищо не пречи на материята да падне върху такава неутронна звезда. Плазмата, падайки, се движи по линиите на магнитното поле и удря твърда повърхност в областта на полюсите, нагрявайки се до десетки милиони градуси. Субстанция, нагрята до толкова високи температури, свети в рентгеновия диапазон. Зоната, в която падащата материя се спира с повърхността на звездата, е много малка – едва около 100 метра. Тази гореща точка, поради въртенето на звездата, периодично изчезва от погледа, което наблюдателят възприема като пулсации. Такива обекти се наричат ​​рентгенови пулсари.

Георотатор. Скоростта на въртене на такива неутронни звезди е ниска и не предотвратява акрецията. Но размерите на магнитосферата са такива, че плазмата се спира от магнитното поле, преди да бъде уловена от гравитацията.

Ако е компонент на близка двойна система, тогава има „прехвърляне“ на материя от нормална звезда (вторият компонент) към неутронна. Масата може да надвишава критичната (M > 3×M⊙ ), тогава гравитационната стабилност на звездата е нарушена, нищо не може да устои на гравитационното свиване и „напуска“ под нейния гравитационен радиус

r g = 2 × G × M/c 2, (40)

превръщайки се в черна дупка. В горната формула за rg: M е масата на звездата, c е скоростта на светлината, G е гравитационната константа.

Черната дупка е обект, чието гравитационно поле е толкова голямо, че нито частица, нито фотон, нито което и да е материално тяло може да достигне втората космическа скорост и да избяга в открития космос.

Черната дупка е единствен обект в смисъл, че природата на потока физически процесивътре все още е недостъпен за теоретично описание. Съществуването на черни дупки следва от теоретични съображения; в действителност те могат да бъдат разположени в централните области на кълбовидни купове, квазари, гигантски галактики, включително центъра на нашата галактика.