Optager et punkt til højre øverste hjørne: den har en høj lysstyrke og lav temperatur. Hovedstrålingen sker i infrarød rækkevidde. Strålingen fra den kolde støvskal når os. Under evolutionsprocessen vil stjernens position på diagrammet ændre sig. Den eneste energikilde på dette stadium er gravitationskompression. Derfor bevæger stjernen sig ret hurtigt parallelt med ordinataksen.
Overfladetemperaturen ændres ikke, men radius og lysstyrke falder. Temperaturen i midten af stjernen stiger og når en værdi, hvor reaktioner begynder med lette elementer: lithium, beryllium, bor, som hurtigt brænder ud, men formår at bremse kompressionen. Sporet roterer parallelt med ordinataksen, temperaturen på stjernens overflade stiger, og lysstyrken forbliver næsten konstant. Endelig, i midten af stjernen, begynder reaktioner med dannelsen af helium fra brint (brintforbrænding). Stjernen kommer ind i hovedsekvensen.
Varighed indledende fase bestemt af stjernens masse. For stjerner som Solen er det omkring 1 million år, for en stjerne med en masse på 10 M☉ omkring 1000 gange mindre, og for en stjerne med en masse på 0,1 M☉ tusindvis af gange mere.
Unge lavmassestjerner
I begyndelsen af evolutionen har en lavmassestjerne en strålende kerne og en konvektiv konvolut (fig. 82, I).
På hovedsekvensstadiet skinner stjernen på grund af frigivelsen af energi i de nukleare reaktioner ved at omdanne brint til helium. Tilførslen af brint sikrer lysstyrken af en stjerne med masse 1 M☉ cirka inden for 10 10 år. Stjerner større masse forbruge brint hurtigere: for eksempel en stjerne med en masse på 10 M☉ vil forbruge brint på mindre end 10 7 år (lysstyrken er proportional med den fjerde massepotens).
Stjerner med lav masse
Når brint brænder ud, komprimeres de centrale områder af stjernen meget.
Stjerner med høj masse
Efter at have nået hovedsekvensen, udviklingen af en højmassestjerne (>1,5 M☉) bestemmes af forbrændingsforholdene for kernebrændsel i stjernens indvolde. På scenen hovedrækkefølge dette er forbrændingen af brint, men i modsætning til stjerner med lav masse dominerer reaktioner fra kulstof-nitrogen-kredsløbet i kernen. I denne cyklus spiller C- og N-atomerne rollen som katalysatorer. Hastigheden af energifrigivelse i reaktionerne i en sådan cyklus er proportional med T 17. Derfor dannes der en konvektiv kerne i kernen, omgivet af en zone, hvor energioverførsel udføres af stråling.
Lysstyrken af store stjerner er meget højere end Solens lysstyrke, og brint forbruges meget hurtigere. Dette skyldes også, at temperaturen i midten af sådanne stjerner også er meget højere.
Efterhånden som andelen af brint i den konvektive kerne aftager, falder hastigheden af energifrigivelsen. Men da frigivelseshastigheden er bestemt af lysstyrken, begynder kernen at komprimere, og energifrigivelseshastigheden forbliver konstant. Samtidig udvider stjernen sig og bevæger sig ind i regionen med røde kæmper.
Stjerner med lav masse
Når brinten er helt udbrændt, er der dannet en lille heliumkerne i midten af en lavmassestjerne. I kernen når tætheden af stof og temperatur værdier på henholdsvis 10 9 kg/m og 10 8 K. Brintforbrænding sker på overfladen af kernen. Når temperaturen i kernen stiger, stiger hastigheden af brintudbrænding, og lysstyrken stiger. Strålingszonen forsvinder gradvist. Og på grund af stigningen i hastigheden af konvektive strømme, puster de ydre lag af stjernen op. Dens størrelse og lysstyrke øges - stjernen bliver til en rød kæmpe (fig. 82, II).
Stjerner med høj masse
Når brinten i en stjerne med stor masse er fuldstændig opbrugt, begynder en tredobbelt heliumreaktion at ske i kernen og samtidig reaktionen af iltdannelse (3He=>C og C+He=>0). Samtidig begynder brint at brænde på overfladen af heliumkernen. Kilden til det første lag vises.
Tilførslen af helium opbruges meget hurtigt, da der i de beskrevne reaktioner frigives relativt lidt energi i hver elementær handling. Billedet gentager sig selv, og to lags kilder vises i stjernen, og reaktionen C+C=>Mg begynder i kernen.
Det evolutionære spor viser sig at være meget komplekst (fig. 84). På Hertzsprung-Russell-diagrammet bevæger stjernen sig langs sekvensen af kæmper eller (med en meget stor masse i superkæmpeområdet) bliver periodisk en Cephei.
Gamle lavmassestjerner
For en stjerne med lav masse når hastigheden af konvektionsstrømmen på et eller andet niveau til sidst den anden flugthastighed, skallen kommer af og stjernen bliver til hvid dværg omgivet af en planetarisk tåge.
Det evolutionære spor af en lavmassestjerne på Hertzsprung-Russell-diagrammet er vist i figur 83.
Højmassestjerners død
I slutningen af sin udvikling har en stormassestjerne en meget kompleks struktur. Hvert lag har sin egen kemiske sammensætning, kernereaktioner sker i flere lagkilder, og der dannes en jernkerne i midten (fig. 85).
Nukleare reaktioner med jern forekommer ikke, da de kræver forbrug (og ikke frigivelse) af energi. Derfor trækker jernkernen sig hurtigt sammen, temperaturen og densiteten i den stiger og når fantastiske værdier - en temperatur på 10 9 K og et tryk på 10 9 kg/m 3. Materiale fra siden
I dette øjeblik begynder to vigtige processer, der forekommer i kernen samtidigt og meget hurtigt (tilsyneladende på få minutter). Den første er, at under nukleare kollisioner henfalder jernatomer til 14 heliumatomer, den anden er, at elektroner "presses" ind i protoner og danner neutroner. Begge processer er forbundet med absorption af energi, og temperaturen i kernen (også trykket) falder øjeblikkeligt. De ydre lag af stjernen begynder at falde mod midten.
Faldet af de ydre lag fører til en kraftig stigning i temperaturen i dem. Brint, helium og kulstof begynder at brænde. Dette er ledsaget af en kraftig strøm af neutroner, der kommer fra den centrale kerne. Som et resultat, en kraftfuld atomeksplosion, smider de ydre lag af stjernen, der allerede indeholder alle de tunge grundstoffer, op til californium. Ifølge moderne synspunkter blev alle atomer af tunge kemiske grundstoffer (dvs. tungere end helium) dannet i universet netop i flares
At studere stjernernes udvikling er umuligt ved kun at observere én stjerne - mange ændringer i stjerner sker for langsomt til at blive bemærket selv efter mange århundreder. Derfor studerer forskere mange stjerner, som hver er på et bestemt stadium livscyklus. I løbet af de sidste par årtier bred brug i astrofysik modtaget modellering af stjernernes struktur ved hjælp af computerteknologi.
Encyklopædisk YouTube
1 / 5
✪ Stjerner og stjerneudvikling (fortalt af astrofysiker Sergei Popov)
✪ Stjerner og stjerneudvikling (fortalt af Sergey Popov og Ilgonis Vilks)
✪ Udvikling af stjerner. Udvikling af en blå kæmpe på 3 minutter
✪ Surdin V.G. Stellar Evolution del 1
✪ S. A. Lamzin - "Stellar Evolution"
Undertekster
Termonuklear fusion i det indre af stjerner
Unge stjerner
Processen med stjernedannelse kan beskrives på en samlet måde, men de efterfølgende stadier af en stjernes udvikling afhænger næsten udelukkende af dens masse, og først i slutningen af stjernens udvikling kan dens kemiske sammensætning spille en rolle.
Unge lavmassestjerner
Unge lavmassestjerner (op til tre solmasser) [ ], som nærmer sig hovedsekvensen, er fuldstændig konvektive - konvektionsprocessen dækker hele stjernens krop. Disse er i det væsentlige protostjerner, i hvis centre kernereaktioner lige er begyndt, og al stråling sker hovedsageligt pga. gravitationskompression. Indtil hydrostatisk ligevægt er etableret, falder stjernens lysstyrke ved en konstant effektiv temperatur. På Hertzsprung-Russell-diagrammet danner sådanne stjerner et næsten lodret spor kaldet Hayashi-sporet. Efterhånden som kompressionen aftager, nærmer den unge stjerne sig hovedsekvensen. Objekter af denne type er forbundet med T Tauri stjerner.
På dette tidspunkt, for stjerner med en masse større end 0,8 solmasser, bliver kernen gennemsigtig for stråling, og strålingsenergioverførsel i kernen bliver fremherskende, da konvektion i stigende grad hæmmes af den stigende komprimering af stjernestof. I de ydre lag af stjernens krop er der konvektiv energioverførsel.
Det vides ikke med sikkerhed, hvilke egenskaber stjerner med lavere masse har i det øjeblik, de kommer ind i hovedsekvensen, da den tid, disse stjerner tilbragte i den unge kategori, overstiger universets alder [ ] . Alle ideer om udviklingen af disse stjerner er kun baseret på numeriske beregninger og matematisk modellering.
Når stjernen trækker sig sammen, begynder trykket af den degenererede elektrongas at stige, og når en vis radius af stjernen nås, stopper kompressionen, hvilket fører til et stop i den yderligere temperaturstigning i stjernens kerne forårsaget af kompression, og derefter til dens fald. Dette sker ikke for stjerner mindre end 0,0767 solmasser: frigivet i løbet af nukleare reaktioner der vil aldrig være nok energi til at balancere det indre tryk og tyngdekraftens kompression. Sådanne "understjerner" udsender mere energi, end der produceres i processen termonukleære reaktioner, og tilhører de såkaldte brune dværge. Deres skæbne er konstant kompression, indtil trykket fra den degenererede gas stopper den, og derefter gradvis afkøling med ophør af alle termonukleare reaktioner, der er begyndt.
Unge mellemmassestjerner
Unge stjerner med mellemmasse (fra 2 til 8 solmasser) [ ] udvikler sig kvalitativt på nøjagtig samme måde som deres mindre søstre og brødre, med den undtagelse, at de ikke har konvektionszoner op til hovedsekvensen.
Genstande af denne type er forbundet med den såkaldte. Ae\Be Herbig stjerner med uregelmæssige variabler spektral klasse B-F0. De udstiller også diske og bipolære jetfly. Hastigheden for udstrømning af stof fra overfladen, lysstyrken og den effektive temperatur er betydeligt højere end for T Taurus, så de effektivt opvarmer og spreder resterne af den protostellare sky.
Unge stjerner med en masse større end 8 solmasser
Stjerner med sådanne masser har allerede egenskaberne normale stjerner, da de gennemgik alle de mellemliggende stadier og var i stand til at opnå en sådan hastighed af nukleare reaktioner, der kompenserede for energien tabt til stråling, mens massen akkumulerede for at opnå hydrostatisk ligevægt i kernen. For disse stjerner er udstrømningen af masse og lysstyrke så stor, at de ikke blot stopper gravitationssammenbruddet af de ydre områder af molekylskyen, som endnu ikke er blevet en del af stjernen, men tværtimod spreder dem væk. Massen af den resulterende stjerne er således mærkbart mindre end massen af den protostellare sky. Mest sandsynligt forklarer dette fraværet i vores galakse af stjerner med en masse større end omkring 300 solmasser.
En stjernes midtlivscyklus
Stjerner kommer i en bred vifte af farver og størrelser. Efter spektralklasse spænder de fra varm blå til kold rød, efter masse - fra 0,0767 til omkring 300 solmasser. seneste skøn. En stjernes lysstyrke og farve afhænger af dens overfladetemperatur, som igen bestemmes af dens masse. Alle nye stjerner "indtager deres plads" på hovedsekvensen i henhold til deres kemisk sammensætning og masse. Naturligvis taler vi ikke om stjernens fysiske bevægelse - kun om dens position på det angivne diagram, afhængigt af stjernens parametre. Faktisk svarer en stjernes bevægelse langs diagrammet kun til en ændring i stjernens parametre.
Den termonukleare "afbrænding" af stof, genoptaget på et nyt niveau, forårsager en monstrøs udvidelse af stjernen. Stjernen "svulmer", bliver meget "løs", og dens størrelse øges cirka 100 gange. Så stjernen bliver en rød kæmpe, og heliumbrændingsfasen varer omkring flere millioner år. Næsten alle røde kæmper er variable stjerner.
De sidste stadier af stjernernes udvikling
Gamle stjerner med lav masse
På nuværende tidspunkt vides det ikke med sikkerhed, hvad der sker med lysstjerner, efter at forsyningen af brint i deres kerner er opbrugt. Da universets alder er 13,7 milliarder år, hvilket ikke er nok til, at brintbrændstofforsyningen i sådanne stjerner er opbrugt, moderne teorier er baseret på computermodellering processer, der forekommer i sådanne stjerner.
Nogle stjerner kan kun syntetisere helium i visse aktive zoner, hvilket forårsager ustabilitet og stærke stjernevinde. I dette tilfælde forekommer dannelsen af en planetarisk tåge ikke, og stjernen fordamper kun og bliver endnu mindre end en brun dværg [ ] .
En stjerne med en masse mindre end 0,5 solar er ikke i stand til at omdanne helium, selv efter reaktioner, der involverer brint, stopper i sin kerne - massen af en sådan stjerne er for lille til at give en ny fase af gravitationskompression i en grad, der er tilstrækkelig til at "antænde" helium Sådanne stjerner omfatter røde dværge, såsom Proxima Centauri, hvis opholdstid på hovedsekvensen varierer fra titusinder af milliarder til titusinder af billioner af år. Efter ophøret af termonukleære reaktioner i deres kerner, vil de, gradvist afkølende, fortsætte med at udsende svagt i det infrarøde og mikrobølgeområde af det elektromagnetiske spektrum.
Mellemstore stjerner
Ved at nå stjerne gennemsnitsstørrelse(fra 0,4 til 3,4 solmasser) [ ] af den røde kæmpefase løber hydrogen ud i dens kerne, og reaktioner med syntese af kulstof fra helium begynder. Denne proces finder sted mere høje temperaturer og derfor øges strømmen af energi fra kernen, og som et resultat begynder stjernens ydre lag at udvide sig. Begyndelsen af kulstofsyntese markerer en ny fase i en stjernes liv og fortsætter i nogen tid. For en stjerne, der ligner Solens størrelse, kan denne proces tage omkring en milliard år.
Ændringer i mængden af udsendt energi får stjernen til at gennemgå perioder med ustabilitet, herunder ændringer i størrelse, overfladetemperatur og energifrigivelse. Energioutput skifter mod lavfrekvent stråling. Alt dette er ledsaget af stigende massetab på grund af stærke stjernevinde og intense pulseringer. Stjerner i denne fase kaldes "sen type stjerner" (også "pensionerede stjerner"), OH -IR stjerner eller Mira-lignende stjerner, afhængigt af deres nøjagtige karakteristika. Den udstødte gas er relativt rig på tunge grundstoffer produceret i stjernens indre, såsom ilt og kulstof. Gassen danner en ekspanderende skal og afkøles, når den bevæger sig væk fra stjernen, hvilket gør mulig uddannelse støvpartikler og molekyler. Med stærke infrarød stråling kildestjerner dannes i sådanne skaller ideelle forhold at aktivere kosmiske masere.
Termonukleære forbrændingsreaktioner af helium er meget følsomme over for temperatur. Nogle gange fører dette til stor ustabilitet. Der opstår kraftige pulsationer, som som et resultat giver tilstrækkelig acceleration til de ydre lag til at blive kastet af og blive til en planetarisk tåge. I midten af en sådan tåge forbliver stjernens nøgne kerne, hvor termonukleare reaktioner stopper, og efterhånden som den afkøles, bliver den til en heliumhvid dværg, som normalt har en masse på op til 0,5-0,6 solmasser og en diameter i størrelsesordenen Jordens diameter.
Langt de fleste stjerner, inklusive Solen, fuldender deres udvikling ved at trække sig sammen, indtil trykket fra degenererede elektroner afbalancerer tyngdekraften. I denne tilstand, når stjernens størrelse falder med hundrede gange, og tætheden bliver en million gange højere end tætheden af vand, kaldes stjernen en hvid dværg. Den bliver berøvet energikilder og bliver gradvist afkølet til en usynlig sort dværg.
I stjerner, der er mere massive end Solen, kan trykket fra degenererede elektroner ikke stoppe yderligere komprimering af kernen, og elektroner begynder at blive "presset" ind i atomkerner, som gør protoner til neutroner, mellem hvilke der ikke er nogen elektrostatiske frastødningskræfter. Denne neutronisering af stof fører til, at størrelsen af stjernen, som nu i virkeligheden er én enorm atomkerne, måles i flere kilometer, og tætheden er 100 millioner gange højere end tætheden af vand. Sådan et objekt kaldes en neutronstjerne; dens ligevægt opretholdes af trykket fra det degenererede neutronstof.
Supermassive stjerner
Efter en stjerne med en masse større end fem solmasser går ind i det røde superkæmpestadium, begynder dens kerne at skrumpe under påvirkning af tyngdekraften. Efterhånden som kompressionen stiger, stiger temperaturen og densiteten, og ny sekvens termonukleære reaktioner. I sådanne reaktioner syntetiseres stadig tungere grundstoffer: helium, kulstof, oxygen, silicium og jern, som midlertidigt begrænser sammenbruddet af kernen.
Som følge heraf syntetiseres jern-56 ud fra silicium, efterhånden som stadig tungere grundstoffer i det periodiske system dannes. På dette stadium yderligere eksotermisk termonuklear fusion bliver umuligt, da jern-56-kernen har en maksimal massedefekt, og dannelsen af tungere kerner med frigivelse af energi er umulig. Derfor, når en stjernes jernkerne når en vis størrelse, er trykket i den ikke længere i stand til at modstå vægten af de overliggende lag af stjernen, og der sker øjeblikkeligt sammenbrud af kernen med neutronisering af dens stof.
Hvad der derefter sker, er endnu ikke helt klart, men under alle omstændigheder fører de processer, der finder sted i løbet af få sekunder, til en supernovaeksplosion med utrolig kraft.
Stærke stråler af neutrinoer og et roterende magnetfelt skubber ud mest materiale akkumuleret af stjernen [ ] - såkaldte siddeelementer, herunder jern og lettere elementer. Det eksploderende stof bliver bombarderet af neutroner, der undslipper fra stjernekernen, fanger dem og skaber derved et sæt af grundstoffer, der er tungere end jern, inklusive radioaktive, op til uran (og måske endda californium). Således forklarer supernovaeksplosioner tilstedeværelsen i interstellart stof grundstoffer tungere end jern, men dette er ikke det eneste mulig måde deres dannelse, hvilket for eksempel demonstreres af technetiumstjerner.
eksplosionsbølge Og neutrinostråler fører stof væk fra døende stjerne [ ] V interstellare rum. Efterfølgende, når det afkøles og bevæger sig gennem rummet, kan dette supernovamateriale kollidere med andre kosmiske "bjærgninger" og muligvis deltage i dannelsen af nye stjerner, planeter eller satellitter.
Processerne, der forekommer under dannelsen af en supernova, studeres stadig, og indtil videre er der ingen klarhed om dette spørgsmål. Også tvivlsomt er, hvad der egentlig er tilbage af den originale stjerne. To muligheder overvejes dog: neutronstjerner og sorte huller.
Neutronstjerner
Det er kendt, at i nogle supernovaer stærk tyngdekraft i dybet af en superkæmpe tvinger det elektroner til at blive absorberet af atomkernen, hvor de sammensmelter med protoner og danner neutroner. Denne proces kaldes neutronisering. Elektromagnetiske kræfter, der adskiller nærliggende kerner, forsvinder. Stjernens kerne er nu en tæt kugle af atomkerner og individuelle neutroner.
Sådanne stjerner, kendt som neutronstjerner, er ekstremt små - ikke mere end stor by, og har utænkelige stor tæthed. Deres omløbsperiode bliver ekstremt kort, efterhånden som stjernens størrelse falder (på grund af bevarelsen af vinkelmomentum). Nogle neutronstjerner roterer 600 gange i sekundet. For nogle af dem kan vinklen mellem strålingsvektoren og omdrejningsaksen være sådan, at Jorden falder ind i den kegle, der dannes af denne stråling; i dette tilfælde er det muligt at detektere en strålingsimpuls, der gentages med intervaller svarende til stjernens omløbsperiode. Sådanne neutronstjerner blev kaldt "pulsarer" og blev de første, der blev opdaget. neutronstjerner.
Sorte huller
Ikke alle stjerner bliver neutronstjerner efter at have gennemgået supernovaeksplosionsfasen. Hvis en stjerne har nok stor masse, så vil sammenbruddet af en sådan stjerne fortsætte, og neutronerne selv vil begynde at falde indad, indtil dens radius bliver mindre end Schwarzschild-radius. Herefter bliver stjernen til et sort hul.
Eksistensen af sorte huller blev forudsagt af den generelle relativitetsteori. Ifølge denne teori,
Stjerners levetid består af adskillige stadier, der går igennem, hvori lysene i millioner og milliarder af år støt stræber mod den uundgåelige finale, der bliver til lyse udbrud eller dystre sorte huller.
Levetiden for en stjerne af enhver type er utrolig lang og vanskelig proces ledsaget af fænomener kosmisk skala. Dens alsidighed er simpelthen umulig at spore og studere, selv ved at bruge hele arsenalet moderne videnskab. Men baseret på dem unik viden, akkumuleret og bearbejdet over hele den jordiske astronomis eksistensperiode, bliver hele lag af den mest værdifulde information tilgængelige for os. Dette gør det muligt at sammenkæde sekvensen af episoder fra armaturernes livscyklus til relativt sammenhængende teorier og modellere deres udvikling. Hvad er disse stadier?
Gå ikke glip af den visuelle, interaktive app ""!
Afsnit I. Protostjerner
Stjerners livsvej begynder, ligesom alle objekter i makrokosmos og mikrokosmos, med fødslen. Denne begivenhed stammer fra dannelsen af en utrolig stor sky, inden for hvilken de første molekyler optræder, derfor kaldes dannelsen molekylær. Nogle gange bruges et andet udtryk, der direkte afslører essensen af processen - stjernernes vugge.
Kun når i sådan en sky, faktisk Force majeure, sker ekstremt hurtig kompression dens bestanddele partikler med masse, dvs. gravitationssammenbrud, begynder den fremtidige stjerne at dannes. Årsagen til dette er en bølge af gravitationsenergi, hvoraf en del komprimerer gasmolekyler og varmer moderskyen op. Så begynder gennemsigtigheden af formationen gradvist at forsvinde, hvilket bidrager til endnu større opvarmning og en stigning i trykket i dens centrum. Den sidste episode i den protostellare fase er ophobningen af stof, der falder ned på kernen, hvor den begyndende stjerne vokser og bliver synlig, efter at trykket fra det udsendte lys bogstaveligt talt fejer alt støvet væk til udkanten.
Find protostjerner i Oriontågen!
Dette enorme panorama af Oriontågen kommer fra billeder. Denne tåge er en af de største og nærmeste vugger af stjerner til os. Prøv at finde protostjerner i denne tåge, da opløsningen af dette panorama giver dig mulighed for dette.
Afsnit II. Unge stjerner
Fomalhaut, billede fra DSS-kataloget. Der er stadig en protoplanetarisk skive omkring denne stjerne.
Den næste fase eller cyklus i en stjernes liv er perioden i dens kosmiske barndom, som igen er opdelt i tre stadier: unge små stjerner (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.
Episode III. En stjernes storhedstid
Solen fotograferet i H alfa-linjen. Vores stjerne er i sin bedste alder.
Midt i deres liv kan kosmiske armaturer have en bred vifte af farver, masser og dimensioner. Farvepaletten varierer fra blålige nuancer til røde, og deres masse kan være væsentligt mindre end solmassen eller mere end tre hundrede gange større. Hovedsekvensen af stjernernes livscyklus varer omkring ti milliarder år. Hvorefter kernen i det kosmiske legeme løber tør for brint. Dette øjeblik anses for at være overgangen fra objektets liv til næste fase. På grund af udtømningen af brintressourcer i kernen stopper termonukleare reaktioner. Men i perioden med fornyet kompression af stjernen begynder kollapset, hvilket fører til forekomsten af termonukleære reaktioner med deltagelse af helium. Denne proces stimulerer en simpelthen utrolig udvidelse af stjernen. Og nu betragtes den som en rød kæmpe.
Afsnit IV. Slutningen på stjernernes eksistens og deres død
Gamle stjerner er ligesom deres unge modstykker opdelt i flere typer: lavmasse, mellemstore, supermassive stjerner og. Hvad angår objekter med lav masse, er det stadig umuligt at sige præcis, hvilke processer der sker med dem i de sidste stadier af tilværelsen. Alle sådanne fænomener er hypotetisk beskrevet ved hjælp af computersimuleringer og ikke baseret på omhyggelige observationer af dem. Efter den endelige udbrænding af kulstof og ilt øges stjernens atmosfæriske kappe, og dens gaskomponent taber hurtigt. I slutningen af deres evolutionære vej komprimeres stjernerne mange gange, og deres tæthed øges tværtimod betydeligt. En sådan stjerne anses for at være en hvid dværg. Dens livsfase efterfølges derefter af en rød superkæmpeperiode. Det sidste i en stjernes livscyklus er dens transformation, som et resultat af meget kraftig kompression, til en neutronstjerne. Imidlertid bliver ikke alle sådanne kosmiske legemer sådan. Nogle, oftest de største i parametre (mere end 20-30 solmasser), bliver til sorte huller som følge af kollaps.
Interessante fakta om stjerners livscyklus
En af de mest ejendommelige og bemærkelsesværdige oplysninger fra stjernelivet i rummet er, at langt størstedelen af armaturerne i vores er på stadiet med røde dværge. Sådanne objekter har en masse mindre end Solens.
Det er også ret interessant, at neutronstjernernes magnetiske tiltrækning er milliarder af gange højere end den tilsvarende stråling fra jordens stjerne.
Effekt af masse på en stjerne
En anden lige så interessant kendsgerning er varigheden af eksistensen af de største kendte typer stjerner. På grund af det faktum, at deres masse kan være hundredvis af gange større end solens, er deres energifrigivelse også mange gange større, nogle gange endda millioner af gange. Derfor er deres levetid meget kortere. I nogle tilfælde varer deres eksistens kun et par millioner år sammenlignet med de milliarder af leveår, som stjerner med lav masse har.
Et interessant faktum er også kontrasten mellem sorte huller og hvide dværge. Det er bemærkelsesværdigt, at førstnævnte stammer fra de mest gigantiske stjerner med hensyn til masse, og sidstnævnte tværtimod fra de mindste.
Der er et stort antal unikke fænomener i universet, som vi kan tale om i det uendelige, fordi rummet er ekstremt dårligt studeret og udforsket. Al menneskelig viden om stjerner og deres livscyklus, som moderne videnskab besidder, stammer hovedsageligt fra observationer og teoretiske beregninger. Sådanne lidet undersøgte fænomener og objekter danner grundlaget for konstant arbejde for tusindvis af forskere og videnskabsmænd: astronomer, fysikere, matematikere og kemikere. Takket være deres kontinuerlige arbejde bliver denne viden konstant akkumuleret, suppleret og ændret, og bliver dermed mere præcis, pålidelig og omfattende.
Selvom stjerner virker evige på den menneskelige tidsskala, bliver de, ligesom alt i naturen, født, lever og dør. Ifølge den almindeligt accepterede gas-støvsky-hypotese er en stjerne født som et resultat af gravitationskompression af en interstellar gas-støvsky. Da sådan en sky bliver tykkere, dannes den først protostjerne, temperaturen i dets centrum stiger støt, indtil den når den grænse, der er nødvendig for, at partiklernes termiske bevægelseshastighed overskrider tærsklen, hvorefter protoner er i stand til at overvinde de makroskopiske kræfter af gensidig elektrostatisk frastødning ( cm. Coulombs lov) og indgår i en termonuklear fusionsreaktion ( cm. Nuklear henfald og fusion).
Som et resultat af en flertrins termonuklear fusionsreaktion danner fire protoner i sidste ende en heliumkerne (2 protoner + 2 neutroner), og et helt springvand af forskellige elementarpartikler frigives. I den endelige tilstand er den samlede masse af de dannede partikler mindre masserne af de fire indledende protoner, hvilket betyder, at fri energi frigives under reaktionen ( cm. relativitetsteori). På grund af dette opvarmes den nyfødte stjernes indre kerne hurtigt til ultrahøje temperaturer, og dens overskydende energi begynder at sprøjte mod dens mindre varme overflade – og ud. Samtidig begynder trykket i midten af stjernen at stige ( cm. Tilstandsligning for en ideel gas). Ved at "brænde" brint i processen med en termonuklear reaktion tillader stjernen således ikke tyngdekraftens tiltrækningskræfter at komprimere sig selv til en supertæt tilstand, hvilket modvirker gravitationskollapset med kontinuerligt fornyet indre termisk tryk, hvilket resulterer i et stabilt energi ligevægt. Stjerner, der aktivt brænder brint, siges at være i den "primære fase" af deres livscyklus eller evolution ( cm. Hertzsprung-Russell diagram). Omdannelsen af et kemisk grundstof til et andet inde i en stjerne kaldes kernefusion eller nukleosyntese.
Især Solen har været på det aktive stadium med at brænde brint i processen med aktiv nukleosyntese i omkring 5 milliarder år, og reserverne af brint i kernen til dens fortsættelse burde være nok til vores lyskilde i yderligere 5,5 milliarder år. Jo mere massiv stjernen er, jo større forsyning af brintbrændstof har den, men for at modvirke tyngdekraftens kollaps skal den brænde brint med en intensitet, der overstiger væksthastigheden af brintreserver, når stjernens masse øges. Jo mere massiv stjernen er, jo kortere er dens levetid, bestemt af udtømningen af brintreserver, og de største stjerner brænder bogstaveligt talt ud om "nogle" titusinder af år. De mindste stjerner lever derimod behageligt i hundreder af milliarder af år. Så på denne skala tilhører vores sol den "stærke middelklasse".
Men før eller siden vil enhver stjerne opbruge al den brint, der er egnet til forbrænding i sin termonukleare ovn. Hvad er det næste? Det afhænger også af stjernens masse. Solen (og alle stjerner, der ikke overstiger sin masse mere end otte gange) afslutter mit liv på en meget banal måde. Efterhånden som brintreserverne i stjernens indvolde er opbrugt, begynder gravitationskompressionskræfterne, som tålmodigt har ventet på denne time lige siden stjernens fødsel, at få overtaget - og under deres indflydelse stjernen begynder at skrumpe og blive tættere. Denne proces har en dobbelt effekt: Temperaturen i lagene umiddelbart omkring stjernens kerne stiger til et niveau, hvor det brint, der er indeholdt der, til sidst gennemgår termonuklear fusion til helium. Samtidig stiger temperaturen i selve kernen, der nu næsten udelukkende består af helium, så meget, at selve heliumet - en slags "aske" fra den falmende primære nukleosyntesereaktion - går ind i en ny termonuklear fusionsreaktion: fra tre. heliumkerner dannes en kulstofkerne. Denne proces med sekundær termonuklear fusionsreaktion, drevet af produkterne fra den primære reaktion, er et af nøglemomenterne i stjernernes livscyklus.
Under den sekundære forbrænding af helium i stjernens kerne frigives så meget energi, at stjernen bogstaveligt talt begynder at pustes op. Især Solens skal på dette stadium af livet vil udvide sig ud over Venus' kredsløb. I dette tilfælde forbliver den samlede energi af stjernens stråling omtrent på samme niveau som i hovedfasen af dens liv, men da denne energi nu udsendes gennem et meget større overfladeareal, afkøles det yderste lag af stjernen til rød del af spektret. Stjernen bliver til rød kæmpe.
For solklassestjerner, efter at brændstoffet, der føder den sekundære nukleosyntesereaktion, er blevet opbrugt, begynder stadiet med gravitationskollaps igen - denne gang sidste gang. Temperaturen inde i kernen er ikke længere i stand til at stige til det niveau, der er nødvendigt for at starte det næste niveau af termonuklear reaktion. Derfor trækker stjernen sig sammen, indtil tyngdekraftens tiltrækningskræfter balanceres af den næste kraftbarriere. Hans rolle spilles af degenereret elektrongastryk(cm. Chandrasekhar grænse). Elektroner, som indtil dette stadie spillede rollen som arbejdsløse statister i stjernens udvikling, der ikke deltager i kernefusionsreaktioner og frit bevæger sig mellem kerner i fusionsprocessen, på et vist komprimeringsstadium, bliver berøvet "levende rum" og begynde at "modstå" yderligere gravitationskompression af stjernen. Stjernens tilstand stabiliserer sig, og den bliver til en degenereret hvid dværg, som vil udstråle restvarme ud i rummet, indtil det er helt afkølet.
Stjerner, der er mere massive end Solen, står over for en meget mere spektakulær ende. Efter forbrændingen af helium viser deres masse under kompressionen at være tilstrækkelig til at opvarme kernen og skallen til de temperaturer, der er nødvendige for at iværksætte de næste nukleosyntesereaktioner - kulstof, derefter silicium, magnesium - og så videre, efterhånden som kernemasserne vokser. Desuden, med starten af hver ny reaktion i stjernens kerne, fortsætter den forrige i sin skal. Faktisk blev alle de kemiske grundstoffer, inklusive jern, der udgør universet, dannet netop som et resultat af nukleosyntese i dybet af døende stjerner af denne type. Men jern er grænsen; det kan ikke tjene som brændstof til nuklear fusion eller henfaldsreaktioner ved nogen temperatur eller tryk, da både dets henfald og tilføjelse af yderligere nukleoner til det kræver en tilstrømning af ekstern energi. Som et resultat akkumulerer en massiv stjerne gradvist en jernkerne inde i sig selv, som ikke kan tjene som brændstof til yderligere nukleare reaktioner.
Når temperaturen og trykket inde i kernen når et vist niveau, begynder elektroner at interagere med protonerne i jernkernerne, hvilket resulterer i dannelsen af neutroner. Og i løbet af meget kort tid - nogle teoretikere mener, at dette tager et spørgsmål om sekunder - opløses de frie elektroner gennem hele den tidligere udvikling af stjernen bogstaveligt talt i jernkernernes protoner, hele stoffet i stjernens kerne bliver til en fast flok neutroner og begynder hurtigt at komprimere i gravitationssammenbrud, da det modvirkende tryk af den degenererede elektrongas falder til nul. Stjernens ydre skal, hvorfra al støtte er slået ud, falder sammen mod midten. Energien fra kollisionen af den kollapsede ydre skal med neutronkernen er så høj, at den springer tilbage med enorm hastighed og spreder sig i alle retninger fra kernen - og stjernen eksploderer bogstaveligt talt i et blændende glimt supernova stjerner. I løbet af få sekunder kan en supernovaeksplosion frigive mere energi til rummet end alle stjernerne i galaksen tilsammen i løbet af samme tid.
Efter en supernovaeksplosion og udvidelsen af skallen af stjerner med en masse på omkring 10-30 solmasser fører det igangværende gravitationssammenbrud til dannelsen af en neutronstjerne, hvis stof komprimeres, indtil det begynder at gøre sig gældende. tryk af degenererede neutroner - med andre ord, nu begynder neutroner (ligesom elektroner gjorde tidligere) at modstå yderligere kompression, hvilket kræver for mig selv stue. Dette sker normalt, når stjernen når en størrelse på omkring 15 km i diameter. Resultatet er en hurtigt roterende neutronstjerne, der udsender elektromagnetiske impulser ved dens rotationsfrekvens; sådanne stjerner kaldes pulsarer. Endelig, hvis stjernens kernemasse overstiger 30 solmasser, kan intet stoppe dens yderligere gravitationssammenbrud, og en supernovaeksplosion resulterer i
Fødslen af stjerner og hele galakser sker permanent, ligesom deres død. Forsvinden af en stjerne kompenserer for udseendet af en anden, så det ser ud til, at de samme lyskilder konstant er på himlen.
Stjerner skylder deres fødsel til processen med komprimering af den interstellare sky, som er påvirket af et stærkt fald i gastrykket. Afhængigt af massen af den komprimerede gas ændres antallet af fødte stjerner: hvis det er lille, så fødes en stjerne, hvis den er stor, så er dannelsen af en hel hob mulig.
Stadier af fremkomsten af en stjerne
Her er det nødvendigt at skelne mellem to hovedstadier - den hurtige kompression af protostjernen og den langsomme. I det første tilfælde er det kendetegnende tyngdekraften: protostjernens stof gennemgår et næsten frit fald mod dets centrum. På dette stadium forbliver gassens temperatur uændret, dens varighed er omkring 100 tusind år, og i løbet af denne tid falder størrelsen af protostjernen meget betydeligt.
Og hvis den overskydende varme i det første stadium konstant forlod, så bliver protostjernen tættere. Varmefjernelse sker ikke længere med så høj en hastighed, at gassen fortsætter med at komprimere og opvarmes hurtigt. Den langsomme komprimering af protostjernen varer endnu længere - mere end ti millioner år. Når man når en ultrahøj temperatur (mere end en million grader), tager termonukleære reaktioner deres vejafgift, hvilket fører til ophør af kompression. Hvorefter der dannes en ny stjerne fra protostjernen.
En stjernes livscyklus
Stjerner er som levende organismer: de bliver født, når deres udviklingshøjde og dør derefter. Store ændringer begynder, når den centrale del af stjernen løber tør for brint. Den begynder at brænde ud allerede i skallen og øger gradvist dens størrelse, og stjernen kan blive til en rød kæmpe eller endda en supergigant.
Alle stjerner har helt forskellige livscyklusser, det hele afhænger af deres masse. Dem, der vejer mere, lever længere og eksploderer til sidst. Vores sol er ikke en massiv stjerne, så himmellegemer af denne type står over for en anden ende: de forsvinder gradvist og bliver til en tæt struktur kaldet en hvid dværg.
Rød kæmpe
Stjerner, der har brugt deres brintforsyning, kan få kolossale størrelser. Sådanne armaturer kaldes røde kæmper. Deres kendetegn, ud over deres størrelse, er deres udvidede atmosfære og meget lave overfladetemperatur. Forskning har vist, at ikke alle stjerner gennemgår denne udviklingsfase. Kun de stjerner med betydelig masse bliver røde kæmper.
De mest slående repræsentanter er Arcturus og Antare, hvis synlige lag har en relativt lav temperatur, og den udledte skal har en betydelig udstrækning. En antændelsesproces af helium forekommer inde i kroppene, karakteriseret ved fraværet af skarpe udsving i lysstyrken.
Hvid dværg
Små stjerner i størrelse og masse bliver til hvide dværge. Deres massefylde er ekstremt høj (ca. en million gange højere end tætheden af vand), hvilket er grunden til, at stjernens stof går over i en tilstand kaldet "degenereret gas". Der observeres ingen termonukleære reaktioner inde i den hvide dværg, og kun afkøling giver den lys. Stjernens størrelse i denne tilstand er ekstremt lille. For eksempel svarer mange hvide dværge i størrelse til Jorden.