Zvaigžņu evolūcija. Zvaigžņu evolūcija no eksaktās zinātnes un relativitātes teorijas viedokļa

Ir gluži dabiski, ka zvaigznes nav dzīvas būtnes, bet tās arī iziet cauri evolūcijas posmiem, kas līdzīgi dzimšanai, dzīvībai un nāvei. Tāpat kā cilvēks, zvaigzne savas dzīves laikā piedzīvo radikālas pārmaiņas. Bet jāatzīmē, ka viņi nepārprotami dzīvo ilgāk - miljoniem un pat miljardiem zemes gadu.

Kā dzimst zvaigznes? Sākotnēji vai drīzāk pēc Lielā sprādziena matērija Visumā tika sadalīta nevienmērīgi. Zvaigznes sāka veidoties miglājos — milzu starpzvaigžņu putekļu un gāzu, galvenokārt ūdeņraža, mākoņos. Šo vielu ietekmē gravitācija, un daļa no miglāja tiek saspiesta. Tad veidojas apaļi un blīvi gāzu un putekļu mākoņi - Bok lodītes. Tā kā šāda lodīte turpina kondensēties, tās masa palielinās, jo no miglāja pievelk vielu. Lodītes iekšējā daļā gravitācijas spēks ir visspēcīgākais, un tā sāk uzkarst un griezties. Šī jau ir protozvaigzne. Ūdeņraža atomi sāk viens otru bombardēt un tādējādi ģenerē lielu enerģijas daudzumu. Galu galā centrālās daļas temperatūra sasniedz aptuveni piecpadsmit miljonus grādu pēc Celsija, un veidojas jaunas zvaigznes kodols. Jaundzimušais uzliesmo, sāk degt un spīdēt. Cik ilgi tas turpināsies, ir atkarīgs no jaunās zvaigznes masas. Ko es jums teicu mūsu pēdējā sanāksmē. Jo lielāka masa, jo īsāks zvaigznes mūžs.
Starp citu, tas ir atkarīgs no masas, vai protozvaigzne var kļūt par zvaigzni. Saskaņā ar aprēķiniem, lai šis sarūkošais debess ķermenis pārvērstos par zvaigzni, tā masai ir jābūt vismaz 8% no Saules masas. Mazāka globula, kondensējoties, pakāpeniski atdziest un pārvērtīsies par pārejas objektu, kaut ko starp zvaigzni un planētu. Šādus objektus sauc par brūnajiem punduriem.

Piemēram, planēta Jupiters ir pārāk maza, lai kļūtu par zvaigzni. Ja Jupiters būtu masīvāks, iespējams, tā dziļumos sāktos karstums. kodolreakcijas, un mūsu Saules sistēma būtu sistēma dubultzvaigzne. Bet tas viss ir dziesmu teksti...

Tātad, galvenais zvaigznes dzīves posms. Lielāko daļu savas pastāvēšanas zvaigzne ir iekšā līdzsvara stāvoklis. Smaguma spēkam ir tendence zvaigzni saspiest, un enerģija, kas izdalās zvaigznē notiekošo kodoltermisko reakciju rezultātā, liek zvaigznei paplašināties. Šie divi spēki rada stabilu līdzsvara stāvokli – tik stabilu, ka zvaigzne tā dzīvo miljoniem un miljardu gadu. Šis zvaigznes dzīves posms nodrošina tai vietu galvenajā virknējumā. -

Pēc miljoniem gadu ilgas spīdēšanas liela zvaigzne, tas ir, zvaigzne, kas vismaz sešas reizes ir smagāka par Sauli, sāk izdegt. Kad kodolā beidzas ūdeņradis, zvaigzne izplešas un atdziest, kļūstot par sarkanu supergigantu. Pēc tam šis supergigants saruks, līdz beidzot eksplodēs milzīgā un dramatiskā, izcilā sprādzienā, ko sauc par supernovu. Te gan jāpiebilst, ka ļoti masīvi zilie supergianti apiet pārtapšanas stadiju sarkanā supergigantā un daudz ātrāk eksplodē par supernovu.
Ja atlikušais supernovas kodols ir mazs, tad tās katastrofālā saspiešana (gravitācijas sabrukums) sākas ļoti blīvā neitronu zvaigznē, un, ja tā ir pietiekami liela, tā saspiedīsies vēl vairāk, veidojot melno caurumu.

Nedaudz savādāka bojāeja parasta zvaigzne. Tāda zvaigzne dzīvo ilgāk un mirst mierīgākā nāvē. Piemēram, saule degs vēl piecus miljardus gadu, pirms tās kodolā beigsies ūdeņradis. Pēc tam tā ārējie slāņi sāks paplašināties un atdzist; veidojas sarkans milzis. Šādā formā zvaigzne var pastāvēt apmēram 100 miljonus gadu uz hēlija, kas tās kodolā ir izveidojies dzīves laikā. Bet hēlijs arī izdeg. Papildus tam ārējie slāņi tiks aiznesti - tie veidos planētu miglāju, un blīvs balts punduris saruks no kodola. Lai gan baltais punduris ir diezgan karsts, tas galu galā atdziest, kļūstot par mirušu zvaigzni, ko sauc par melno punduri.

Pirmā daļa PROBLĒMAS ASTRONOMISKAIS ASPEKTS

Rīsi. 12.Globuļi difūzijas miglājā

Kad protozvaigzne saraujas, tās temperatūra paaugstinās un izdalās ievērojama daļa potenciālā enerģija izstaro apkārtējā telpā. Tā kā sabrūkošās gāzes lodes izmēri ir ļoti lieli, starojums uz tās virsmas vienību būs nenozīmīgs. Tā kā starojuma plūsma uz virsmas vienību ir proporcionāla temperatūras ceturtajai pakāpei (Stefana-Bolcmaņa likums), zvaigznes virsmas slāņu temperatūra ir salīdzinoši zema, savukārt tās spožums ir gandrīz tāds pats kā parastai zvaigznei ar vienāda masa. Tāpēc spektra-spīduma diagrammā šādas zvaigznes atradīsies pa labi no galvenās secības, t.i., atkarībā no to sākotnējās masas vērtībām tās iekritīs sarkano milžu vai sarkano punduru reģionā. Pēc tam protozvaigzne turpina sarukt. Tā izmēri kļūst mazāki, un virsmas temperatūra paaugstinās, kā rezultātā spektrs kļūst arvien “agrāks”. Tādējādi, pārvietojoties pa spektra-spīduma diagrammu, protozvaigzne diezgan ātri “apsēdīsies” uz galvenās secības. Šajā periodā zvaigžņu iekšpuses temperatūra jau ir pietiekama, lai tur sāktos kodoltermiskās reakcijas. Šajā gadījumā gāzes spiediens topošās zvaigznes iekšpusē līdzsvaro pievilcību un gāzes bumba pārstāj saspiesties. Protozvaigzne kļūst par zvaigzni. Protozvaigznēm ir nepieciešams salīdzinoši maz laika, lai izietu cauri šim agrākajam savas evolūcijas posmam. Ja, piemēram, protozvaigznes masa ir lielāka par Saules, tas aizņem tikai dažus miljonus gadu, ja mazāk, tad vairākus simtus miljonu gadu. Tā kā protozvaigžņu evolūcijas laiks ir salīdzinoši īss, šo agrāko zvaigžņu attīstības posmu ir grūti noteikt. Neskatoties uz to, zvaigznes šādā stadijā acīmredzot tiek novērotas. Mēs domājam ļoti interesantas zvaigznes tipa T Tauri, parasti iegremdēts tumšos miglājos. 1966. gadā pavisam negaidīti radās iespēja novērot protozvaigznes to evolūcijas sākumposmā. Mēs jau esam minējuši šīs grāmatas trešajā nodaļā par vairāku molekulu atklāšanu starpzvaigžņu vidē, galvenokārt hidroksil-OH un ūdens tvaiku H2O, izmantojot radioastronomiju. Radioastronomi bija ļoti pārsteigti, kad, apsekojot debesis 18 cm viļņa garumā, kas atbilst radio līnijai OH, tika atklāti spilgti, ārkārtīgi kompakti (t.i., ar maziem leņķa izmēriem) avoti. Tas bija tik negaidīti, ka sākumā viņi atteicās pat ticēt, ka tik spilgtas radiolīnijas varētu piederēt hidroksilmolekulai. Tika izvirzīta hipotēze, ka šīs līnijas piederēja kādai nezināmai vielai, kurai uzreiz tika dots “atbilstošs” nosaukums “mistērija”. Tomēr "mysterium" ļoti drīz dalījās ar savu optisko "brāļu" - "miglāju" un "koronu" likteni. Fakts ir tāds, ka daudzus gadu desmitus spilgtās miglāju līnijas un Saules vainagu nevarēja identificēt ar zināmām spektrālām līnijām. Tāpēc tie tika attiecināti uz noteiktiem hipotētiskiem elementiem, kas nezināmi uz zemes - “miglājs” un “kronis”. Nesmaidīsim nolaidīgi par astronomu nezināšanu mūsu gadsimta sākumā: galu galā atomu teorijas toreiz nebija! Fizikas attīstība nav pagājusi periodiskā tabula Mendeļejeva vieta eksotiskiem "debesiem": 1927. gadā tika atmaskots "miglājs", kura līnijas tika pilnīgi droši identificētas ar "aizliegtajām" jonizētā skābekļa un slāpekļa līnijām, un 1939. -1941. Tika pārliecinoši pierādīts, ka noslēpumainās "koronija" līnijas pieder pie daudzkārt jonizētiem dzelzs, niķeļa un kalcija atomiem. Ja “miglāju” un “kodoniju” “atmaskošanai” vajadzēja gadu desmitiem, tad dažu nedēļu laikā pēc atklāšanas kļuva skaidrs, ka “mistērijas” līnijas pieder parastajam hidroksilam, bet tikai neparastos apstākļos. Turpmākie novērojumi, pirmkārt, atklāja, ka “mistērijas” avotiem ir ārkārtīgi mazi leņķiskie izmēri. Tas tika parādīts, izmantojot toreizējo jauno, ļoti efektīva metode pētījumi, ko sauc par "radio interferometriju ļoti garās bāzes līnijās". Metodes būtība ir saistīta ar vienlaicīgu avotu novērošanu divos radioteleskopos, kas atrodas vairāku tūkstošu km attālumā viens no otra. Kā izrādās, leņķisko izšķirtspēju nosaka viļņa garuma attiecība pret attālumu starp radioteleskopiem. Mūsu gadījumā šī vērtība var būt ~3x10 -8 rad vai vairākas arkasekundes tūkstošdaļas! Ņemiet vērā, ka optiskajā astronomijā šāda leņķiskā izšķirtspēja joprojām ir pilnīgi nesasniedzama. Šādi novērojumi ir parādījuši, ka ir vismaz trīs "mistērijas" avotu klases. Šeit mūs interesēs 1. klases avoti. Visi no tiem atrodas gāzveida jonizēto miglāju iekšpusē, piemēram, slavenajā Oriona miglājā. Kā jau minēts, to izmēri ir ārkārtīgi mazi, daudzus tūkstošus reižu mazāki izmēri miglāji. Interesantākais ir tas, ka tiem ir sarežģīta telpiskā struktūra. Apsveriet, piemēram, avotu, kas atrodas miglājā ar nosaukumu W3.

Rīsi. 13. Hidroksillīnijas četru komponentu profili

Attēlā 13. attēlā parādīts šī avota izstarotās OH līnijas profils. Kā redzat, tas sastāv no liela skaita šauru spilgtu līniju. Katra līnija atbilst noteiktam kustības ātrumam pa šo līniju izstarojošā mākoņa redzamības līniju. Šī ātruma lielumu nosaka Doplera efekts. Ātrumu starpība (pa redzes līniju) starp dažādiem mākoņiem sasniedz ~10 km/s. Iepriekš minētie interferometriskie novērojumi parādīja, ka mākoņi, kas izstaro katru līniju, nav telpiski izlīdzināti. Attēls ir šāds: apmēram 1,5 sekundes lielā apgabalā loki kustas līdzi dažādos ātrumos apmēram 10 kompakti mākoņi. Katrs mākonis izstaro vienu noteiktu (frekvences) līniju. Mākoņu leņķiskie izmēri ir ļoti mazi, apmēram vairākas tūkstošdaļas loka sekundes. Tā kā attālums līdz W3 miglājam ir zināms (apmēram 2000 gab.), leņķiskos izmērus var viegli pārveidot par lineāriem. Izrādās, ka apgabala, kurā pārvietojas mākoņi, lineārie izmēri ir 10-2 pc, un katra mākoņa izmēri ir tikai par kārtu lielāki par attālumu no Zemes līdz Saulei. Rodas jautājumi: kas tie ir par mākoņiem un kāpēc tie izstaro tik daudz hidroksila radiolīnijās? Uz otro jautājumu atbilde tika saņemta diezgan ātri. Izrādījās, ka starojuma mehānisms ir diezgan līdzīgs tam, kas novērots laboratorijas mazeros un lāzeros. Tātad “mistērijas” avoti ir milzīgi, dabiski kosmiskie mazeri, kas darbojas uz hidroksillīnijas viļņa, kuru garums ir 18 cm. Tieši mazeros (un optiskajās un infrasarkanajās frekvencēs - lāzeros) ir milzīgs spilgtums. līnija ir sasniegta, un tās spektrālais platums ir mazs. Kā zināms, starojuma pastiprināšana līnijās šī efekta dēļ ir iespējama, ja vide, kurā izplatās starojums, ir kaut kādā veidā “aktivizēta”. Tas nozīmē, ka kāds "ārējais" enerģijas avots (tā sauktā "sūknēšana") padara atomu vai molekulu koncentrāciju sākotnējā (augšējā) līmenī neparasti augstu. Bez pastāvīgi strādājošas "sūknēšanas" maseris vai lāzers nav iespējams. Jautājums par kosmisko maseru “sūknēšanas” mehānisma būtību vēl nav pilnībā atrisināts. Tomēr, visticamāk, "sūknēšanai" kalpo diezgan spēcīgs infrasarkanais starojums. Vēl viens iespējamais sūknēšanas mehānisms varētu būt noteiktas ķīmiskas reakcijas. Ir vērts pārtraukt mūsu stāstu par kosmiskajiem mazeriem, lai padomātu par to, ar kādām pārsteidzošām parādībām kosmosā saskaras astronomi. Viens no lielākajiem tehniskajiem izgudrojumiem mūsu nemierīgajā gadsimtā, kam ir nozīmīga loma zinātniskajā un tehnoloģiskajā revolūcijā, ko mēs tagad piedzīvojam, ir viegli ieviests dabas apstākļi un turklāt milzīgā mērogā! Dažu kosmisko mazeru radio emisijas plūsma ir tik liela, ka to varēja atklāt pat radioastronomijas tehniskajā līmenī pirms 35 gadiem, t.i., vēl pirms maseru un lāzeru izgudrošanas! Lai to izdarītu, jums "tikai" bija jāzina precīzs OH radio saites viļņa garums un jāinteresējas par problēmu. Starp citu, šī nav pirmā reize, kad dabas apstākļos tiek realizētas svarīgākās zinātniski tehniskās problēmas, ar kurām saskaras cilvēce. Kodoltermiskās reakcijas, kas atbalsta Saules un zvaigžņu starojumu (skatīt zemāk), stimulēja projektu izstrādi un īstenošanu, lai uz Zemes ražotu kodoldegvielu, kam nākotnē vajadzētu atrisināt visas mūsu enerģētikas problēmas. Diemžēl mēs joprojām esam tālu no tā risināšanas svarīgākais uzdevums, ko daba izlēma “viegli”. Pirms pusotra gadsimta gaismas viļņu teorijas pamatlicējs Fresnels (protams, citā gadījumā) atzīmēja: "Daba smejas par mūsu grūtībām." Kā redzam, Fresnela piezīme šodien ir vēl patiesāka. Tomēr atgriezīsimies pie kosmiskajiem māzeriem. Lai gan šo maseru “pumpēšanas” mehānisms vēl nav līdz galam skaidrs, tomēr var gūt aptuvenu priekšstatu par fiziskajiem apstākļiem mākoņos, kas ar mazera mehānismu izstaro 18 cm līniju, pirmkārt, izrādās, ka šie mākoņi ir diezgan blīvi: kubikcentimetrā ir vismaz 10 8 - 10 9 daļiņas un ievērojama (un varbūt lielākā daļa) daļa no tām ir molekulas. Diez vai temperatūra pārsniegs divus tūkstošus Kelvinu, visticamāk, tā ir aptuveni 1000 Kelvinu. Šīs īpašības krasi atšķiras no pat blīvāko starpzvaigžņu gāzes mākoņu īpašībām. Ņemot vērā mākoņu salīdzinoši nelielo izmēru, mēs neviļus nonākam pie secinājuma, ka tie, visticamāk, atgādinās izvērstās, diezgan aukstās supergigantisko zvaigžņu atmosfēru. Šķiet ļoti iespējams, ka šie mākoņi ir nekas vairāk kā agrīnā stadijā protozvaigžņu attīstība, tūlīt pēc to kondensācijas no starpzvaigžņu vides. Šo apgalvojumu (ko šīs grāmatas autors izteica tālajā 1966. gadā) apstiprina arī citi fakti. Miglājos, kur novērojami kosmiskie mazeri, ir redzamas jaunas, karstas zvaigznes (skatīt zemāk). Līdz ar to zvaigžņu veidošanās process tur nesen beidzās un, visticamāk, turpinās arī šobrīd. Varbūt pats dīvainākais ir tas, ka, kā liecina radioastronomijas novērojumi, šāda veida kosmiskie mazeri ir it kā “iegremdēti” mazos, ļoti blīvos jonizēta ūdeņraža mākoņos. Šie mākoņi satur daudz kosmisko putekļu, kas padara tos nepamanāmus optiskajā diapazonā. Šādus "kokonus" jonizē jaunā, karstā zvaigzne, kas atrodas tajos. Infrasarkanā astronomija ir izrādījusies ļoti noderīga zvaigžņu veidošanās procesu pētīšanā. Patiešām, infrasarkanajiem stariem starpzvaigžņu gaismas absorbcija nav tik nozīmīga. Tagad varam iztēloties šādu ainu: no starpzvaigžņu vides mākoņa tā kondensācijas ceļā veidojas vairāki dažādu masu kluči, kas pārtop protozvaigznēs. Evolūcijas ātrums ir atšķirīgs: masīvākiem klučiem tas būs lielāks (sk. 2. tabulu zemāk). Tāpēc masīvākais puduris vispirms pārvērtīsies par karstu zvaigzni, bet pārējais vairāk vai mazāk uzkavēsies protozvaigžņu stadijā. Mēs tos novērojam kā mazera starojuma avotus tiešā “jaundzimušās” karstās zvaigznes tuvumā, jonizējot “kokonu” ūdeņradi, kas nav sablīvējis ķekaros. Protams, šī aptuvenā shēma tiks vēl pilnveidota, un, protams, tajā tiks veiktas būtiskas izmaiņas. Bet fakts paliek fakts: negaidīti izrādījās, ka kādu laiku (visticamāk, salīdzinoši neilgu laiku) jaundzimušie protozvaigznes, tēlaini izsakoties, “kliedz” par savu dzimšanu, izmantojot jaunākās kvantu radiofizikas metodes (t.i., mazerus)... 2 gadi vēlākos gados pēc kosmisko maseru atklāšanas uz hidroksila (18 cm līnija) - tika konstatēts, ka tie paši avoti vienlaikus izstaro (arī ar mazera mehānismu) ūdens tvaiku līniju, kuras viļņa garums ir 1,35 cm “ūdens” mazers ir pat lielāks nekā “hidroksils””. Mākoņi, kas izstaro H2O līniju, lai gan atrodas tādā pašā mazā tilpumā kā "hidroksil" mākoņi, pārvietojas ar dažādu ātrumu un ir daudz kompaktāki. Nevar izslēgt, ka tuvākajā laikā tiks atklātas citas maser līnijas*. Tā pavisam negaidīti pavērsās radioastronomija klasiska problēma zvaigžņu veidošanās novērojumu astronomijas nozarē**. Nonākusi galvenajā secībā un pārtraukusi saraušanos, zvaigzne izstaro ilgu laiku, praktiski nemainot savu pozīciju spektra-spīduma diagrammā. Tās starojumu atbalsta kodoltermiskās reakcijas, kas notiek centrālajos reģionos. Tādējādi galvenā secība ir it kā punktu ģeometriskā atrašanās vieta spektra-spīduma diagrammā, kur zvaigzne (atkarībā no tās masas) var izstarot ilgstoši un vienmērīgi kodoltermisko reakciju dēļ. Zvaigznes vietu galvenajā secībā nosaka tās masa. Jāatzīmē, ka ir vēl viens parametrs, kas nosaka līdzsvaru izstarojošās zvaigznes pozīciju spektra-spīduma diagrammā. Šis parametrs ir zvaigznes sākotnējais ķīmiskais sastāvs. Ja smago elementu relatīvais daudzums samazinās, zvaigzne "nokritīs" zemāk esošajā diagrammā. Tieši šis apstāklis ​​izskaidro apakšpunduru virknes klātbūtni. Kā minēts iepriekš, smago elementu relatīvais daudzums šajās zvaigznēs ir desmitiem reižu mazāks nekā galvenās secības zvaigznēs. Laiku, kad zvaigzne paliek galvenajā secībā, nosaka tās sākotnējā masa. Ja masa ir liela, zvaigznes starojumam ir milzīgs spēks un tā ātri iztērē savas ūdeņraža “degvielas” rezerves. Piemēram, galvenās secības zvaigznes, kuru masa ir vairākas desmitiem reižu lielāka par Sauli (tie ir karsti zilie O spektrālās klases milži), var pastāvīgi izstarot, paliekot šajā secībā tikai dažus miljonus gadu, savukārt zvaigznes ar masu tuvu Saule, ir bijuši galvenajā secībā 10-15 miljardus gadu. Zemāk ir tabula. 2, norādot aprēķināto gravitācijas saspiešanas ilgumu un palikšanu galvenajā secībā dažādu spektrālo klašu zvaigznēm. Tajā pašā tabulā parādītas zvaigžņu masas, rādiusu un spilgtuma vērtības Saules vienībās.

2. tabula

Rīsi. 14. Dažādas masas zvaigžņu evolūcijas pēdas spožuma-temperatūras diagrammā

Rīsi. 15. Hertzprung-Russell diagramma zvaigžņu kopai NGC 2254

Rīsi. 16. Hertzsprung - Rassell diagramma lodveida klasterim M 3. Gar vertikālo asi - relatīvais lielums

Atbilstošā diagramma skaidri parāda visu galveno secību, ieskaitot tās augšējo kreiso daļu, kur atrodas karstas masīvas zvaigznes (krāsu indekss 0,2 atbilst 20 tūkstošu K temperatūrai, t.i., B klases spektram). Lodveida klasteris M3 ir “vecs” objekts. Ir skaidri redzams, ka šim klasterim izveidotās galvenās secības diagrammas augšējā daļā gandrīz nav zvaigžņu. Bet M 3 sarkanais milzu zars ir ļoti bagātīgi pārstāvēts, savukārt NGC 2254 ir ļoti maz sarkano milžu. Tas ir saprotams: vecajā kopā M 3 liels skaits zvaigžņu jau ir “pametušas” galveno secību, savukārt jaunajā kopā NGC 2254 tas notika tikai ar nelielu skaitu salīdzinoši masīvu, strauji attīstošu zvaigžņu. Ievērības cienīgs ir fakts, ka M 3 milzu atzars iet diezgan strauji uz augšu, savukārt NGC 2254 tas ir gandrīz horizontāls. No teorētiskā viedokļa to var izskaidrot ar ievērojami mazāku smago elementu saturu M 3 un patiešām lodveida kopu zvaigznēs (kā arī citās zvaigznēs, kas koncentrējas ne tik daudz uz galaktikas plakni). virzienā uz galaktikas centru), smago elementu relatīvais daudzums ir nenozīmīgs. Diagrammā “Krāsu indekss - spilgtums” M 3 ir redzams vēl viens gandrīz horizontāls atzars. Diagrammā, kas izveidota NGC 2254, līdzīga atzara nav. Teorija izskaidro šīs filiāles izskatu šādi. Pēc tam, kad zvaigznes - sarkanā milža - saraujošā blīvā hēlija kodola temperatūra sasniegs 100-150 miljonus K, tur sāks notikt jauna kodolreakcija. Šī reakcija sastāv no oglekļa kodola veidošanās no trim hēlija kodoliem. Tiklīdz šī reakcija sākas, kodola saspiešana apstāsies. Pēc tam virsmas slāņi

zvaigznes paaugstina temperatūru, un zvaigzne spektra un spilgtuma diagrammā pārvietosies pa kreisi. Tieši no šādām zvaigznēm veidojas M 3 diagrammas trešais horizontālais atzars.

Rīsi. 17. Kopsavilkums Hertzprung-Russell diagramma 11 zvaigžņu kopām

Attēlā 17. attēlā shematiski parādīta kopsavilkuma “krāsu-spīduma” diagramma 11 klasteriem, no kuriem divi (M 3 un M 92) ir lodveida. Ir skaidri redzams, kā dažādu klasteru galvenās secības “izliecas” pa labi un uz augšu, pilnībā saskanot ar jau apspriestajiem teorētiskajiem jēdzieniem. No att. 17 uzreiz var noteikt, kuri klasteri ir jauni un kuri veci. Piemēram, “dubultā” klasteris X un h Persejs ir jauns. Tas "saglabāja" ievērojamu daļu no galvenās secības. M 41 klasteris ir vecāks, Hyades klasteris ir vēl vecāks, un M 67 klasteris ir ļoti vecs, kura krāsu un spilgtuma diagramma ir ļoti līdzīga līdzīgai diagrammai lodveida kopām M 3 un M 92. Tikai milzu lodveida kopu atzars ir augstāks saskaņā ar atšķirībām ķīmiskais sastāvs, kas tika minēti iepriekš. Tādējādi novērojumu dati pilnībā apstiprina un pamato teorijas secinājumus. Šķiet, ka ir grūti sagaidīt novērojumu verifikāciju teorijai par procesiem zvaigžņu interjerā, ko no mums slēpj milzīgs zvaigžņu matērijas biezums. Un tomēr teoriju šeit pastāvīgi uzrauga astronomisko novērojumu prakse. Jāatzīmē, ka liela skaita krāsu un spilgtuma diagrammu sastādīšana prasīja milzīgu darbu, novērojot astronomus, un radikālu novērojumu metožu uzlabošanu. No otras puses, teorijas panākumi iekšējā struktūra un zvaigžņu evolūcija nebūtu iespējama bez mūsdienu datortehnoloģijas, pamatojoties uz ātrdarbīgu elektronisko kalkulatoru izmantošanu. Pētījumi kodolfizikas jomā sniedza arī nenovērtējamu pakalpojumu teorijai, kas ļāva iegūt kvantitatīvus raksturlielumus tām kodolreakcijām, kas notiek zvaigžņu iekšpusē. Nepārspīlējot varam teikt, ka zvaigžņu uzbūves un evolūcijas teorijas attīstība ir viens no lielākajiem 20. gadsimta otrās puses sasniegumiem astronomijā. Mūsdienu fizikas attīstība paver iespēju tieši ar novērojumiem pārbaudīt zvaigžņu un jo īpaši Saules iekšējās struktūras teoriju. Mēs runājam par iespēju atklāt spēcīgu neitrīno straumi, kas būtu jāizstaro Saulei, ja tās dziļumos notiek kodolreakcijas. Ir labi zināms, ka neitrīno ļoti vāji mijiedarbojas ar citām elementārdaļiņām. Piemēram, neitrīno var izlidot cauri visam Saules biezumam gandrīz bez absorbcijas, savukārt rentgena starojums bez absorbcijas var iziet cauri tikai dažiem milimetriem vielas Saules iekšpusē. Ja mēs iedomāties, ka spēcīgs neitrīno stars ar katras daļiņas enerģiju

Zvaigznes, tāpat kā cilvēki, var būt jaundzimušas, jaunas, vecas. Katru mirkli dažas zvaigznes mirst un citas veidojas. Parasti jaunākie no tiem ir līdzīgi Saulei. Viņi ir veidošanās stadijā un patiesībā ir protozvaigznes. Astronomi tos sauc par T-Taurus zvaigznēm pēc to prototipa. To īpašību, piemēram, spilgtuma, ziņā protozvaigznes ir mainīgas, jo to pastāvēšana vēl nav nonākusi stabilā fāzē. Daudzām no tām apkārt ir liels daudzums vielu. Spēcīgas vēja straumes izplūst no T veida zvaigznēm.

Protosvaigznes: viņu dzīves cikla sākums

Ja matērija nokrīt uz protozvaigznes virsmas, tā ātri sadeg un pārvēršas siltumā. Tā rezultātā protozvaigžņu temperatūra nepārtraukti pieaug. Kad tā paceļas tik augstu, ka zvaigznes centrā tiek iedarbinātas kodolreakcijas, protozvaigzne iegūst parastās zvaigznes statusu. Sākoties kodolreakcijām, zvaigznei ir pastāvīgs enerģijas avots, kas nodrošina tās dzīvību ilgu laiku. Cik ilgi tas būs dzīves cikls zvaigznes Visumā ir atkarīgas no to sākotnējā izmēra. Tomēr tiek uzskatīts, ka zvaigznēm ar Saules diametru ir pietiekami daudz enerģijas, lai ērti pastāvētu apmēram 10 miljardus gadu. Neskatoties uz to, gadās arī tā, ka vēl masīvākas zvaigznes dzīvo tikai dažus miljonus gadu. Tas ir saistīts ar faktu, ka viņi daudz ātrāk sadedzina degvielu.

Parasta izmēra zvaigznes

Katra no zvaigznēm ir karstas gāzes kamols. To dziļumos pastāvīgi notiek kodolenerģijas ģenerēšanas process. Tomēr ne visas zvaigznes ir līdzīgas Saulei. Viena no galvenajām atšķirībām ir krāsa. Zvaigznes ir ne tikai dzeltenas, bet arī zilganas un sarkanīgas.

Spilgtums un spilgtums

Tie atšķiras arī pēc tādām īpašībām kā spīdums un spilgtums. Cik spoža būs zvaigzne, kas novērota no Zemes virsmas, ir atkarīgs ne tikai no tās spožuma, bet arī no attāluma no mūsu planētas. Ņemot vērā to attālumu no Zemes, zvaigznēm var būt pilnīgi atšķirīgs spilgtums. Šis rādītājs svārstās no vienas desmit tūkstošdaļas no Saules spožuma līdz spilgtumam, kas salīdzināms ar vairāk nekā miljonu Saules.

Lielākā daļa zvaigžņu atrodas šī spektra apakšējā daļā, jo ir blāvas. Daudzējādā ziņā Saule ir vidēja, tipiska zvaigzne. Tomēr, salīdzinot ar citiem, tam ir daudz lielāks spilgtums. Liels skaits blāvas zvaigznes var novērot pat ar neapbruņotu aci. Iemesls, kāpēc zvaigznes atšķiras pēc spilgtuma, ir to masas dēļ. Krāsu, spīdumu un spilgtuma izmaiņas laika gaitā nosaka vielas daudzums.

Mēģinājumi izskaidrot zvaigžņu dzīves ciklu

Cilvēki jau sen ir mēģinājuši izsekot zvaigžņu dzīvei, taču pirmie zinātnieku mēģinājumi bija diezgan bikli. Pirmais solis bija Lane likuma piemērošana Helmholca-Kelvina hipotēzei par gravitācijas kontrakciju. Tas radīja jaunu izpratni astronomijā: teorētiski zvaigznes temperatūrai vajadzētu palielināties (tās indikators ir apgriezti proporcionāls zvaigznes rādiusam), līdz blīvuma palielināšanās palēninās saspiešanas procesus. Tad enerģijas patēriņš būs lielāks par tā ienākumiem. Šajā brīdī zvaigzne sāks strauji atdzist.

Hipotēzes par zvaigžņu dzīvi

Vienu no sākotnējām hipotēzēm par zvaigznes dzīves ciklu ierosināja astronoms Normans Lokers. Viņš uzskatīja, ka zvaigznes rodas no meteoriskas vielas. Turklāt viņa hipotēzes nosacījumi balstījās ne tikai uz tiem, kas pieejami astronomijā teorētiskos secinājumus, bet arī datus no zvaigžņu spektrālās analīzes. Lokers par to bija pārliecināts ķīmiskie elementi, kas piedalās debess ķermeņu evolūcijā, sastāv no elementārdaļiņas- "protoelementi". Atšķirībā no mūsdienu neitroniem, protoniem un elektroniem, tiem nav vispārīgs, bet gan individuāls raksturs. Piemēram, saskaņā ar Lockyer teikto, ūdeņradis sadalās par tā saukto “protoūdeņradi”; dzelzs kļūst par "proto-dzelzi". Zvaigznes dzīves ciklu mēģināja aprakstīt arī citi astronomi, piemēram, Džeimss Hopvuds, Jakovs Zeldovičs, Freds Hoils.

Milzu zvaigznes un pundurzvaigznes

Zvaigznes lieli izmēri ir karstākie un spilgtākie. Pēc izskata tie parasti ir balti vai zilgani. Neskatoties uz to, ka viņiem ir gigantiska izmēra, tajos esošā degviela izdeg tik ātri, ka viņiem to atņem tikai dažu miljonu gadu laikā.

Mazās zvaigznes, atšķirībā no milzu zvaigznēm, parasti nav tik spilgtas. Tie ir sarkanā krāsā un dzīvo pietiekami ilgi - miljardiem gadu. Bet starp spožajām zvaigznēm debesīs ir arī sarkanas un oranžas. Piemērs ir zvaigzne Aldebaran - tā sauktā "vērša acs", kas atrodas Vērša zvaigznājā; un arī Skorpiona zvaigznājā. Kāpēc šīs foršās zvaigznes spēj konkurēt spožumā ar tādām karstām zvaigznēm kā Siriuss?

Tas ir saistīts ar faktu, ka tie kādreiz ļoti paplašinājās, un to diametrs sāka pārsniegt milzīgas sarkanās zvaigznes (supergiantus). Milzīgais laukums ļauj šīm zvaigznēm izstarot par kārtu vairāk enerģijas nekā Saule. Tas notiek neskatoties uz to, ka to temperatūra ir daudz zemāka. Piemēram, Betelgeuse diametrs, kas atrodas Oriona zvaigznājā, ir vairākus simtus reižu lielāks nekā Saules diametrs. Un parasto sarkano zvaigžņu diametrs parasti nav pat desmitā daļa no Saules izmēra. Šādas zvaigznes sauc par punduriem. Katrs debess ķermenis var iziet cauri šāda veida zvaigžņu dzīves cikliem – viena un tā pati zvaigzne dažādos savas dzīves posmos var būt gan sarkanais milzis, gan punduris.

Parasti tādi gaismekļi kā Saule atbalsta savu eksistenci, pateicoties iekšpusē atrastajam ūdeņradim. Tas pārvēršas hēlijā zvaigznes kodola iekšpusē. Saulei ir milzīga summa degvielu, taču pat tā nav bezgalīga – pēdējo piecu miljardu gadu laikā ir iztērēta puse no krājumiem.

Zvaigžņu mūžs. Zvaigžņu dzīves cikls

Kad ūdeņraža padeve zvaigznes iekšienē ir izsmelta, notiek lielas izmaiņas. Atlikušais ūdeņradis sāk degt nevis tā kodolā, bet gan uz virsmas. Tajā pašā laikā zvaigznes dzīves ilgums arvien vairāk tiek saīsināts. Šajā periodā zvaigžņu cikls, vismaz lielākā daļa no tiem, nonāk sarkanā milža stadijā. Zvaigznes izmērs kļūst lielāks, un tās temperatūra, gluži pretēji, samazinās. Tā parādās lielākā daļa sarkano milžu un supergigantu. Šis process ir daļa no vispārējās zvaigznēs notiekošo izmaiņu secības, ko zinātnieki sauc par zvaigžņu evolūciju. Zvaigznes dzīves cikls ietver visus tā posmus: galu galā visas zvaigznes noveco un mirst, un to pastāvēšanas ilgumu tieši nosaka degvielas daudzums. Lielās zvaigznes beidz savu dzīvi ar milzīgu, iespaidīgu sprādzienu. Pieticīgāki, gluži pretēji, mirst, pakāpeniski sarūkot līdz balto punduru izmēram. Tad tie vienkārši izgaist.

Cik ilgi viņš dzīvo? vidējā zvaigzne? Zvaigznes dzīves cikls var ilgt no mazāk nekā 1,5 miljoniem gadu līdz 1 miljardam gadu vai vairāk. Tas viss, kā jau teikts, ir atkarīgs no tā sastāva un izmēra. Tādas zvaigznes kā Saule dzīvo no 10 līdz 16 miljardiem gadu. Ļoti spožas zvaigznes, tāpat kā Sīriuss, dzīvo salīdzinoši īslaicīgi - tikai dažus simtus miljonus gadu. Zvaigznes dzīves cikla diagramma ietver šādus posmus. Tas ir molekulārais mākonis – mākoņa gravitācijas sabrukums – supernovas dzimšana – protozvaigznes evolūcija – protozvaigžņu fāzes beigas. Pēc tam sekojiet posmiem: jauno zvaigžņu stadijas sākums - dzīves vidusposms - briedums - sarkanā milzu stadija - planetārais miglājs - baltā pundura stadija. Pēdējās divas fāzes ir raksturīgas mazām zvaigznēm.

Planētu miglāju daba

Tātad, mēs īsi apskatījām zvaigznes dzīves ciklu. Bet tas, kas no milzīga sarkanā milža pārvēršas par baltu punduri, dažreiz zvaigznes nomet savus ārējos slāņus, un tad atklājas zvaigznes kodols. Zvaigznes izstarotās enerģijas ietekmē gāzes apvalks sāk mirdzēt. Šis posms ieguva savu nosaukumu tāpēc, ka gaismas gāzes burbuļi šajā apvalkā bieži izskatās kā diski ap planētām. Bet patiesībā tām nav nekāda sakara ar planētām. Zvaigžņu dzīves cikls bērniem var neietvert visas zinātniskās detaļas. Var aprakstīt tikai galvenās debess ķermeņu evolūcijas fāzes.

Zvaigžņu kopas

Astronomi mīl izpētīt. Pastāv hipotēze, ka visi spīdekļi ir dzimuši grupās, nevis atsevišķi. Tā kā zvaigznēm, kas pieder vienai klasterim, ir līdzīgas īpašības, atšķirības starp tām ir patiesas, nevis attāluma līdz Zemei dēļ. Lai arī kādas izmaiņas notiktu šajās zvaigznēs, tās rodas vienlaikus un plkst vienādos apstākļos. Īpaši daudz zināšanu var iegūt, pētot to īpašību atkarību no masas. Galu galā zvaigžņu vecums kopās un to attālums no Zemes ir aptuveni vienāds, tāpēc tie atšķiras tikai ar šo rādītāju. Klasterus ieinteresēs ne tikai profesionāli astronomi – ikviens amatieris to darīs ar prieku skaisti foto, apbrīnojiet tos tikai skaists skats planetārijā.

Zvaigžņu un veselu galaktiku dzimšana notiek pastāvīgi, kā arī to nāve. Vienas zvaigznes pazušana kompensē citas parādīšanos, tāpēc mums šķiet, ka debesīs pastāvīgi atrodas vieni un tie paši spīdekļi.

Zvaigznes ir radušās starpzvaigžņu mākoņa saspiešanas procesa dēļ, ko ietekmē spēcīgs gāzes spiediena kritums. Atkarībā no saspiestās gāzes masas mainās dzimušo zvaigžņu skaits: ja tā ir maza, tad dzimst viena zvaigzne, ja liela, tad iespējama vesela kopa veidošanās.

Zvaigznes rašanās posmi

Šeit ir jānošķir divi galvenie posmi - ātra protostar saspiešana un lēna. Pirmajā gadījumā atšķirīga iezīme ir gravitācija: protozvaigznes matērija darbojas gandrīz Brīvais kritiens uz tās centru. Šajā posmā gāzes temperatūra paliek nemainīga, tās ilgums ir aptuveni 100 tūkstoši gadu, un šajā laikā protozvaigznes izmērs ļoti ievērojami samazinās.

Un, ja pirmajā posmā lieko siltumu pastāvīgi atstāja, tad protozvaigzne kļūst blīvāka. Siltuma noņemšana vairs nenotiek tik lielā ātrumā, gāze turpina ātri saspiesties un uzkarst. Protozvaigznes lēnā kontrakcija ilgst vēl ilgāk - vairāk nekā desmit miljonus gadu. Sasniedzot īpaši augstu temperatūru (vairāk nekā miljons grādu), kodoltermiskās reakcijas prasa savu, izraisot kompresijas pārtraukšanu. Pēc tam tas veidojas jauna zvaigzne no protozvaigznes.

Zvaigznes dzīves cikls

Zvaigznes ir kā dzīvi organismi: tās piedzimst, sasniedz savu attīstības maksimumu un pēc tam mirst. Lielas izmaiņas sākas, kad zvaigznes centrālajā daļā beidzas ūdeņradis. Tā sāk izdegt jau čaulā, pakāpeniski palielinot tā izmēru, un zvaigzne var pārvērsties par sarkanu milzi vai pat supergigantu.

Visām zvaigznēm ir pilnīgi atšķirīgi dzīves cikli, viss ir atkarīgs no to masas. Tie, kuriem ir smags svars, dzīvo ilgāk un galu galā eksplodē. Mūsu saule nav masīva zvaigzne, tāpēc šāda veida debess ķermeņi saskaras ar citu galu: tie pakāpeniski izgaist un kļūst par blīvu struktūru, ko sauc par balto punduri.

Sarkanais milzis

Zvaigznes, kas iztērējušas ūdeņraža krājumus, var iegūt milzīgus izmērus. Šādus spīdekļus sauc par sarkanajiem milžiem. To atšķirīgā iezīme, papildus to izmēram, ir to paplašinātā atmosfēra un ļoti zema temperatūra virsmas. Pētījumi liecina, ka ne visas zvaigznes iziet šo attīstības posmu. Tikai tās zvaigznes ar ievērojamu masu kļūst par sarkanajiem milžiem.

Lielākā daļa prominenti pārstāvji– Arktūrs un Antare, kuru redzamajos slāņos ir salīdzinoši maz paaugstināta temperatūra, un izlādētajam apvalkam ir ievērojams apjoms. Ķermeņu iekšienē notiek hēlija aizdegšanās process, kam raksturīgs krasu spilgtuma svārstību trūkums.

Baltais punduris

Mazas zvaigznes pēc izmēra un masas pārvēršas par baltiem punduriem. To blīvums ir ārkārtīgi augsts (apmēram miljons reižu lielāks nekā ūdens blīvums), tāpēc zvaigznes viela nonāk stāvoklī, ko sauc par "deģenerētu gāzi". Baltā pundura iekšpusē netiek novērotas kodoltermiskās reakcijas, un tikai dzesēšanas fakts dod tam gaismu. Zvaigznes izmērs šajā stāvoklī ir ārkārtīgi mazs. Piemēram, daudzi baltie punduri pēc izmēra ir līdzīgi Zemei.

Tāpat kā jebkuri ķermeņi dabā, arī zvaigznes nevar palikt nemainīgas. Viņi piedzimst, attīstās un beidzot “mirst”. Zvaigžņu evolūcija ilgst miljardiem gadu, taču notiek diskusijas par to veidošanās laiku. Iepriekš astronomi uzskatīja, ka viņu “dzimšanas” process no zvaigžņu putekļiem ilga miljoniem gadu, bet ne tik sen tika iegūtas debesu reģiona fotogrāfijas no Lielā Oriona miglāja. Vairāku gadu laikā neliels

1947. gada fotogrāfijās šajā vietā bija redzama neliela zvaigznei līdzīgu objektu grupa. 1954. gadā daži no tiem jau bija kļuvuši iegareni, un piecus gadus vēlāk šie objekti sadalījās atsevišķos. Tādējādi pirmo reizi zvaigžņu dzimšanas process notika burtiski astronomu acu priekšā.

Sīkāk apskatīsim zvaigžņu uzbūvi un evolūciju, kur sākas un beidzas to bezgalīgā dzīve pēc cilvēka standartiem.

Tradicionāli zinātnieki pieņem, ka zvaigznes veidojas gāzu un putekļu mākoņu kondensācijas rezultātā. Gravitācijas spēku ietekmē no iegūtajiem mākoņiem veidojas necaurspīdīga gāzes bumba, kuras struktūra ir blīva. Tās iekšējais spiediens nevar līdzsvarot gravitācijas spēkus, kas to saspiež. Pamazām bumba saraujas tik ļoti, ka zvaigžņu iekšpuses temperatūra paaugstinās, un karstās gāzes spiediens lodes iekšienē līdzsvaro ārējos spēkus. Pēc tam kompresija apstājas. Šī procesa ilgums ir atkarīgs no zvaigznes masas un parasti svārstās no diviem līdz vairākiem simtiem miljonu gadu.

Zvaigžņu struktūra nozīmē ļoti augstu temperatūru to kodolos, kas veicina nepārtrauktus kodoltermiskos procesus (ūdeņradis, kas tās veido, pārvēršas hēlijā). Tieši šie procesi izraisa intensīvu zvaigžņu starojumu. Laiku, kurā tie patērē pieejamo ūdeņraža krājumu, nosaka to masa. No tā ir atkarīgs arī starojuma ilgums.

Kad ūdeņraža rezerves ir izsmeltas, zvaigžņu evolūcija tuvojas veidošanās stadijai. Pēc tam, kad enerģijas izdalīšanās beidzas, gravitācijas spēki sāk saspiest kodolu. Tajā pašā laikā zvaigzne ievērojami palielinās. Spilgtums arī palielinās, procesam turpinoties, bet tikai plānā slānī pie kodola robežas.

Šo procesu pavada saraušanās hēlija kodola temperatūras paaugstināšanās un hēlija kodolu pārvēršanās oglekļa kodolos.

Tiek prognozēts, ka mūsu Saule varētu kļūt par sarkano milzi astoņu miljardu gadu laikā. Tā rādiuss palielināsies vairākus desmitus reižu, un tā spilgtums palielināsies simtiem reižu salīdzinājumā ar pašreizējo līmeni.

Zvaigznes dzīves ilgums, kā jau minēts, ir atkarīgs no tās masas. Objekti, kuru masa ir mazāka par Sauli, savas rezerves “iztērē” ļoti ekonomiski, tāpēc tie var spīdēt desmitiem miljardu gadu.

Zvaigžņu evolūcija beidzas ar veidošanos Tas notiek ar tām, kuru masa ir tuvu Saules masai, t.i. nepārsniedz 1,2 no tā.

Milzu zvaigznes, kā likums, ātri iztukšo kodoldegvielas krājumus. To pavada ievērojams masas zudums, jo īpaši ārējo apvalku nobiršanas dēļ. Rezultātā paliek tikai pakāpeniska atdzišana centrālā daļa, kurā kodolreakcijas ir pilnībā apstājušās. Laika gaitā šādas zvaigznes pārstāj izstarot un kļūst neredzamas.

Bet dažreiz zvaigžņu normālā evolūcija un struktūra tiek traucēta. Visbiežāk tas attiecas uz masīviem objektiem, kas ir izsmēluši visu veidu kodoldegvielu. Tad tos var pārvērst neitronos vai Un jo vairāk zinātnieki uzzina par šiem objektiem, jo ​​vairāk rodas jauni jautājumi.