Mempelajari evolusi bintang adalah mustahil dengan memerhatikan hanya satu bintang - banyak perubahan dalam bintang berlaku terlalu perlahan untuk disedari walaupun selepas beberapa abad. Oleh itu, saintis mengkaji banyak bintang, setiap satunya berada pada peringkat tertentu dalam kitaran hayatnya. Sejak beberapa dekad yang lalu, pemodelan struktur bintang menggunakan teknologi komputer telah meluas dalam astrofizik.
YouTube ensiklopedia
1 / 5
✪ Bintang dan evolusi bintang (diceritakan oleh ahli astrofizik Sergei Popov)
✪ Bintang dan evolusi bintang (diceritakan oleh Sergey Popov dan Ilgonis Vilks)
✪ Evolusi bintang. Evolusi gergasi biru dalam masa 3 minit
✪ Surdin V.G. Evolusi Stellar Bahagian 1
✪ S. A. Lamzin - “Evolusi Bintang”
Sari kata
Gabungan termonuklear di pedalaman bintang
Bintang muda
Proses pembentukan bintang boleh diterangkan dengan cara yang bersatu, tetapi menurut peringkat seterusnya Evolusi bintang bergantung hampir sepenuhnya pada jisimnya, dan hanya pada penghujung evolusi bintang boleh komposisi kimianya memainkan peranan.
Bintang muda jisim rendah
Bintang muda jisim rendah (sehingga tiga jisim suria) [ ], yang menghampiri jujukan utama, adalah perolakan sepenuhnya - proses perolakan meliputi seluruh badan bintang. Ini pada asasnya adalah protostar, di mana ia baru bermula tindak balas nuklear, dan semua sinaran berlaku terutamanya disebabkan oleh mampatan graviti. Sehingga keseimbangan hidrostatik diwujudkan, kilauan bintang berkurangan pada suhu berkesan yang tetap. Pada rajah Hertzsprung-Russell, bintang-bintang tersebut membentuk trek hampir menegak yang dipanggil trek Hayashi. Apabila mampatan perlahan, bintang muda menghampiri jujukan utama. Objek jenis ini dikaitkan dengan bintang T Tauri.
Pada masa ini, untuk bintang dengan jisim lebih besar daripada 0.8 jisim suria, teras menjadi telus kepada sinaran, dan pemindahan tenaga sinaran dalam teras menjadi utama, kerana perolakan semakin terhalang oleh peningkatan pemadatan bahan bintang. Di lapisan luar badan bintang, pemindahan tenaga perolakan berlaku.
Tidak diketahui secara pasti apakah ciri-ciri bintang berjisim rendah pada saat mereka memasuki jujukan utama, kerana masa yang dihabiskan bintang-bintang ini dalam kategori muda melebihi umur Alam Semesta [ ] . Semua idea tentang evolusi bintang ini hanya berdasarkan pengiraan berangka dan pemodelan matematik.
Apabila bintang mengecut, tekanan gas elektron yang merosot mula meningkat dan apabila jejari tertentu bintang dicapai, mampatan berhenti, yang membawa kepada terhenti dalam peningkatan selanjutnya suhu dalam teras bintang yang disebabkan oleh pemampatan, dan kemudian kepada penurunannya. Untuk bintang yang lebih kecil daripada 0.0767 jisim suria, ini tidak berlaku: tenaga yang dibebaskan semasa tindak balas nuklear tidak pernah cukup untuk mengimbangi tekanan dalaman dan mampatan graviti. "Bintang bawah" sedemikian mengeluarkan lebih banyak tenaga daripada yang dihasilkan semasa tindak balas termonuklear, dan diklasifikasikan sebagai apa yang dipanggil kerdil coklat. Nasib mereka adalah mampatan berterusan sehingga tekanan gas yang merosot menghentikannya, dan kemudian menyejukkan secara beransur-ansur dengan pemberhentian semua tindak balas termonuklear yang telah bermula.
Bintang jisim pertengahan muda
Bintang muda jisim pertengahan (dari 2 hingga 8 jisim suria) [ ] berkembang secara kualitatif dengan cara yang sama seperti kakak dan abang mereka yang lebih kecil, dengan pengecualian bahawa mereka tidak mempunyai zon perolakan sehingga jujukan utama.
Objek jenis ini dikaitkan dengan apa yang dipanggil. Bintang Ae\Be Herbig dengan pembolehubah tidak sekata kelas spektrum B-F0. Mereka juga mempamerkan cakera dan jet bipolar. Kadar pengaliran keluar jirim dari permukaan, kecerahan dan suhu berkesan adalah jauh lebih tinggi daripada T Taurus, jadi ia berkesan memanaskan dan menyuraikan saki-baki awan protostellar.
Bintang muda dengan jisim lebih daripada 8 jisim suria
Bintang dengan jisim sedemikian sudah mempunyai ciri-ciri bintang biasa, kerana mereka melalui semua peringkat pertengahan dan dapat mencapai kadar tindak balas nuklear sedemikian yang mengimbangi tenaga yang hilang kepada sinaran manakala jisim terkumpul untuk mencapai keseimbangan hidrostatik teras. Bagi bintang-bintang ini, aliran keluar jisim dan kilauan adalah sangat hebat sehingga mereka bukan sahaja menghentikan keruntuhan graviti kawasan luar awan molekul yang belum menjadi sebahagian daripada bintang, tetapi, sebaliknya, menyerakkan mereka. Oleh itu, jisim bintang yang terhasil adalah ketara kurang daripada jisim awan protostellar. Kemungkinan besar, ini menjelaskan ketiadaan bintang dalam galaksi kita dengan jisim lebih besar daripada kira-kira 300 jisim suria.
Kitaran pertengahan hayat bintang
Bintang datang dalam pelbagai warna dan saiz. Mengikut kelas spektrum ia terdiri daripada biru panas hingga merah sejuk, mengikut jisim - dari 0.0767 hingga kira-kira 300 jisim suria. anggaran terkini. Kilauan dan warna bintang bergantung pada suhu permukaannya, yang seterusnya ditentukan oleh jisimnya. Semua bintang baharu "mengambil tempat" pada jujukan utama mengikut komposisi kimia dan jisimnya. Sememangnya, kita tidak bercakap tentang pergerakan fizikal bintang - hanya mengenai kedudukannya pada rajah yang ditunjukkan, bergantung pada parameter bintang. Malah, pergerakan bintang di sepanjang rajah hanya sepadan dengan perubahan dalam parameter bintang.
"Pembakaran" bahan termonuklear, disambung semula pada tahap yang baru, menyebabkan pengembangan bintang yang besar. Bintang itu "mengembang", menjadi sangat "longgar", dan saiznya meningkat kira-kira 100 kali ganda. Jadi bintang itu menjadi gergasi merah, dan fasa pembakaran helium berlangsung kira-kira beberapa juta tahun. Hampir semua gergasi merah adalah bintang berubah-ubah.
Peringkat akhir evolusi bintang
Bintang lama dengan jisim rendah
Pada masa ini, tidak diketahui secara pasti apa yang berlaku kepada bintang cahaya selepas bekalan hidrogen dalam terasnya habis. Memandangkan umur Alam Semesta adalah 13.7 bilion tahun, yang tidak mencukupi untuk bekalan bahan api hidrogen dalam bintang-bintang tersebut akan habis, teori moden adalah berdasarkan pemodelan komputer proses yang berlaku dalam bintang tersebut.
Sesetengah bintang hanya boleh mensintesis helium di zon aktif tertentu, menyebabkan ketidakstabilan dan angin bintang yang kuat. Dalam kes ini, pembentukan nebula planet tidak berlaku, dan bintang hanya tersejat, menjadi lebih kecil daripada kerdil coklat [ ] .
Bintang dengan jisim kurang daripada 0.5 suria tidak dapat menukar helium walaupun selepas tindak balas yang melibatkan hidrogen terhenti dalam terasnya - jisim bintang sedemikian terlalu kecil untuk memberikan fasa baru mampatan graviti ke tahap yang mencukupi untuk "menyalakan" helium Bintang sedemikian termasuk kerdil merah, seperti Proxima Centauri, yang masa kediamannya pada jujukan utama berkisar antara berpuluh bilion hingga berpuluh trilion tahun. Selepas pemberhentian tindak balas termonuklear dalam terasnya, mereka, secara beransur-ansur menyejukkan, akan terus memancarkan lemah dalam julat inframerah dan gelombang mikro spektrum elektromagnet.
Bintang bersaiz sederhana
Apabila sampai bintang saiz purata(dari 0.4 hingga 3.4 jisim suria) [ ] fasa gergasi merah, hidrogen kehabisan dalam terasnya, dan tindak balas sintesis karbon daripada helium bermula. Proses ini berlaku pada lebih suhu tinggi dan oleh itu aliran tenaga dari teras meningkat dan, akibatnya, lapisan luar bintang mula mengembang. Permulaan sintesis karbon menandakan peringkat baru dalam kehidupan bintang dan berterusan untuk beberapa lama. Untuk bintang yang sama saiznya dengan Matahari, proses ini boleh mengambil masa kira-kira satu bilion tahun.
Perubahan dalam jumlah tenaga yang dipancarkan menyebabkan bintang melalui tempoh ketidakstabilan, termasuk perubahan saiz, suhu permukaan dan pelepasan tenaga. Keluaran tenaga beralih ke arah sinaran frekuensi rendah. Semua ini disertai dengan peningkatan kehilangan jisim akibat angin bintang yang kuat dan denyutan yang kuat. Bintang dalam fasa ini dipanggil "bintang jenis lewat" (juga "bintang bersara"), OH -IR bintang atau bintang seperti Mira, bergantung pada ciri-ciri tepatnya. Gas yang dikeluarkan secara relatifnya kaya dengan unsur berat yang dihasilkan di bahagian dalam bintang, seperti oksigen dan karbon. Gas membentuk cangkerang yang mengembang dan menyejuk apabila ia bergerak menjauhi bintang, membuat pendidikan yang mungkin zarah dan molekul habuk. Dengan sinaran inframerah yang kuat dari bintang sumber, keadaan ideal untuk pengaktifan maser kosmik terbentuk dalam cengkerang tersebut.
Tindak balas pembakaran termonuklear helium sangat sensitif terhadap suhu. Kadang-kadang ini membawa kepada ketidakstabilan yang besar. Denyutan kuat timbul, yang akibatnya memberikan pecutan yang mencukupi kepada lapisan luar untuk dibuang dan bertukar menjadi nebula planet. Di tengah-tengah nebula sedemikian masih terdapat teras kosong bintang, di mana tindak balas termonuklear, dan apabila ia sejuk, ia bertukar menjadi kerdil putih helium, biasanya mempunyai jisim sehingga 0.5-0.6 jisim suria dan diameter mengikut susunan diameter Bumi.
Sebahagian besar bintang, termasuk Matahari, melengkapkan evolusinya dengan mengecut sehingga tekanan elektron yang merosot mengimbangi graviti. Dalam keadaan ini, apabila saiz bintang berkurangan sebanyak seratus kali, dan ketumpatan menjadi sejuta kali lebih tinggi daripada ketumpatan air, bintang itu dipanggil kerdil putih. Ia kehilangan sumber tenaga dan, secara beransur-ansur menyejukkan, menjadi kerdil hitam yang tidak kelihatan.
Dalam bintang yang lebih besar daripada Matahari, tekanan elektron yang merosot tidak dapat berhenti pemampatan lanjut nukleus, dan elektron mula "menekan" ke dalam nukleus atom, yang mengubah proton menjadi neutron, di antaranya tiada daya tolakan elektrostatik. Neutronisasi jirim ini membawa kepada fakta bahawa saiz bintang, yang kini, sebenarnya, satu nukleus atom yang besar, diukur dalam beberapa kilometer, dan ketumpatan adalah 100 juta kali lebih besar daripada ketumpatan air. Objek sedemikian dipanggil bintang neutron; keseimbangannya dikekalkan oleh tekanan jirim neutron yang merosot.
Bintang supermasif
Selepas bintang dengan jisim lebih daripada lima jisim suria memasuki peringkat supergergasi merah, terasnya mula mengecut di bawah pengaruh graviti. Apabila mampatan meningkat, suhu dan ketumpatan meningkat, dan urutan baru tindak balas termonuklear. Dalam tindak balas sedemikian, unsur-unsur yang semakin berat disintesis: helium, karbon, oksigen, silikon dan besi, yang menghalang keruntuhan teras buat sementara waktu.
Akibatnya, apabila unsur-unsur Jadual Berkala yang semakin berat terbentuk, besi-56 disintesis daripada silikon. Pada peringkat ini, gabungan termonuklear eksotermik selanjutnya menjadi mustahil, kerana nukleus besi-56 mempunyai kecacatan jisim maksimum dan pembentukan nukleus yang lebih berat dengan pembebasan tenaga adalah mustahil. Oleh itu, apabila teras besi bintang mencapai saiz tertentu, tekanan di dalamnya tidak lagi dapat menahan berat lapisan atas bintang, dan keruntuhan serta-merta teras berlaku dengan neutronisasi jirimnya.
Apa yang berlaku seterusnya masih belum jelas sepenuhnya, tetapi, dalam apa jua keadaan, proses yang berlaku dalam masa beberapa saat membawa kepada letupan supernova kuasa yang luar biasa.
Pancutan neutrino yang kuat dan medan magnet berputar menolak kebanyakan bahan terkumpul bintang itu. [ ] - apa yang dipanggil elemen tempat duduk, termasuk elemen besi dan pemetik api. Bahan yang meletup dihujani oleh neutron yang melarikan diri dari teras bintang, menangkap mereka dan dengan itu mencipta satu set unsur yang lebih berat daripada besi, termasuk yang radioaktif, sehingga uranium (dan mungkin juga californium). Oleh itu, letupan supernova menerangkan kehadiran dalam jirim antara bintang unsur yang lebih berat daripada besi, tetapi ini bukan satu-satunya cara yang mungkin pembentukan mereka, yang, sebagai contoh, ditunjukkan oleh bintang technetium.
gelombang letupan Dan jet neutrino membawa bahan jauh dari bintang yang hampir mati [ ] ke ruang antara bintang. Selepas itu, semasa ia menyejuk dan bergerak melalui ruang angkasa, bahan supernova ini boleh berlanggar dengan "penyelamatan" kosmik lain dan, mungkin, mengambil bahagian dalam pembentukan bintang, planet atau satelit baharu.
Proses yang berlaku semasa pembentukan supernova masih dikaji, dan setakat ini tidak ada kejelasan mengenai isu ini. Juga dipersoalkan ialah apa yang sebenarnya kekal pada bintang asal. Walau bagaimanapun, dua pilihan sedang dipertimbangkan: bintang neutron dan lubang hitam.
Bintang neutron
Adalah diketahui bahawa dalam sesetengah supernova, graviti kuat di kedalaman supergergasi memaksa elektron diserap oleh nukleus atom, di mana ia bergabung dengan proton untuk membentuk neutron. Proses ini dipanggil neutronisasi. Daya elektromagnet, memisahkan nukleus berdekatan, hilang. Teras bintang itu kini menjadi bola padat nukleus atom dan neutron individu.
Bintang sedemikian, yang dikenali sebagai bintang neutron, adalah sangat kecil - tidak lebih daripada saiz bandar besar - dan mempunyai ketumpatan tinggi yang tidak dapat dibayangkan. Tempoh orbit mereka menjadi sangat singkat apabila saiz bintang berkurangan (disebabkan oleh pemuliharaan momentum sudut). Beberapa bintang neutron berputar 600 kali sesaat. Bagi sesetengah daripada mereka, sudut antara vektor sinaran dan paksi putaran mungkin sedemikian rupa sehingga Bumi jatuh ke dalam kon yang dibentuk oleh sinaran ini; dalam kes ini, adalah mungkin untuk mengesan denyutan sinaran berulang pada selang waktu yang sama dengan tempoh orbit bintang. Bintang neutron sedemikian dipanggil "pulsar", dan menjadi bintang neutron pertama yang ditemui.
Lubang hitam
Tidak semua bintang, selepas melalui fasa letupan supernova, menjadi bintang neutron. Jika bintang itu mempunyai jisim yang cukup besar, maka keruntuhan bintang tersebut akan berterusan, dan neutron itu sendiri akan mula jatuh ke dalam sehingga jejarinya menjadi kurang daripada jejari Schwarzschild. Selepas ini, bintang itu menjadi lubang hitam.
Kewujudan lubang hitam telah diramalkan oleh teori relativiti umum. Menurut teori ini,
Evolusi bintang adalah perubahan dalam fizikal. ciri, dalaman struktur dan kimia komposisi bintang dari masa ke masa. Tugas yang paling penting teori E.z. - penjelasan tentang pembentukan bintang, perubahan dalam ciri yang boleh diperhatikan, penyelidikan sambungan genetik pelbagai kumpulan bintang, analisis keadaan akhir mereka.
Oleh kerana di bahagian Alam Semesta yang kita ketahui, lebih kurang. 98-99% daripada jisim bahan yang diperhatikan terkandung dalam bintang atau telah melepasi peringkat bintang, penjelasan oleh E.Z. yavl. salah satu masalah terpenting dalam astrofizik.
Bintang dalam keadaan pegun ialah bola gas, yang berada dalam keadaan hidrostatik. dan keseimbangan terma (iaitu, tindakan daya graviti diimbangi oleh tekanan dalaman, dan kehilangan tenaga akibat sinaran dikompensasikan oleh tenaga yang dikeluarkan dalam perut bintang, lihat). "Kelahiran" bintang ialah pembentukan objek keseimbangan hidrostatik, sinaran yang disokong olehnya sendiri. sumber tenaga. "Kematian" bintang adalah ketidakseimbangan yang tidak dapat dipulihkan yang membawa kepada kemusnahan bintang atau malapetakanya. pemampatan.
Pengasingan graviti tenaga boleh memainkan peranan yang menentukan hanya apabila suhu bahagian dalam bintang tidak mencukupi untuk pelepasan tenaga nuklear untuk mengimbangi kehilangan tenaga, dan bintang secara keseluruhan atau sebahagian daripadanya mesti mengecut untuk mengekalkan keseimbangan. Pembebasan tenaga haba menjadi penting hanya selepas rizab tenaga nuklear telah habis. T.o., E.z. boleh diwakili sebagai perubahan yang konsisten dalam sumber tenaga bintang.
Masa ciri E.z. terlalu besar untuk semua evolusi dapat dikesan secara langsung. Oleh itu yang utama kaedah penyelidikan E.Z yavl. pembinaan jujukan model bintang yang menerangkan perubahan dalaman struktur dan kimia komposisi bintang dari masa ke masa. Evolusi. jujukan kemudian dibandingkan dengan hasil pemerhatian, contohnya, dengan (G.-R.d.), merumuskan pemerhatian nombor besar bintang pada peringkat evolusi yang berbeza. terutamanya peranan penting memainkan perbandingan dengan G.-R.d. untuk gugusan bintang, kerana semua bintang dalam gugusan mempunyai bahan kimia awal yang sama. gubahan dan terbentuk hampir serentak. Menurut G.-R.d. kelompok umur yang berbeza, adalah mungkin untuk mewujudkan arah E.Z. Evolusi secara terperinci. jujukan dikira dengan menyelesaikan secara numerik sistem persamaan pembezaan yang menerangkan taburan jisim, ketumpatan, suhu dan kecerahan ke atas bintang, yang ditambah dengan undang-undang pembebasan tenaga dan kelegapan jirim bintang dan persamaan yang menerangkan perubahan dalam sifat kimia. gubahan bintang dari semasa ke semasa.
Perjalanan evolusi bintang bergantung terutamanya pada jisim dan kimia awalnya. gubahan. Putaran bintang dan medan magnetnya boleh memainkan peranan tertentu, tetapi bukan asas. bidang, bagaimanapun, peranan faktor-faktor ini dalam E.Z. masih belum cukup dikaji. Kimia. Komposisi bintang bergantung pada masa ia terbentuk dan pada kedudukannya dalam Galaksi pada masa pembentukan. Bintang generasi pertama terbentuk daripada jirim, komposisinya ditentukan oleh kosmologi. syarat. Nampaknya, ia mengandungi kira-kira 70% oleh hidrogen jisim, 30% helium dan campuran deuterium dan litium yang tidak ketara. Semasa evolusi bintang generasi pertama, unsur-unsur berat (mengikuti helium) telah terbentuk, yang dikeluarkan ke dalam ruang antara bintang akibat daripada pengaliran keluar jirim daripada bintang atau semasa letupan bintang. Bintang generasi berikutnya terbentuk daripada bahan yang mengandungi sehingga 3-4% (mengikut jisim) unsur berat.
Petunjuk paling langsung bahawa pembentukan bintang di Galaxy masih berterusan adalah fenomena. kewujudan spektrum bintang terang yang besar. kelas O dan B, yang hayatnya tidak boleh melebihi ~ 10 7 tahun. Kadar pembentukan bintang pada zaman moden. era dianggarkan 5 setahun.
2. Pembentukan bintang, peringkat mampatan graviti
Mengikut sudut pandangan yang paling biasa, bintang terbentuk akibat daya graviti. pemeluwapan jirim dalam medium antara bintang. Pembahagian medium antara bintang yang diperlukan kepada dua fasa - awan sejuk padat dan medium jarang dengan suhu yang lebih tinggi - boleh berlaku di bawah pengaruh ketidakstabilan terma Rayleigh-Taylor dalam medan magnet antara bintang. padang. Kompleks gas-habuk dengan jisim 
, saiz ciri (10-100) pc dan kepekatan zarah n~10 2 sm -3 . sebenarnya diperhatikan kerana pancaran gelombang radio mereka. Mampatan (keruntuhan) awan tersebut memerlukan syarat tertentu: graviti. zarah awan mesti melebihi jumlah tenaga gerakan haba zarah, tenaga putaran awan secara keseluruhan dan medan magnet. tenaga awan (kriteria Jeans). Jika hanya tenaga gerakan terma diambil kira, maka, tepat kepada faktor susunan perpaduan, kriteria Jeans ditulis dalam bentuk: align="absmiddle" width="205" height="20">, di manakah jisim awan, T- suhu gas dalam K, n- bilangan zarah setiap 1 cm3. Dengan tipikal moden awan antara bintang suhu K hanya boleh meruntuhkan awan dengan jisim tidak kurang daripada . Kriteria Jeans menunjukkan bahawa untuk pembentukan bintang spektrum jisim yang sebenarnya diperhatikan, kepekatan zarah dalam awan runtuh mesti mencapai (10 3 -10 6) cm -3, i.e. 10-1000 kali lebih tinggi daripada yang diperhatikan dalam awan biasa. Walau bagaimanapun, kepekatan zarah sedemikian boleh dicapai di kedalaman awan yang sudah mula runtuh. Ia berikutan daripada ini bahawa ia berlaku melalui proses berurutan, dijalankan dalam beberapa langkah. peringkat, pemecahan awan besar. Gambar ini secara semula jadi menerangkan kelahiran bintang dalam kumpulan - kelompok. Pada masa yang sama, soalan yang berkaitan dengan keseimbangan terma dalam awan, medan halaju di dalamnya, dan mekanisme menentukan spektrum jisim serpihan masih kekal tidak jelas.
Objek jisim bintang yang runtuh dipanggil protostar. Runtuhan protostar tidak berputar simetri sfera tanpa medan magnet. bidang merangkumi beberapa. peringkat. Pada saat awal masa, awan adalah homogen dan isoterma. Ia telus untuk dirinya sendiri. sinaran, jadi keruntuhan datang dengan kehilangan tenaga isipadu, Ch. arr. disebabkan oleh sinaran haba habuk, potongan menghantar kinetiknya. tenaga zarah gas. Dalam awan homogen tidak ada kecerunan tekanan dan mampatan bermula pada jatuh bebas dengan masa ciri, Di mana G- , - ketumpatan awan. Dengan permulaan pemampatan, gelombang rarefaction muncul, bergerak ke arah tengah pada kelajuan bunyi, dan sejak keruntuhan berlaku lebih cepat di mana ketumpatan lebih tinggi, protostar dibahagikan kepada teras padat dan cengkerang lanjutan, di mana bahan itu diedarkan mengikut undang-undang. Apabila kepekatan zarah dalam teras mencapai ~ 10 11 cm -3 ia menjadi legap kepada sinaran IR butiran debu. Tenaga yang dibebaskan dalam teras perlahan-lahan meresap ke permukaan kerana pengaliran haba sinaran. Suhu mula meningkat hampir secara adiabatik, ini membawa kepada peningkatan tekanan, dan teras menjadi hidrostatik. seimbang. Cangkerang terus jatuh ke teras, dan ia kelihatan di pinggirnya. Parameter kernel pada masa ini bergantung pada lemah jumlah jisim protostar: K. Apabila jisim teras bertambah disebabkan oleh pertambahan, suhunya berubah hampir secara adiabatik sehingga mencapai 2000 K, apabila penceraian molekul H 2 bermula. Hasil daripada penggunaan tenaga untuk pemisahan, dan bukan peningkatan dalam kinetik. tenaga zarah, nilai indeks adiabatik menjadi kurang daripada 4/3, perubahan tekanan tidak dapat mengimbangi daya graviti dan teras runtuh semula (lihat). Teras baharu dengan parameter terbentuk, dikelilingi depan syok, di mana saki-baki teras pertama ditambahkan. Penyusunan semula nukleus yang serupa berlaku dengan hidrogen.
Pertumbuhan teras selanjutnya dengan mengorbankan jirim cangkang berterusan sehingga semua jirim jatuh ke atas bintang atau bertaburan di bawah pengaruh atau, jika teras itu cukup besar (lihat). Protostar dengan masa ciri jirim cangkang t a >t kn, oleh itu kecerahannya ditentukan oleh pembebasan tenaga nukleus yang runtuh.
Bintang, yang terdiri daripada teras dan sampul surat, diperhatikan sebagai sumber IR kerana pemprosesan sinaran dalam sampul surat (habuk sampul surat, menyerap foton sinaran UV dari teras, memancarkan dalam julat IR). Apabila cangkerang menjadi nipis secara optikal, protostar mula diperhatikan sebagai objek biasa yang bersifat bintang. Bintang yang paling besar mengekalkan cengkerangnya sehingga pembakaran hidrogen termonuklear bermula di tengah bintang. Tekanan sinaran mengehadkan jisim bintang kepada mungkin . Walaupun lebih banyak bintang besar terbentuk, mereka ternyata tidak stabil secara berdenyut dan boleh kehilangan kuasanya. sebahagian daripada jisim pada peringkat pembakaran hidrogen dalam teras. Tempoh peringkat keruntuhan dan penyerakan cangkerang protostellar adalah dalam susunan yang sama seperti masa jatuh bebas untuk awan induk, i.e. 10 5 -10 6 tahun. Disinari oleh teras, gumpalan bahan gelap dari sisa cangkerang, dipercepatkan oleh angin bintang, dikenal pasti dengan objek Herbig-Haro (gumpalan bintang dengan spektrum pelepasan). Bintang berjisim rendah, apabila ia kelihatan, berada di kawasan G.-R.D yang diduduki oleh bintang T Tauri (kerdil), yang lebih besar berada di kawasan di mana bintang pelepasan Herbig berada (kelas spektrum awal yang tidak teratur dengan garis pancaran dalam spektrum. ).Evolusi. jejak teras protostar dengan jisim malar pada peringkat hidrostatik. mampatan ditunjukkan dalam Rajah. 1. Untuk bintang berjisim rendah, pada masa hidrostatik ditubuhkan. keseimbangan, keadaan dalam nukleus adalah sedemikian rupa sehingga tenaga dipindahkan kepada mereka. Pengiraan menunjukkan bahawa suhu permukaan bintang perolakan penuh adalah hampir malar. Jejari bintang terus berkurangan, kerana dia terus mengecut. Dengan suhu permukaan yang malar dan jejari yang semakin berkurangan, kilauan bintang juga harus jatuh pada G.-R.D. Peringkat evolusi ini sepadan dengan bahagian menegak trek.
Apabila pemampatan berterusan, suhu di bahagian dalam bintang meningkat, jirim menjadi lebih telus, dan bintang dengan align="absmiddle" width="90" height="17"> mempunyai teras berseri, tetapi cengkerang kekal perolakan. Bintang yang kurang besar kekal perolakan sepenuhnya. Kilauan mereka dikawal oleh lapisan sinaran nipis dalam fotosfera. Lebih besar bintang dan lebih tinggi suhu berkesannya, lebih besar teras sinarannya (dalam bintang dengan align="absmiddle" width="74" height="17"> teras sinaran muncul serta-merta). Pada akhirnya, hampir keseluruhan bintang (kecuali zon perolakan permukaan untuk bintang dengan jisim) masuk ke dalam keadaan keseimbangan sinaran, di mana semua tenaga yang dibebaskan dalam teras dipindahkan oleh sinaran.
3. Evolusi berdasarkan tindak balas nuklear
Pada suhu dalam nukleus ~ 10 6 K, tindak balas nuklear pertama bermula - deuterium, litium, boron terbakar. Kuantiti utama unsur-unsur ini adalah sangat kecil sehingga kehausan mereka boleh dikatakan tidak menahan pemampatan. Mampatan berhenti apabila suhu di pusat bintang mencapai ~ 10 6 K dan hidrogen menyala, kerana Tenaga yang dibebaskan semasa pembakaran hidrogen termonuklear adalah mencukupi untuk mengimbangi kehilangan sinaran (lihat). Bintang homogen, dalam teras yang membakar hidrogen, terbentuk pada G.-R.D. jujukan utama awal (IMS). Bintang besar mencapai NGP lebih cepat daripada bintang berjisim rendah, kerana kadar kehilangan tenaga mereka per unit jisim, dan oleh itu kadar evolusi, adalah lebih tinggi daripada bintang berjisim rendah. Sejak memasuki NGP E.z. berlaku berdasarkan pembakaran nuklear, peringkat utama yang diringkaskan dalam jadual. Pembakaran nuklear boleh berlaku sebelum pembentukan unsur kumpulan besi, yang mempunyai tenaga pengikat tertinggi di antara semua nukleus. Evolusi. jejak bintang di G.-R.D. ditunjukkan dalam Rajah. 2. Evolusi nilai pusat suhu dan ketumpatan bintang ditunjukkan dalam Rajah. 3. Di K utama. sumber tenaga yavl. tindak balas kitaran hidrogen, pada umumnya T- tindak balas kitaran karbon-nitrogen (CNO) (lihat). Kesan sampingan fenomena kitaran CNO mewujudkan kepekatan keseimbangan nuklida 14 N, 12 C, 13 C - 95%, 4% dan 1% mengikut berat, masing-masing. Penguasaan nitrogen dalam lapisan di mana pembakaran hidrogen berlaku disahkan oleh hasil pemerhatian, di mana lapisan ini muncul di permukaan akibat kehilangan luaran. lapisan. Dalam bintang di tengahnya kitaran CNO direalisasikan ( align="absmiddle" width="74" height="17">), teras perolakan muncul. Sebabnya sangat ketagihan yang kuat pembebasan tenaga bergantung pada suhu: . Aliran tenaga pancaran ~ T 4(lihat), oleh itu, ia tidak boleh memindahkan semua tenaga yang dibebaskan, dan perolakan mesti berlaku, yang lebih cekap daripada pemindahan sinaran. Dalam bintang yang paling besar, lebih daripada 50% jisim bintang diliputi oleh perolakan. Kepentingan teras perolakan untuk evolusi ditentukan oleh fakta bahawa bahan api nuklear habis secara seragam di kawasan yang jauh lebih besar daripada kawasan pembakaran berkesan, manakala pada bintang tanpa teras perolakan ia pada mulanya terbakar hanya di kawasan kecil pusat. , di mana suhu agak tinggi. Masa kehabisan hidrogen berjulat dari ~ 10 10 tahun untuk tahun untuk . Masa semua peringkat pembakaran nuklear berikutnya tidak melebihi 10% daripada masa pembakaran hidrogen, oleh itu bintang pada peringkat bentuk pembakaran hidrogen pada G.-R.D. kawasan berpenduduk padat - (GP). Dalam bintang dengan suhu di tengah yang tidak pernah mencapai nilai yang diperlukan untuk pembakaran hidrogen, mereka mengecut selama-lamanya, bertukar menjadi kerdil "hitam". Kehabisan hidrogen membawa kepada peningkatan purata. berat molekul bahan teras, dan oleh itu untuk mengekalkan hidrostatik. keseimbangan, tekanan di tengah mesti meningkat, yang memerlukan peningkatan suhu di tengah dan kecerunan suhu merentasi bintang, dan akibatnya, kilauan. Peningkatan kecerahan juga terhasil daripada penurunan kelegapan jirim dengan peningkatan suhu. Teras menguncup untuk mengekalkan keadaan pelepasan tenaga nuklear dengan penurunan kandungan hidrogen, dan cangkerang mengembang kerana keperluan untuk memindahkan aliran tenaga yang meningkat dari teras. Pada G.-R.d. bintang bergerak ke kanan NGP. Pengurangan dalam kelegapan membawa kepada kematian teras perolakan dalam semua kecuali bintang yang paling besar. Kadar evolusi bintang besar adalah yang tertinggi, dan mereka adalah yang pertama meninggalkan MS. Seumur hidup pada MS adalah untuk bintang dengan ca. 10 juta tahun, dari ca. 70 juta tahun, dan dari ca. 10 bilion tahun.Apabila kandungan hidrogen dalam teras berkurangan kepada 1%, pengembangan cangkerang bintang dengan align="absmiddle" width="66" height="17"> digantikan dengan pengecutan am bintang yang diperlukan untuk mengekalkan pembebasan tenaga. . Mampatan cangkerang menyebabkan pemanasan hidrogen dalam lapisan bersebelahan dengan teras helium kepada suhu pembakaran termonuklearnya, dan sumber lapisan pembebasan tenaga timbul. Dalam bintang dengan jisim , di mana ia kurang bergantung pada suhu dan kawasan pelepasan tenaga tidak begitu kuat tertumpu ke arah pusat, tidak ada peringkat pemampatan umum.
E.z. selepas hidrogen terbakar bergantung kepada jisim mereka. Faktor yang paling penting, mempengaruhi perjalanan evolusi bintang dengan jisim , yavl. degenerasi gas elektron pada ketumpatan tinggi. dalam tempoh masa ketumpatan tinggi bilangan keadaan kuantum dengan tenaga rendah adalah terhad disebabkan oleh prinsip Pauli dan elektron mengisi tahap kuantum dengan tenaga tinggi, dengan ketara melebihi tenaga gerakan terma mereka. Ciri Utama gas merosot ialah tekanannya hlm bergantung hanya pada ketumpatan: untuk degenerasi bukan relativistik dan untuk degenerasi relativistik. Tekanan gas elektron jauh lebih besar daripada tekanan ion. Ini mengikuti apa yang asas untuk E.Z. kesimpulan: oleh kerana daya graviti yang bertindak ke atas isipadu unit gas yang secara relativistik merosot bergantung pada ketumpatan dengan cara yang sama seperti kecerunan tekanan, mesti ada jisim yang mengehadkan (lihat), supaya pada align="absmiddle" width="66 " height ="15"> tekanan elektron tidak dapat menentang graviti dan mampatan bermula. Hadkan berat align="absmiddle" width="139" height="17">. Sempadan kawasan di mana gas elektron merosot ditunjukkan dalam Rajah. 3. Dalam bintang berjisim rendah, degenerasi memainkan peranan yang ketara dalam proses pembentukan nukleus helium.
Faktor kedua yang menentukan E.z. pada peringkat kemudian, ini adalah kehilangan tenaga neutrino. Di kedalaman bintang T~10 8 K utama. peranan dalam kelahiran dimainkan oleh: proses fotoneutrino, pereputan kuanta ayunan plasma (plasmon) kepada pasangan neutrino-antineutrino (), penghapusan pasangan elektron-positron () dan (lihat). Ciri paling penting neutrino ialah jirim bintang hampir telus kepada mereka dan neutrino bebas membawa tenaga dari bintang.
Teras helium, di mana keadaan untuk pembakaran helium belum timbul, dimampatkan. Suhu dalam sumber berlapis bersebelahan dengan teras meningkat, dan kadar pembakaran hidrogen meningkat. Keperluan untuk memindahkan aliran tenaga yang meningkat membawa kepada pengembangan cangkerang, yang mana sebahagian daripada tenaga terbuang. Oleh kerana kilauan bintang tidak berubah, suhu permukaannya menurun, dan pada G.-R.D. bintang itu bergerak ke kawasan yang diduduki oleh gergasi merah Masa penyusunan semula bintang adalah dua urutan magnitud kurang daripada masa yang diperlukan untuk hidrogen terbakar dalam teras, jadi terdapat beberapa bintang di antara jalur MS dan kawasan supergergasi merah. . Dengan penurunan suhu cangkang, ketelusannya meningkat, akibatnya penampilan luaran muncul. zon perolakan dan kecerahan bintang bertambah.
Penyingkiran tenaga daripada teras melalui kekonduksian terma elektron merosot dan kehilangan neutrino dalam bintang melambatkan momen pembakaran helium. Suhu mula meningkat dengan ketara hanya apabila teras menjadi hampir isoterma. Pembakaran 4 Dia menentukan E.Z. dari saat apabila pelepasan tenaga melebihi kehilangan tenaga melalui kekonduksian terma dan sinaran neutrino. Keadaan yang sama berlaku untuk pembakaran semua jenis bahan api nuklear berikutnya.
Ciri luar biasa teras bintang yang diperbuat daripada gas merosot, disejukkan oleh neutrino, ialah "penumpuan" - penumpuan trek, yang mencirikan hubungan antara ketumpatan dan suhu Tc di tengah bintang (Rajah 3). Kadar pelepasan tenaga semasa pemampatan teras ditentukan oleh kadar penambahan bahan kepadanya melalui sumber lapisan, dan hanya bergantung pada jisim teras untuk jenis bahan api tertentu. Keseimbangan aliran masuk dan keluar tenaga mesti dikekalkan dalam teras, oleh itu taburan suhu dan ketumpatan yang sama diwujudkan dalam teras bintang. Pada masa 4 Dia menyala, jisim nukleus bergantung kepada kandungan unsur berat. Dalam nukleus gas merosot, pembakaran 4 Dia mempunyai sifat letupan haba, kerana tenaga yang dibebaskan semasa pembakaran pergi untuk meningkatkan tenaga pergerakan haba elektron, tetapi tekanan kekal hampir tidak berubah dengan peningkatan suhu sehingga tenaga haba elektron adalah sama dengan tenaga gas elektron yang merosot. Kemudian degenerasi dikeluarkan dan teras mengembang dengan cepat - kilat helium berlaku. Nyalaan helium mungkin disertai dengan kehilangan jirim bintang. Pada tahun , di mana bintang besar telah lama menamatkan evolusi dan gergasi merah mempunyai jisim, bintang pada peringkat pembakaran helium berada di cawangan mendatar G.-R.D.
Dalam teras helium bintang dengan align="absmiddle" width="90" height="17"> gas tidak merosot, 4 Dia menyala dengan senyap, tetapi teras juga mengembang disebabkan peningkatan. Tc. Dalam bintang yang paling besar, pembakaran 4 He berlaku walaupun ia aktif. raksasa biru. Pengembangan teras membawa kepada penurunan T di kawasan sumber lapisan hidrogen, dan kilauan bintang selepas pecah helium berkurangan. Untuk mengekalkan keseimbangan terma, cangkerang mengecut, dan bintang meninggalkan kawasan supergergasi merah. Apabila 4 He dalam teras habis, mampatan teras dan pengembangan cangkerang bermula semula, bintang sekali lagi menjadi supergergasi merah. Sumber pembakaran berlapis 4 He terbentuk, yang mendominasi pembebasan tenaga. Luaran muncul semula. zon perolakan. Apabila helium dan hidrogen terbakar, ketebalan sumber lapisan berkurangan. Lapisan nipis pembakaran helium ternyata tidak stabil secara terma, kerana dengan sensitiviti pelepasan tenaga yang sangat kuat kepada suhu (), kekonduksian terma bahan tidak mencukupi untuk memadamkan gangguan haba dalam lapisan pembakaran. Semasa wabak haba, perolakan berlaku dalam lapisan. Jika ia menembusi ke dalam lapisan yang kaya dengan hidrogen, maka sebagai hasil daripada proses yang perlahan ( s-proses, lihat) elemen disintesis dengan jisim atom dari 22 Ne hingga 209 B.
Tekanan sinaran pada habuk dan molekul yang terbentuk dalam cengkerang supergergasi merah yang sejuk dan memanjang membawa kepada kehilangan jirim yang berterusan pada kadar sehingga setahun. Kehilangan jisim berterusan boleh ditambah dengan kerugian yang disebabkan oleh ketidakstabilan pembakaran lapisan atau denyutan, yang boleh menyebabkan pelepasan satu atau lebih. cengkerang. Apabila jumlah bahan di atas teras karbon-oksigen menjadi kurang daripada had tertentu, cangkerang dipaksa untuk memampatkan untuk mengekalkan suhu dalam lapisan pembakaran sehingga pemampatan mampu mengekalkan pembakaran; bintang di G.-R.D. bergerak hampir mendatar ke kiri. Pada peringkat ini, ketidakstabilan lapisan pembakaran juga boleh menyebabkan pengembangan cangkerang dan kehilangan jirim. Walaupun bintang itu cukup panas, ia diperhatikan sebagai teras dengan satu atau lebih. cengkerang. Apabila sumber lapisan beralih ke permukaan bintang sehingga suhu di dalamnya menjadi lebih rendah daripada yang diperlukan untuk pembakaran nuklear, bintang itu menyejuk, bertukar menjadi kerdil putih dengan , memancar disebabkan penggunaan tenaga haba komponen ionik perkaranya. Masa penyejukan ciri kerdil putih ialah ~ 10 9 tahun. Had bawah jisim bintang tunggal bertukar menjadi kerdil putih tidak jelas, dianggarkan 3-6. Dalam bintang c, gas elektron merosot pada peringkat pertumbuhan teras bintang karbon-oksigen (C,O-). Seperti dalam teras helium bintang, disebabkan kehilangan tenaga neutrino, "penumpuan" keadaan berlaku di tengah dan pada saat pembakaran karbon dalam teras C,O. Pembakaran 12 C dalam keadaan sedemikian berkemungkinan besar mempunyai sifat letupan dan membawa kepada kemusnahan sepenuhnya bintang itu. Kemusnahan sepenuhnya mungkin tidak berlaku jika 
. Ketumpatan sedemikian boleh dicapai apabila kadar pertumbuhan teras ditentukan oleh pertambahan jirim satelit dalam sistem binari rapat.
Kitaran hidup bintang
Bintang biasa membebaskan tenaga dengan menggabungkan hidrogen menjadi helium dalam relau nuklear pada terasnya. Selepas bintang itu menggunakan hidrogen di tengah, ia mula terbakar dalam cangkerang bintang, yang membesar dan membengkak. Saiz bintang bertambah, suhunya berkurangan. Proses ini menimbulkan gergasi merah dan supergergasi. Jangka hayat setiap bintang ditentukan oleh jisimnya. Bintang besar menamatkan kitaran hidup mereka dengan letupan. Bintang seperti Matahari mengecut, menjadi kerdil putih padat. Semasa proses perubahan daripada gergasi merah kepada kerdil putih, bintang boleh menumpahkan lapisan luarnya seperti cahaya. cangkang gas, mendedahkan inti.
Dari buku MANUSIA DAN JIWANYA. Tinggal di badan fizikal dan dunia astral pengarang Ivanov Yu M Dari buku Big Ensiklopedia Soviet(ZHI) pengarang TSB Daripada buku Travelers pengarang Dorozhkin Nikolay Daripada buku Economics of Real Estate pengarang Burkhanova NatalyaJalan hidup yang kompleks Sikap saintis domestik kita terhadap Sven Hedin telah mengalami perubahan yang ketara. Sebabnya terletak pada watak Hedin sendiri dan dalam situasi politik masanya. Sejak muda saya, mengetahui bahasa Rusia dan berasa simpati untuk Rusia dan negaranya
Daripada buku Kewangan: Lembaran Cheat pengarang pengarang tidak diketahui4. Kitaran hayat objek hartanah Memandangkan objek hartanah mengalami perubahan ekonomi, fizikal dan undang-undang semasa kewujudannya, sebarang benda tak alih (kecuali tanah) melalui peringkat berikut
Daripada buku Segala-galanya tentang segala-galanya. Jilid 5 pengarang Likum Arkady47. IMPAK KEWANGAN TERHADAP TARAF HIDUP PENDUDUK Intipati sosio-ekonomi perhubungan kewangan terdiri daripada mengkaji persoalan tentang perbelanjaan siapa negara menerima sumber kewangan dan untuk kepentingan siapa dana ini digunakan
Daripada buku Gelagat Organisasi: Lembaran Penipuan pengarang pengarang tidak diketahuiSejauh manakah ia ke bintang? Terdapat bintang-bintang di Alam Semesta yang sangat jauh dari kita sehingga kita tidak mempunyai peluang untuk mengetahui jaraknya atau menentukan bilangannya. Tetapi sejauh mana dari Bumi bintang terdekat? Jarak dari Bumi ke Matahari ialah 150,000,000 kilometer. Sejak cahaya
Daripada buku Pemasaran: Helaian Cheat pengarang pengarang tidak diketahui50. KITARAN HIDUP SEBUAH ORGANISASI Konsep kitaran hayat sesebuah organisasi adalah meluas - perubahannya dengan urutan keadaan tertentu apabila berinteraksi dengan persekitaran. Terdapat peringkat tertentu yang dilalui oleh organisasi dan
Dari buku Biologi [Buku rujukan lengkap untuk persediaan menghadapi Peperiksaan Negeri Bersepadu] pengarang Lerner Georgy Isaakovich45. KITARAN HAYAT PRODUK Kitaran hayat produk ialah perubahan dalam jualan dan keuntungan sepanjang hayatnya. Sesuatu produk mempunyai peringkat permulaan, pertumbuhan, kematangan dan penghujung - "kematian", berlepas.1. Peringkat "pembangunan dan pelancaran ke pasaran". Ini adalah tempoh pelaburan dalam pemasaran
Dari buku 200 keracunan terkenal pengarang Antsyshkin Igor2.7. Sel ialah unit genetik bagi sesuatu hidupan. Kromosom, strukturnya (bentuk dan saiz) dan fungsi. Bilangan kromosom dan ketekalan spesiesnya. Ciri-ciri sel somatik dan kuman. Kitaran hayat sel: interfasa dan mitosis. Mitosis ialah pembahagian sel somatik. Meiosis. Fasa-fasa
Dari buku Rujukan cepat pengetahuan yang diperlukan pengarang Chernyavsky Andrey Vladimirovich4.5.1. Kitaran hidup alga Jabatan Alga hijau termasuk tumbuhan kolonial dan multisel uniselular. Terdapat kira-kira 13 ribu spesies secara keseluruhan. Organisma bersel tunggal termasuk Chlamydomonas dan Chlorella. Koloni dibentuk oleh sel Volvox dan Pandorina. Kepada multisel
Dari buku Popular Stargazer pengarang Shalashnikov IgorPENGORBANAN BINTANG Ahli matematik Itali Cardano ialah seorang ahli falsafah, seorang pakar perubatan, dan seorang ahli nujum. Pada mulanya beliau terlibat secara eksklusif dalam bidang perubatan, tetapi dari 1534 beliau adalah seorang profesor matematik di Milan dan Bologna; namun, untuk menambah pendapatannya yang sederhana, profesor itu tidak pergi
Daripada buku The Newest kamus falsafah pengarang Gritsanov Alexander Alekseevich25 bintang terdekat mV - magnitud visual; r - jarak ke bintang, pc; L ialah kecerahan (kuasa sinaran) bintang, dinyatakan dalam unit kecerahan suria (3.86–1026).
Daripada buku I Explore the World. Virus dan penyakit pengarang Chirkov S. N.Jenis bintang Berbanding dengan bintang lain di Alam Semesta, Matahari ialah bintang kerdil dan tergolong dalam kategori bintang biasa, di mana kedalamannya hidrogen ditukar menjadi helium. Satu cara atau yang lain, jenis bintang secara kasar menggambarkan kitaran hayat satu secara berasingan
Dari buku penulis"DUNIA KEHIDUPAN" (Lebenswelt) adalah salah satu konsep utama fenomenologi akhir Husserl, yang dirumuskan olehnya sebagai hasil daripada mengatasi ufuk sempit kaedah fenomenologi yang ketat dengan menangani masalah hubungan dunia kesedaran. Kemasukan "dunia" sedemikian
Dari buku penulisKitaran hayat virus Setiap virus menembusi sel dengan cara tersendiri. Setelah menembusi, dia mesti terlebih dahulu menanggalkan pakaian luarnya untuk mendedahkan, sekurang-kurangnya sebahagian, asid nukleik dan mula menyalinnya. Kerja virus itu tersusun dengan baik.
Evolusi Bintang Pelbagai Jisim
Ahli astronomi tidak dapat memerhatikan kehidupan bintang tunggal dari awal hingga akhir, kerana bintang yang paling pendek hidup pun wujud selama berjuta-juta tahun - hayat lebih panjang dari seluruh umat manusia. Berubah mengikut masa ciri fizikal Dan komposisi kimia bintang, i.e. Ahli astronomi mengkaji evolusi bintang dengan membandingkan ciri-ciri banyak bintang pada peringkat evolusi yang berbeza.
Corak fizikal yang menghubungkan ciri-ciri bintang yang diperhatikan dicerminkan dalam gambar rajah kecerahan warna - rajah Hertzsprung - Russell, di mana bintang membentuk kumpulan berasingan - jujukan: jujukan utama bintang, jujukan supergergasi, gergasi terang dan samar, subgergasi, kerdil dan kerdil putih.
Untuk sebahagian besar hayatnya, mana-mana bintang berada pada urutan utama yang dipanggil gambar rajah kecerahan warna. Semua peringkat lain evolusi bintang sebelum pembentukan sisa padat mengambil masa tidak lebih daripada 10% daripada masa ini. Inilah sebabnya mengapa kebanyakan bintang yang diperhatikan di Galaksi kita adalah kerdil merah sederhana dengan jisim Matahari atau kurang. Urutan utama mengandungi kira-kira 90% daripada semua bintang yang diperhatikan.
Jangka hayat bintang dan apa yang berubah menjadi pada akhirnya jalan hidup, ditentukan sepenuhnya oleh jisimnya. Bintang dengan jisim lebih besar daripada Matahari hidup lebih kurang daripada Matahari, dan jangka hayat bintang yang paling besar hanya berjuta-juta tahun. Bagi sebahagian besar bintang, hayatnya adalah kira-kira 15 bilion tahun. Selepas bintang menghabiskan sumber tenaganya, ia mula menyejuk dan mengecut. Hasil akhir evolusi bintang ialah objek padat dan besar yang ketumpatannya berkali ganda lebih besar daripada bintang biasa.
Bintang dengan jisim berbeza berakhir di salah satu daripada tiga keadaan: kerdil putih, bintang neutron atau lubang hitam. Jika jisim bintang itu kecil, maka daya graviti agak lemah dan mampatan bintang (keruntuhan graviti) berhenti. Ia beralih kepada keadaan kerdil putih yang stabil. Jika jisim melebihi nilai kritikal, pemampatan diteruskan. Pada sangat ketumpatan tinggi elektron bergabung dengan proton untuk membentuk neutron. Tidak lama kemudian, hampir keseluruhan bintang hanya terdiri daripada neutron dan mempunyai ketumpatan yang sangat besar sehinggakan jisim bintang yang besar tertumpu dalam bola yang sangat kecil dengan jejari beberapa kilometer dan mampatan berhenti - bintang neutron terbentuk. Jika jisim bintang itu sangat besar sehinggakan pembentukan bintang neutron tidak akan menghentikan keruntuhan graviti, maka peringkat akhir evolusi bintang itu akan menjadi lubang hitam.
Setiap daripada kita telah melihat langit berbintang sekurang-kurangnya sekali dalam hidup kita. Seseorang melihat keindahan ini, mengalami perasaan romantis, yang lain cuba memahami dari mana datangnya semua keindahan ini. Kehidupan di angkasa, tidak seperti kehidupan di planet kita, mengalir pada kelajuan yang berbeza. Masa masuk luar angkasa hidup dalam kategorinya sendiri, jarak dan saiz di Alam Semesta sangat besar. Kita jarang memikirkan hakikat bahawa evolusi galaksi dan bintang sentiasa berlaku di hadapan mata kita. Setiap objek dalam ruang yang tidak berkesudahan adalah akibat dari yang tertentu proses fizikal. Galaksi, bintang dan juga planet mempunyai fasa pembangunan utama.
Planet kita dan kita semua bergantung pada bintang kita. Berapa lama Matahari akan menggembirakan kita dengan kehangatannya, menghirup kehidupan ke dalam Sistem Suria? Apa yang menanti kita pada masa hadapan selepas berjuta-juta dan berbilion tahun? Dalam hal ini, adalah menarik untuk mengetahui lebih lanjut mengenai peringkat evolusi objek astronomi, dari mana bintang berasal dan bagaimana kehidupan tokoh-tokoh hebat di langit malam ini berakhir.
Asal, kelahiran dan evolusi bintang
Evolusi bintang dan planet yang menghuni galaksi Bima Sakti kita dan seluruh Alam Semesta, untuk kebanyakan bahagian dipelajari dengan baik. Di ruang angkasa, undang-undang fizik tidak tergoyahkan, yang membantu memahami asal usul objek angkasa. Bergantung kepada dalam kes ini diterima pakai oleh teori Big Bang, yang kini menjadi doktrin dominan tentang proses asal usul Alam Semesta. Peristiwa yang menggegarkan alam semesta dan membawa kepada pembentukan alam semesta adalah, mengikut piawaian kosmik, sepantas kilat. Untuk kosmos, detik berlalu dari kelahiran bintang hingga kematiannya. Jarak yang jauh mencipta ilusi keteguhan Alam Semesta. Bintang yang menyala di kejauhan menyinari kita selama berbilion tahun, pada masa itu ia mungkin tidak lagi wujud.
Teori evolusi galaksi dan bintang adalah perkembangan teori Big Bang. Doktrin kelahiran bintang dan kemunculan sistem bintang berbeza dalam skala apa yang berlaku dan jangka masa, yang, tidak seperti Alam Semesta secara keseluruhan, boleh diperhatikan cara moden Sains.
Apabila mengkaji kitaran hidup bintang, anda boleh menggunakan contoh bintang yang paling hampir dengan kita. Matahari adalah salah satu daripada ratusan trilion bintang dalam bidang penglihatan kita. Di samping itu, jarak dari Bumi ke Matahari (150 juta km) memberikan peluang unik untuk mengkaji objek tanpa meninggalkan sistem suria. Maklumat yang diperoleh akan membolehkan anda memahami secara terperinci bagaimana bintang lain distrukturkan, seberapa cepat sumber haba gergasi ini habis, apakah peringkat perkembangan bintang, dan apakah pengakhiran kehidupan yang cemerlang ini - tenang dan malap. atau berkilauan, meletup.
Selepas letupan Besar zarah-zarah kecil membentuk awan antara bintang, yang menjadi "hospital bersalin" untuk trilion bintang. Ia adalah ciri bahawa semua bintang dilahirkan pada masa yang sama hasil daripada pemampatan dan pengembangan. Mampatan dalam awan gas kosmik berlaku di bawah pengaruh gravitinya sendiri dan proses serupa dalam bintang baru di kawasan kejiranan. Pengembangan itu timbul akibat tekanan dalaman gas antara bintang dan di bawah pengaruh medan magnet dalam awan gas. Pada masa yang sama, awan berputar bebas mengelilingi pusat jisimnya.
Awan gas yang terbentuk selepas letupan terdiri daripada 98% atom dan molekul hidrogen dan helium. Hanya 2% daripada jisim ini terdiri daripada habuk dan zarah mikroskopik pepejal. Sebelum ini dipercayai bahawa di tengah mana-mana bintang terletak teras besi, dipanaskan hingga suhu sejuta darjah. Aspek inilah yang menjelaskan jisim raksasa bintang itu.
Dalam konfrontasi kekuatan fizikal daya mampatan berlaku, kerana cahaya yang terhasil daripada pembebasan tenaga tidak menembusi ke dalam awan gas. Cahaya, bersama-sama dengan sebahagian daripada tenaga yang dibebaskan, merebak ke luar, mewujudkan suhu subsifar dan zon tekanan rendah di dalam pengumpulan gas yang padat. Berada dalam keadaan ini, gas kosmik mengecut dengan cepat, pengaruh daya tarikan graviti membawa kepada fakta bahawa zarah mula membentuk bahan bintang. Apabila pengumpulan gas adalah padat, mampatan sengit membawa kepada pembentukan gugusan bintang. Apabila saiz awan gas kecil, pemampatan membawa kepada pembentukan bintang tunggal.
Penerangan ringkas tentang apa yang berlaku ialah bintang masa depan melalui dua peringkat - pemampatan pantas dan perlahan kepada keadaan protostar. Secara ringkasnya dan dalam bahasa yang jelas, pemampatan pantas ialah kejatuhan jirim bintang ke arah pusat protostar. Mampatan perlahan berlaku pada latar belakang pusat terbentuk protostar. Sepanjang beratus-ratus ribu tahun akan datang, formasi baru mengecil dalam saiz, dan ketumpatannya meningkat berjuta-juta kali. Secara beransur-ansur, protostar menjadi legap kerana ketumpatan tinggi jirim bintang, dan pemampatan berterusan mencetuskan mekanisme tindak balas dalaman. Peningkatan tekanan dan suhu dalaman membawa kepada pembentukan pusat graviti bintang masa depan sendiri.
Protostar kekal dalam keadaan ini selama berjuta-juta tahun, mengeluarkan haba secara perlahan-lahan dan mengecut secara beransur-ansur, saiznya berkurangan. Akibatnya, kontur bintang baru muncul, dan ketumpatan jirimnya menjadi setanding dengan ketumpatan air.
Secara purata, ketumpatan bintang kita ialah 1.4 kg/cm3 - hampir sama dengan ketumpatan air di Laut Mati yang masin. Di tengah, Matahari mempunyai ketumpatan 100 kg/cm3. Perkara bintang tidak ada keadaan cair, tetapi wujud dalam bentuk plasma.
Di bawah pengaruh tekanan dan suhu yang sangat besar kira-kira 100 juta K, tindak balas termonuklear kitaran hidrogen bermula. Mampatan berhenti, jisim objek bertambah apabila tenaga graviti berubah menjadi pembakaran termonuklear hidrogen. Mulai saat ini, bintang baru, memancarkan tenaga, mula kehilangan jisim.
Versi pembentukan bintang yang diterangkan di atas hanyalah gambar rajah primitif yang menerangkan peringkat awal evolusi dan kelahiran bintang. Hari ini, proses sedemikian di galaksi kita dan di seluruh Alam Semesta boleh dikatakan tidak dapat dilihat kerana pengurangan bahan bintang yang teruk. Dalam keseluruhan sejarah sedar pemerhatian Galaxy kita, hanya penampilan terpencil bintang baharu telah diperhatikan. Pada skala Alam Semesta, angka ini boleh meningkat ratusan dan ribuan kali ganda.
Sepanjang hayat mereka, protostar disembunyikan dari mata manusia oleh cangkerang berdebu. Sinaran dari teras hanya boleh diperhatikan dalam inframerah, yang merupakan satu-satunya cara untuk melihat kelahiran bintang. Sebagai contoh, dalam Nebula Orion pada tahun 1967, ahli astrofizik menemui dalam julat inframerah bintang baru, suhu sinaran yang mana ialah 700 darjah Kelvin. Selepas itu, ternyata tempat kelahiran protostar adalah sumber padat yang wujud bukan sahaja di galaksi kita, tetapi juga di sudut jauh yang lain di Alam Semesta. Selain itu sinaran inframerah Tempat kelahiran bintang baru ditandai dengan isyarat radio yang kuat.
Proses kajian dan evolusi bintang
Keseluruhan proses mengetahui bintang boleh dibahagikan kepada beberapa peringkat. Pada mulanya, anda harus menentukan jarak ke bintang. Maklumat tentang sejauh mana bintang itu dari kita dan berapa lama cahaya datang daripadanya memberikan gambaran tentang apa yang berlaku kepada bintang sepanjang masa ini. Selepas manusia belajar mengukur jarak ke bintang yang jauh, menjadi jelas bahawa bintang adalah sama dengan matahari, sahaja saiz yang berbeza dan dengan nasib yang berbeza. Mengetahui jarak ke bintang, tahap cahaya dan jumlah tenaga yang dipancarkan boleh digunakan untuk mengesan proses pelakuran termonuklear bintang.
Selepas menentukan jarak ke bintang, anda boleh menggunakan analisis spektrum untuk mengira komposisi kimia bintang dan mengetahui struktur dan umurnya. Terima kasih kepada kemunculan spektrograf, saintis mempunyai peluang untuk mengkaji sifat cahaya bintang. Peranti ini boleh menentukan dan mengukur komposisi gas jirim bintang yang dimiliki oleh bintang peringkat yang berbeza kewujudannya.
Dengan mengkaji analisis spektrum tenaga Matahari dan bintang lain, saintis membuat kesimpulan bahawa evolusi bintang dan planet mempunyai akar yang sama. Semua badan kosmik mempunyai jenis yang sama, komposisi kimia yang sama dan berasal dari bahan yang sama yang timbul akibat Big Bang.
Jirim bintang terdiri daripada unsur kimia yang sama (walaupun besi) seperti planet kita. Satu-satunya perbezaan adalah dalam jumlah unsur tertentu dan dalam proses yang berlaku di Matahari dan di dalam cakrawala bumi. Inilah yang membezakan bintang daripada objek lain di Alam Semesta. Asal usul bintang juga harus dipertimbangkan dalam konteks yang lain disiplin fizikal — mekanik kuantum. Menurut teori ini, jirim yang menentukan jirim bintang terdiri daripada atom yang sentiasa membahagikan atom dan zarah asas yang mencipta mikrokosmos mereka sendiri. Dalam cahaya ini, struktur, komposisi, struktur dan evolusi bintang adalah menarik. Ternyata, sebahagian besar jisim bintang kita dan banyak bintang lain hanya terdiri daripada dua unsur - hidrogen dan helium. Model teori, yang menerangkan struktur bintang, akan membolehkan kita memahami strukturnya dan perbezaan utama daripada objek angkasa yang lain.
Ciri utamanya ialah banyak objek di Alam Semesta mempunyai saiz dan bentuk tertentu, manakala bintang boleh berubah saiz apabila ia berkembang. Gas panas ialah gabungan atom-atom yang terikat secara longgar antara satu sama lain. Berjuta-juta tahun selepas pembentukan bintang, lapisan permukaan jirim bintang mula menyejuk. Bintang itu mengeluarkan sebahagian besar tenaganya ke angkasa lepas, mengecil atau membesar dalam saiz. Haba dan tenaga dipindahkan dari bahagian dalam bintang ke permukaan, menjejaskan keamatan sinaran. Dengan kata lain, bintang yang sama masuk tempoh yang berbeza kewujudannya nampak berbeza. Proses termonuklear berdasarkan tindak balas kitaran hidrogen menyumbang kepada transformasi atom hidrogen ringan kepada unsur yang lebih berat - helium dan karbon. Menurut ahli astrofizik dan saintis nuklear, tindak balas termonuklear sedemikian adalah yang paling berkesan dari segi jumlah haba yang dihasilkan.
Mengapakah gabungan termonuklear nukleus tidak berakhir dengan letupan reaktor sedemikian? Masalahnya ialah daya medan graviti di dalamnya boleh menahan jirim bintang dalam isipadu yang stabil. Dari sini kita boleh membuat kesimpulan yang tidak jelas: mana-mana bintang adalah jasad besar yang mengekalkan saiznya kerana keseimbangan antara daya graviti dan tenaga tindak balas termonuklear. Hasil daripada model semula jadi yang ideal adalah sumber haba yang mampu beroperasi masa yang lama. Diandaikan bahawa bentuk kehidupan pertama di Bumi muncul 3 bilion tahun yang lalu. Matahari pada masa yang jauh itu memanaskan planet kita sama seperti sekarang. Akibatnya, bintang kami telah berubah sedikit, walaupun pada hakikatnya skala haba yang dipancarkan dan tenaga solar sangat besar - lebih daripada 3-4 juta tan setiap saat.
Tidak sukar untuk mengira berapa banyak berat bintang kita telah hilang selama bertahun-tahun kewujudannya. Ini akan menjadi angka yang besar, tetapi disebabkan oleh jisimnya yang besar dan kepadatan yang tinggi, kerugian sedemikian pada skala Alam Semesta kelihatan tidak penting.
Peringkat evolusi bintang
Nasib bintang bergantung kepada jisim awal bintang dan komposisi kimianya. Walaupun rizab utama hidrogen tertumpu di teras, bintang kekal dalam jujukan utama yang dipanggil. Sebaik sahaja terdapat kecenderungan untuk saiz bintang meningkat, ia bermakna sumber utama bagi pelakuran termonuklear telah kering. Laluan terakhir yang panjang untuk transformasi badan angkasa telah bermula.
Pencahayaan yang terbentuk di Alam Semesta pada mulanya dibahagikan kepada tiga jenis yang paling biasa:
- bintang biasa (kerdil kuning);
- bintang kerdil;
- bintang gergasi.
Bintang berjisim rendah (kerdil) perlahan-lahan membakar rizab hidrogen mereka dan menjalani kehidupan mereka dengan tenang.
Bintang sedemikian adalah majoriti di Alam Semesta, dan bintang kita, kerdil kuning, adalah salah satu daripadanya. Dengan permulaan usia tua, kerdil kuning menjadi gergasi merah atau supergergasi.
Berdasarkan teori asal usul bintang, proses pembentukan bintang di Alam Semesta masih belum berakhir. Bintang paling terang di galaksi kita bukan sahaja yang terbesar, berbanding Matahari, tetapi juga yang termuda. Ahli astrofizik dan ahli astronomi memanggil bintang seperti itu sebagai supergergasi biru. Akhirnya, mereka akan mengalami nasib yang sama seperti trilion bintang lain. Pertama kelahiran yang cepat, cemerlang dan hidup bersemangat, selepas itu tempoh pereputan perlahan bermula. Bintang sebesar Matahari mempunyai kitaran hayat yang panjang, berada dalam urutan utama (di bahagian tengahnya).
Menggunakan data mengenai jisim bintang, kita boleh menganggapnya laluan evolusi pembangunan. Ilustrasi yang jelas tentang teori ini ialah evolusi bintang kita. Tiada yang kekal selamanya. Hasil daripada gabungan termonuklear, hidrogen ditukar kepada helium, oleh itu, rizab asalnya dimakan dan dikurangkan. Suatu hari nanti, tidak lama lagi, rizab ini akan habis. Berdasarkan fakta bahawa Matahari kita terus bersinar selama lebih daripada 5 bilion tahun, tanpa mengubah saiznya, usia matang bintang itu masih boleh bertahan dalam tempoh yang sama.
Pengurangan rizab hidrogen akan membawa kepada fakta bahawa, di bawah pengaruh graviti, teras matahari akan mula mengecut dengan cepat. Ketumpatan teras akan menjadi sangat tinggi, akibatnya proses termonuklear akan bergerak ke lapisan bersebelahan dengan teras. Keadaan ini dipanggil runtuh, yang boleh disebabkan oleh laluan tindak balas termonuklear dalam lapisan atas bintang. Akibatnya tekanan tinggi tindak balas termonuklear yang melibatkan helium dicetuskan.
Rizab hidrogen dan helium di bahagian bintang ini akan bertahan selama berjuta-juta tahun. Ia tidak akan lama sebelum penyusutan rizab hidrogen akan membawa kepada peningkatan dalam keamatan sinaran, kepada peningkatan dalam saiz cangkerang dan saiz bintang itu sendiri. Akibatnya, Matahari kita akan menjadi sangat besar. Jika anda bayangkan gambar ini berpuluh-puluh bilion tahun dari sekarang, maka bukannya cakera terang yang mempesonakan, cakera merah panas dengan perkadaran raksasa akan tergantung di langit. Gergasi merah adalah fasa semula jadi bagi evolusi bintang, ia keadaan peralihan ke dalam kategori bintang berubah-ubah.
Akibat transformasi ini, jarak dari Bumi ke Matahari akan berkurangan, sehingga Bumi akan jatuh ke dalam zon pengaruh. korona solar dan akan mula "goreng" di dalamnya. Suhu di permukaan planet akan meningkat sepuluh kali ganda, yang akan menyebabkan hilangnya atmosfera dan penyejatan air. Akibatnya, planet ini akan bertukar menjadi padang pasir berbatu yang tidak bernyawa.
Peringkat akhir evolusi bintang
Setelah mencapai fasa gergasi merah, bintang biasa terpengaruh proses graviti menjadi kerdil putih. Jika jisim bintang adalah lebih kurang sama dengan jisim Matahari kita, semua proses utama di dalamnya akan berlaku dengan tenang, tanpa impuls atau tindak balas letupan. Kerdil putih akan mati untuk masa yang lama, terbakar ke tanah.
Dalam kes di mana bintang pada mulanya mempunyai jisim lebih besar daripada 1.4 kali ganda Matahari, kerdil putih tidak akan menjadi peringkat akhir. Dengan jisim yang besar di dalam bintang, proses pemadatan bahan bintang pada atom, tahap molekul. Proton bertukar menjadi neutron, ketumpatan bintang meningkat, dan saiznya berkurangan dengan cepat.
Bintang neutron yang diketahui sains mempunyai diameter 10-15 km. Dengan saiz yang kecil, bintang neutron mempunyai jisim yang sangat besar. satu sentimeter padu jirim bintang boleh menimbang berbilion tan.
Sekiranya kita pada mulanya berurusan dengan bintang jisim besar, peringkat akhir evolusi mengambil bentuk lain. Nasib bintang besar adalah lubang hitam - objek dengan sifat yang belum diterokai dan tingkah laku yang tidak dapat diramalkan. Jisim besar bintang menyumbang kepada peningkatan daya graviti, memacu daya mampatan. Proses ini tidak boleh dijeda. Ketumpatan jirim meningkat sehingga ia menjadi tidak terhingga, membentuk ruang tunggal (teori relativiti Einstein). Jejari bintang sedemikian akhirnya akan menjadi sama dengan sifar, menjadi lubang hitam di angkasa lepas. Akan ada lebih banyak lubang hitam jika bintang besar dan supermasif menduduki sebahagian besar ruang di angkasa.
Perlu diingatkan bahawa apabila gergasi merah berubah menjadi bintang neutron atau ke dalam lubang hitam, alam semesta boleh bertahan fenomena unik— kelahiran objek angkasa lepas.
Kelahiran supernova adalah peringkat akhir yang paling menakjubkan dalam evolusi bintang. Sah di sini undang-undang semula jadi alam semula jadi: terhentinya kewujudan satu jasad menimbulkan kehidupan baru. Tempoh kitaran seperti kelahiran supernova terutamanya melibatkan bintang besar. Rizab hidrogen yang habis membawa kepada kemasukan helium dan karbon dalam proses pelakuran termonuklear. Akibat tindak balas ini, tekanan meningkat semula, dan teras besi terbentuk di tengah bintang. Di bawah pengaruh daya graviti yang kuat, pusat jisim beralih ke bahagian tengah bintang. Teras menjadi sangat berat sehingga tidak dapat menahan gravitinya sendiri. Akibatnya, pengembangan teras yang pantas bermula, yang membawa kepada letupan serta-merta. Kelahiran supernova adalah letupan, gelombang kejutan kuasa yang dahsyat, kilat terang di hamparan Alam Semesta yang luas.
Perlu diingatkan bahawa Matahari kita tidak bintang besar, oleh itu, nasib yang sama tidak mengancamnya, dan planet kita tidak sepatutnya takut dengan pengakhiran sedemikian. Dalam kebanyakan kes, letupan supernova berlaku di galaksi yang jauh, itulah sebabnya ia jarang dikesan.
Akhirnya
Evolusi bintang adalah proses yang berlangsung selama berpuluh-puluh bilion tahun. Idea kami tentang proses yang berlaku hanyalah model matematik dan fizikal, teori. Masa duniawi hanyalah seketika dalam kitaran masa besar di mana Alam Semesta kita hidup. Kita hanya boleh memerhatikan apa yang berlaku berbilion-bilion tahun dahulu dan membayangkan apa yang mungkin dihadapi oleh generasi berikutnya.
Jika anda mempunyai sebarang soalan, tinggalkan dalam komen di bawah artikel. Kami atau pelawat kami dengan senang hati akan menjawabnya