Å studere stjernenes utvikling er umulig ved å observere bare én stjerne - mange endringer i stjerner skjer for sakte til å bli lagt merke til selv etter mange århundrer. Derfor studerer forskere mange stjerner, som hver er på et visst stadium av livssyklusen. I løpet av de siste tiårene har modellering av strukturen til stjerner ved hjelp av datateknologi blitt utbredt i astrofysikk.
Encyklopedisk YouTube
1 / 5
✪ Stjerner og stjerneutvikling (fortalt av astrofysiker Sergei Popov)
✪ Stjerner og stjerneutvikling (fortalt av Sergey Popov og Ilgonis Vilks)
✪ Evolusjon av stjerner. Utvikling av en blå gigant på 3 minutter
✪ Surdin V.G. Stellar Evolution del 1
✪ S. A. Lamzin - "Stellar Evolution"
Undertekster
Termonukleær fusjon i det indre av stjerner
Unge stjerner
Prosessen med stjernedannelse kan beskrives på en enhetlig måte, men iht neste trinn Utviklingen av en stjerne avhenger nesten helt av massen, og bare helt på slutten av stjernens utvikling kan dens kjemiske sammensetning spille en rolle.
Unge stjerner med lav masse
Unge stjerner med lav masse (opptil tre solmasser) [ ], som nærmer seg hovedsekvensen, er fullstendig konvektiv - konveksjonsprosessen dekker hele stjernens kropp. Disse er i hovedsak protostjerner, i sentrene hvor de bare har begynt kjernefysiske reaksjoner, og all stråling skjer hovedsakelig på grunn av gravitasjonskompresjon. Inntil hydrostatisk likevekt er etablert, synker stjernens lysstyrke ved en konstant effektiv temperatur. På Hertzsprung-Russell-diagrammet danner slike stjerner et nesten vertikalt spor kalt Hayashi-sporet. Når kompresjonen avtar, nærmer den unge stjernen hovedsekvensen. Objekter av denne typen er assosiert med T Tauri-stjerner.
På dette tidspunktet, for stjerner med en masse større enn 0,8 solmasser, blir kjernen gjennomsiktig for stråling, og overføring av strålingsenergi i kjernen blir dominerende, siden konveksjon blir stadig mer hemmet av den økende komprimeringen av stjernestoff. I de ytre lagene av stjernens kropp er det konvektiv energioverføring.
Det er ikke sikkert kjent hvilke egenskaper stjerner med lavere masse har i det øyeblikket de går inn i hovedsekvensen, siden tiden disse stjernene tilbrakte i den unge kategorien overstiger universets alder [ ] . Alle ideer om utviklingen av disse stjernene er kun basert på numeriske beregninger og matematisk modellering.
Når stjernen trekker seg sammen, begynner trykket til den degenererte elektrongassen å øke, og når en viss radius av stjernen er nådd, stopper kompresjonen, noe som fører til stopp i den ytterligere økningen i temperatur i stjernens kjerne forårsaket av kompresjon, og deretter til dens reduksjon. For stjerner mindre enn 0,0767 solmasser skjer ikke dette: energien som frigjøres under kjernefysiske reaksjoner er aldri nok til å balansere det indre trykket og gravitasjonskompresjonen. Slike «understjerner» avgir mer energi enn det som produseres under termonukleære reaksjoner, og er klassifisert som såkalte brune dverger. Deres skjebne er konstant kompresjon til trykket fra den degenererte gassen stopper den, og deretter gradvis avkjøling med opphør av alle termonukleære reaksjoner som har begynt.
Unge stjerner med middels masse
Unge stjerner med middels masse (fra 2 til 8 solmasser) [ ] utvikler seg kvalitativt på nøyaktig samme måte som sine mindre søstre og brødre, med unntak av at de ikke har konveksjonssoner opp til hovedsekvensen.
Gjenstander av denne typen er knyttet til den såkalte. Ae\Be Herbig stjerner med uregelmessige variabler av spektralklasse B-F0. De viser også ut disker og bipolare jetfly. Utstrømningshastigheten av materie fra overflaten, lysstyrken og den effektive temperaturen er betydelig høyere enn for T Taurus, så de varmer effektivt opp og sprer restene av den protostellare skyen.
Unge stjerner med en masse større enn 8 solmasser
Stjerner med slike masser har allerede egenskapene til normale stjerner, siden de gikk gjennom alle mellomstadiene og var i stand til å oppnå en slik hastighet av kjernefysiske reaksjoner som kompenserte for energien som ble tapt til stråling mens masse akkumulerte for å oppnå hydrostatisk likevekt i kjernen. For disse stjernene er utstrømningen av masse og lysstyrke så stor at de ikke bare stopper gravitasjonskollapsen til de ytre områdene av molekylskyen som ennå ikke har blitt en del av stjernen, men tvert imot sprer dem bort. Dermed er massen til den resulterende stjernen merkbart mindre enn massen til den protostellare skyen. Mest sannsynlig forklarer dette fraværet i vår galakse av stjerner med en masse større enn rundt 300 solmasser.
Midtlivssyklusen til en stjerne
Stjerner kommer i en rekke farger og størrelser. Etter spektralklasse varierer de fra varmt blått til kaldt rødt, etter masse - fra 0,0767 til omtrent 300 solmasser. siste estimater. Lysstyrken og fargen til en stjerne avhenger av overflatetemperaturen, som igjen bestemmes av massen. Alle nye stjerner "tar sin plass" i hovedsekvensen i henhold til deres kjemiske sammensetning og masse. Naturligvis snakker vi ikke om den fysiske bevegelsen til stjernen - bare om dens posisjon på det angitte diagrammet, avhengig av stjernens parametere. Faktisk tilsvarer bevegelsen til en stjerne langs diagrammet bare en endring i stjernens parametere.
Den termonukleære "brenningen" av materie, gjenopptatt på et nytt nivå, forårsaker en monstrøs utvidelse av stjernen. Stjernen "svulmer", blir veldig "løs", og størrelsen øker omtrent 100 ganger. Så stjernen blir en rød kjempe, og heliumforbrenningsfasen varer rundt flere millioner år. Nesten alle røde kjemper er variable stjerner.
De siste stadiene av stjerneutviklingen
Gamle stjerner med lav masse
Foreløpig er det ikke sikkert hva som skjer med lysstjerner etter at tilførselen av hydrogen i kjernene deres er oppbrukt. Siden universets alder er 13,7 milliarder år, noe som ikke er nok til at hydrogenbrenseltilførselen i slike stjerner er oppbrukt, moderne teorier er basert på datamodellering prosesser som skjer i slike stjerner.
Noen stjerner kan bare syntetisere helium i visse aktive soner, noe som forårsaker ustabilitet og sterk stjernevind. I dette tilfellet skjer ikke dannelsen av en planetarisk tåke, og stjernen fordamper bare og blir enda mindre enn en brun dverg [ ] .
En stjerne med en masse mindre enn 0,5 solar er ikke i stand til å konvertere helium selv etter at reaksjoner som involverer hydrogen stopper i kjernen - massen til en slik stjerne er for liten til å gi en ny fase av gravitasjonskompresjon i en grad som er tilstrekkelig til å "antenne" helium. Slike stjerner inkluderer røde dverger, som Proxima Centauri, hvis oppholdstid på hovedsekvensen varierer fra titalls milliarder til titalls billioner år. Etter opphør av termonukleære reaksjoner i kjernene deres, vil de, gradvis avkjøling, fortsette å avgi svakt i det infrarøde og mikrobølgeområdet til det elektromagnetiske spekteret.
Mellomstore stjerner
Ved å nå stjerne gjennomsnittsstørrelse(fra 0,4 til 3,4 solmasser) [ ] av den røde kjempefasen, renner hydrogen ut i kjernen, og reaksjoner av syntese av karbon fra helium begynner. Denne prosessen skjer mer og mer høye temperaturer og derfor øker strømmen av energi fra kjernen, og som et resultat begynner de ytre lagene av stjernen å utvide seg. Begynnelsen av karbonsyntese markerer et nytt stadium i livet til en stjerne og fortsetter en stund. For en stjerne som er like i størrelse som Solen, kan denne prosessen ta omtrent en milliard år.
Endringer i mengden energi som sendes ut fører til at stjernen går gjennom perioder med ustabilitet, inkludert endringer i størrelse, overflatetemperatur og energifrigjøring. Energieffekten skifter mot lavfrekvent stråling. Alt dette er ledsaget av økende massetap på grunn av sterk stjernevind og intense pulsasjoner. Stjerner i denne fasen kalles "sen type stjerner" (også "pensjonerte stjerner"). OH -IR stjerner eller Mira-lignende stjerner, avhengig av deres eksakte egenskaper. Den utkastede gassen er relativt rik på tunge grunnstoffer produsert i stjernens indre, som oksygen og karbon. Gassen danner et ekspanderende skall og avkjøles når den beveger seg bort fra stjernen, og danner mulig utdanning støvpartikler og molekyler. Med sterk infrarød stråling fra kildestjernen dannes ideelle forhold for aktivering av kosmiske masere i slike skjell.
Termonukleære forbrenningsreaksjoner av helium er svært følsomme for temperatur. Noen ganger fører dette til stor ustabilitet. Sterke pulsasjoner oppstår, som som et resultat gir tilstrekkelig akselerasjon til de ytre lagene til å bli kastet av og bli til en planetarisk tåke. I sentrum av en slik tåke er det fortsatt en naken kjerne av stjernen, der termonukleære reaksjoner, og når den avkjøles, blir den til en heliumhvit dverg, som vanligvis har en masse på opptil 0,5-0,6 solmasser og en diameter i størrelsesorden jordens diameter.
De aller fleste stjerner, inkludert sola, fullfører sin utvikling ved å trekke seg sammen til trykket fra degenererte elektroner balanserer tyngdekraften. I denne tilstanden, når størrelsen på stjernen minker med hundre ganger, og tettheten blir en million ganger høyere enn tettheten til vann, kalles stjernen en hvit dverg. Den blir fratatt energikilder og blir gradvis en usynlig svart dverg.
I stjerner som er mer massive enn solen, kan ikke trykket fra degenererte elektroner stoppe ytterligere kompresjon kjerner, og elektroner begynner å "presse" inn i atomkjerner, som gjør protoner til nøytroner, mellom hvilke det ikke er noen elektrostatiske frastøtningskrefter. Denne nøytroniseringen av materie fører til at størrelsen på stjernen, som nå faktisk er én enorm atomkjerne, måles i flere kilometer, og tettheten er 100 millioner ganger høyere enn tettheten til vann. Et slikt objekt kalles en nøytronstjerne; dens likevekt opprettholdes av trykket fra det degenererte nøytronmaterialet.
Supermassive stjerner
Etter at en stjerne med en masse større enn fem solmasser går inn i det røde superkjempestadiet, begynner kjernen å krympe under påvirkning av tyngdekraften. Når kompresjonen øker, øker temperaturen og tettheten, og ny sekvens termonukleære reaksjoner. I slike reaksjoner syntetiseres stadig tyngre grunnstoffer: helium, karbon, oksygen, silisium og jern, som midlertidig begrenser sammenbruddet av kjernen.
Som et resultat, etter hvert som stadig tyngre elementer i det periodiske systemet dannes, syntetiseres jern-56 fra silisium. På dette stadiet blir ytterligere eksoterm termonukleær fusjon umulig, siden jern-56-kjernen har en maksimal massedefekt og dannelsen av tyngre kjerner med frigjøring av energi er umulig. Derfor, når jernkjernen til en stjerne når en viss størrelse, er trykket i den ikke lenger i stand til å motstå vekten av de overliggende lagene av stjernen, og umiddelbar kollaps av kjernen skjer med nøytronisering av stoffet.
Hva som skjer videre er ennå ikke helt klart, men i alle fall fører prosessene som foregår i løpet av sekunder til en supernovaeksplosjon med utrolig kraft.
Sterke nøytrinostråler og et roterende magnetfelt presser ut mye av stjernens akkumulerte materiale. [ ] - såkalte sitteelementer, herunder jern og lettere elementer. Det eksploderende stoffet blir bombardert av nøytroner som rømmer fra stjernekjernen, fanger dem og skaper derved et sett med grunnstoffer tyngre enn jern, inkludert radioaktive, opp til uran (og kanskje til og med californium). Dermed forklarer supernovaeksplosjoner tilstedeværelsen i interstellar materie elementer tyngre enn jern, men dette er ikke det eneste mulig måte deres dannelse, som for eksempel demonstreres av teknetiumstjerner.
eksplosjonsbølge Og stråler av nøytrinoer frakter materie bort fra den døende stjernen [ ] inn i det interstellare rommet. Deretter, når det avkjøles og beveger seg gjennom verdensrommet, kan dette supernovamaterialet kollidere med annen kosmisk "berging" og muligens delta i dannelsen av nye stjerner, planeter eller satellitter.
Prosessene som skjer under dannelsen av en supernova blir fortsatt studert, og så langt er det ingen klarhet i dette spørsmålet. Også tvilsomt er hva som faktisk er igjen av den originale stjernen. Imidlertid vurderes to alternativer: nøytronstjerner og sorte hull.
Nøytronstjerner
Det er kjent at i noen supernovaer tvinger sterk gravitasjon i dypet av supergiganten elektroner til å bli absorbert av atomkjernen, hvor de smelter sammen med protoner og danner nøytroner. Denne prosessen kalles nøytronisering. Elektromagnetiske krefter, som skiller nærliggende kjerner, forsvinner. Stjernens kjerne er nå en tett ball av atomkjerner og individuelle nøytroner.
Slike stjerner, kjent som nøytronstjerner, er ekstremt små – ikke mer enn på størrelse med en stor by – og har en ufattelig høy tetthet. Omløpsperioden deres blir ekstremt kort når størrelsen på stjernen minker (på grunn av bevaring av vinkelmomentum). Noen nøytronstjerner roterer 600 ganger per sekund. For noen av dem kan vinkelen mellom strålingsvektoren og rotasjonsaksen være slik at Jorden faller inn i kjeglen som dannes av denne strålingen; i dette tilfellet er det mulig å oppdage en strålingspuls som gjentar seg med intervaller lik stjernens omløpsperiode. Slike nøytronstjerner ble kalt "pulsarer", og ble de første nøytronstjernene som ble oppdaget.
Svarte hull
Ikke alle stjerner, etter å ha gått gjennom supernovaeksplosjonsfasen, blir nøytronstjerner. Hvis stjernen har en tilstrekkelig stor masse, vil kollapsen av en slik stjerne fortsette, og nøytronene selv vil begynne å falle innover til radiusen blir mindre enn Schwarzschild-radiusen. Etter dette blir stjernen et svart hull.
Eksistensen av sorte hull ble spådd av den generelle relativitetsteorien. I følge denne teorien,
Utviklingen av stjerner er en endring i fysiskhet. egenskaper, interne strukturer og kjemi sammensetning av stjerner over tid. De viktigste oppgavene teorier om E.z. - forklaring på dannelsen av stjerner, endringer i deres observerbare egenskaper, forskning genetisk sammenheng ulike grupper stjerner, analyse av deres endelige tilstander.
Siden i den delen av universet som er kjent for oss, er ca. 98-99 % av massen til det observerte stoffet er inneholdt i stjerner eller har passert stjernestadiet, forklaring av E.Z. yavl. et av de viktigste problemene innen astrofysikk.
En stjerne i stasjonær tilstand er en gasskule, som er i hydrostatisk tilstand. og termisk likevekt (dvs. virkningen av gravitasjonskrefter balanseres av indre trykk, og energitap på grunn av stråling kompenseres av energien som frigjøres i stjernens tarm, se). "Fødselen" til en stjerne er dannelsen av et hydrostatisk likevektsobjekt, hvis stråling støttes av sin egen. energikilder. En stjernes "død" er en irreversibel ubalanse som fører til ødeleggelse av stjernen eller dens katastrofe. kompresjon.
Isolasjon av gravitasjon energi kan spille en avgjørende rolle bare når temperaturen i stjernens indre er utilstrekkelig til at kjernekraft kan frigjøres for å kompensere for energitap, og stjernen som helhet eller deler av den må trekke seg sammen for å opprettholde likevekt. Frigjøring av termisk energi blir viktig først etter at atomenergireservene er oppbrukt. T.o., E.z. kan representeres som en konsekvent endring i energikildene til stjerner.
Karakteristisk tid E.z. for stor til at all evolusjon kan spores direkte. Derfor det viktigste E.Z. forskningsmetode yavl. konstruksjon av sekvenser av stjernemodeller som beskriver endringer i indre strukturer og kjemi sammensetning av stjerner over tid. Utvikling. sekvensene sammenlignes deretter med resultatene av observasjoner, for eksempel med (G.-R.d.), oppsummerer observasjonene stort nummer stjerner på forskjellige stadier av utviklingen. Spesielt viktig rolle spiller en sammenligning med G.-R.d. for stjernehoper, siden alle stjernene i en klynge har samme innledende kjemikalier. sammensetning og dannet nesten samtidig. Ifølge G.-R.d. klynger av forskjellige aldre, var det mulig å etablere retningen til E.Z. Evolusjon i detalj. sekvenser beregnes ved å numerisk løse et system av differensialligninger som beskriver fordelingen av masse, tetthet, temperatur og lysstyrke over en stjerne, som er lagt til lovene om energifrigjøring og opasitet for stjernemateriale og ligninger som beskriver endringer i kjemiske egenskaper. stjernesammensetning over tid.
Forløpet til en stjernes utvikling avhenger hovedsakelig av massen og den opprinnelige kjemien. komposisjon. Rotasjonen av stjernen og dens magnetfelt kan spille en viss, men ikke grunnleggende, rolle. feltet, men rollen til disse faktorene i E.Z. er ennå ikke undersøkt tilstrekkelig. Chem. Sammensetningen av en stjerne avhenger av tidspunktet da den ble dannet og av dens posisjon i galaksen på dannelsestidspunktet. Stjerner av den første generasjonen ble dannet av materie, hvis sammensetning ble bestemt av kosmologi. forhold. Tilsynelatende inneholdt den omtrent 70 masse% hydrogen, 30% helium og en ubetydelig blanding av deuterium og litium. Under utviklingen av førstegenerasjonsstjerner ble det dannet tunge grunnstoffer (etter helium), som ble kastet ut i interstellare rom som et resultat av utstrømning av materie fra stjerner eller under stjerneeksplosjoner. Stjerner fra påfølgende generasjoner ble dannet av materie som inneholdt opptil 3-4% (i masse) av tunge elementer.
Den mest direkte indikasjonen på at stjernedannelsen i galaksen fortsatt pågår er fenomenet. eksistensen av massivt lyse stjernespekter. klasse O og B, hvis levetid ikke kan overstige ~ 10 7 år. Hastigheten på stjernedannelse i moderne tid. epoke er estimert til 5 per år.
2. Stjernedannelse, stadium av gravitasjonskompresjon
I følge det vanligste synspunktet dannes stjerner som et resultat av gravitasjonskrefter. kondensering av materie i det interstellare mediet. Den nødvendige oppdelingen av det interstellare mediet i to faser - tette kalde skyer og et foreldet medium med høyere temperatur - kan skje under påvirkning av Rayleigh-Taylors termiske ustabilitet i det interstellare magnetfeltet. felt. Gass-støvkomplekser med masse 
, karakteristisk størrelse (10-100) stk og partikkelkonsentrasjon n~10 2 cm -3 . er faktisk observert på grunn av deres emisjon av radiobølger. Komprimering (kollaps) av slike skyer krever visse forhold: tyngdekraften. skyens partikler må overstige summen av energien til den termiske bevegelsen til partiklene, rotasjonsenergien til skyen som helhet og magnetfeltet. skyenergi (Jeans-kriterium). Hvis bare energien til termisk bevegelse tas i betraktning, så, nøyaktig til en faktor av enhetsrekkefølgen, skrives Jeans-kriteriet i formen: align="absmiddle" width="205" height="20">, hvor er massen til skyen, T- gasstemperatur i K, n- antall partikler per 1 cm3. Med typisk moderne interstellare skyer temperatur K kan bare kollapse skyer med en masse ikke mindre enn . Jeans-kriteriet indikerer at for dannelsen av stjerner i det faktisk observerte massespekteret, må konsentrasjonen av partikler i kollapsende skyer nå (10 3 -10 6) cm -3, dvs. 10-1000 ganger høyere enn observert i typiske skyer. Imidlertid kan slike konsentrasjoner av partikler oppnås i dypet av skyer som allerede har begynt å kollapse. Det følger av dette at det skjer gjennom en sekvensiell prosess, utført i flere trinn. stadier, fragmentering av massive skyer. Dette bildet forklarer naturlig fødselen av stjerner i grupper - klynger. Samtidig er spørsmål knyttet til den termiske balansen i skyen, hastighetsfeltet i den og mekanismen som bestemmer massespekteret til fragmenter fortsatt uklare.
Kollapserte stjernemasseobjekter kalles protostjerner. Kollaps av en sfærisk symmetrisk ikke-roterende protostjerne uten et magnetfelt. felt inkluderer flere. etapper. I det første øyeblikket er skyen homogen og isoterm. Den er gjennomsiktig for sin egen. stråling, så kollapsen kommer med volumetriske energitap, kap. arr. på grunn av den termiske strålingen fra støvet, overfører kuttet sin kinetikk. energien til en gasspartikkel. I en homogen sky er det ingen trykkgradient og kompresjonen begynner i fritt fall med karakteristisk tid, Hvor G- , - skytetthet. Med begynnelsen av kompresjonen dukker det opp en rarfaksjonsbølge som beveger seg mot midten med lydens hastighet, og siden kollaps skjer raskere der tettheten er høyere, protostjernen er delt inn i en kompakt kjerne og et utvidet skall, som stoffet er fordelt i i henhold til loven. Når konsentrasjonen av partikler i kjernen når ~10 11 cm -3 blir den ugjennomsiktig for IR-strålingen fra støvkorn. Energien som frigjøres i kjernen siver sakte til overflaten på grunn av strålingsvarmeledning. Temperaturen begynner å øke nesten adiabatisk, dette fører til økt trykk, og kjernen blir hydrostatisk. balansere. Skallet fortsetter å falle ned på kjernen, og vises på periferien. Kjerneparametrene på dette tidspunktet avhenger svakt av total masse protostjerner: K. Når massen til kjernen øker på grunn av akkresjon, endres temperaturen nesten adiabatisk til den når 2000 K, når dissosiasjonen av H 2 molekyler begynner. Som et resultat av energiforbruk for dissosiasjon, og ikke en økning i kinetikk. partikkelenergi, den adiabatiske indeksverdien blir mindre enn 4/3, trykkendringer klarer ikke å kompensere for gravitasjonskrefter og kjernen kollapser igjen (se). En ny kjerne med parametere dannes, omringet sjokk foran, hvorpå restene av den første kjernen er akkretert. En lignende omorganisering av kjernen skjer med hydrogen.
Ytterligere vekst av kjernen på bekostning av skjellstoffet fortsetter til all stoffet faller ned på stjernen eller blir spredt under påvirkning av eller, hvis kjernen er tilstrekkelig massiv (se). Protostjerner med en karakteristisk tid for skallstoff t a >t kn, derfor bestemmes deres lysstyrke av energifrigjøringen av de kollapsende kjernene.
En stjerne, bestående av en kjerne og en konvolutt, blir observert som en IR-kilde på grunn av behandlingen av stråling i konvolutten (støvet i konvolutten, som absorberer fotoner av UV-stråling fra kjernen, sender ut i IR-området). Når skallet blir optisk tynt, begynner protostjernen å bli observert som et vanlig objekt av stjernenatur. De mest massive stjernene beholder skjellene sine til termonukleær forbrenning av hydrogen begynner i sentrum av stjernen. Strålingstrykket begrenser massen av stjerner til sannsynligvis . Selv om det dannes mer massive stjerner, viser de seg å være pulserende ustabile og kan miste kraften. del av massen ved hydrogenforbrenningsstadiet i kjernen. Varigheten av stadiet med kollaps og spredning av det protostellare skallet er av samme størrelsesorden som fritt falltiden for moderskyen, dvs. 10 5 -10 6 år. Opplyst av kjernen identifiseres klumper av mørk materie fra restene av skallet, akselerert av stjernevinden, med Herbig-Haro-objekter (stjerneklumper med et emisjonsspekter). Stjerner med lav masse, når de blir synlige, er i G.-R.D-regionen okkupert av T Tauri-stjerner (dverg), mer massive er i regionen der Herbig-emisjonsstjerner befinner seg (uregelmessige tidlige spektralklasser med emisjonslinjer i spektra. ).Utvikling. spor av protostjernekjerner med konstant masse på det hydrostatiske stadiet. kompresjoner er vist i fig. 1. For stjerner med lav masse, i øyeblikket når hydrostatisk er etablert. likevekt er forholdene i kjernene slik at energi overføres til dem. Beregninger viser at overflatetemperaturen til en fullt konvektiv stjerne er nesten konstant. Radiusen til stjernen minker kontinuerlig, pga hun fortsetter å krympe. Med en konstant overflatetemperatur og en avtagende radius bør lysstyrken til stjernen også falle på G.-R.D. Dette utviklingsstadiet tilsvarer de vertikale delene av sporene.
Ettersom kompresjonen fortsetter, øker temperaturen i det indre av stjernen, materien blir mer gjennomsiktig, og stjerner med align="absmiddle" width="90" height="17"> har strålende kjerner, men skjellene forblir konvektive. Mindre massive stjerner forblir fullstendig konvektiv. Lysstyrken deres styres av et tynt strålende lag i fotosfæren. Jo mer massiv stjernen og jo høyere dens effektive temperatur, desto større er dens radiative kjerne (i stjerner med align="absmiddle" width="74" height="17"> vises den radiative kjernen umiddelbart). Til slutt går nesten hele stjernen (med unntak av overflatekonveksjonssonen for stjerner med masse) inn i en strålingslikevektstilstand, der all energien som frigjøres i kjernen overføres av stråling.
3. Evolusjon basert på kjernefysiske reaksjoner
Ved en temperatur i kjernene på ~ 10 6 K begynner de første kjernefysiske reaksjonene - deuterium, litium, bor brenner ut. Den primære mengden av disse elementene er så liten at deres utbrenthet praktisk talt ikke tåler kompresjon. Kompresjonen stopper når temperaturen i midten av stjernen når ~ 10 6 K og hydrogen antennes, fordi Energien som frigjøres ved termonukleær forbrenning av hydrogen er tilstrekkelig til å kompensere for strålingstap (se). Homogene stjerner, i hvis kjerner hydrogen brenner, dannes på G.-R.D. innledende hovedsekvens (IMS). Massive stjerner når NGP raskere enn stjerner med lav masse, fordi deres hastighet for energitapet per masseenhet, og derfor utviklingshastigheten, er høyere enn for stjerner med lav masse. Siden inn i NGP E.z. skjer på grunnlag av kjernefysisk forbrenning, hvis hovedstadier er oppsummert i tabell. Kjernefysisk forbrenning kan skje før dannelsen av jerngruppeelementer, som har den høyeste bindingsenergien blant alle kjerner. Utvikling. spor av stjerner på G.-R.D. er vist i fig. 2. Evolusjon sentrale verdier temperaturen og tettheten til stjerner er vist i fig. 3. Ved K hoved. energikilde yavl. reaksjonen av hydrogensyklusen generelt T- reaksjoner av karbon-nitrogen (CNO) syklusen (se). Bivirkning CNO-syklusfenomen å etablere likevektskonsentrasjoner av nuklider 14 N, 12 C, 13 C - henholdsvis 95%, 4% og 1 vekt%. Overvekten av nitrogen i lagene der hydrogenforbrenning skjedde bekreftes av resultatene av observasjoner, der disse lagene vises på overflaten som et resultat av tap av ytre. lag. I stjerner i sentrum som CNO-syklusen er realisert ( align="absmiddle" width="74" height="17">), vises en konvektiv kjerne. Grunnen til dette er veldig sterk avhengighet energifrigjøring avhengig av temperatur: . Strømmen av strålingsenergi ~ T 4(se), derfor kan den ikke overføre all energien som frigjøres, og konveksjon må skje, noe som er mer effektivt enn strålingsoverføring. I de mest massive stjernene er mer enn 50 % av stjernemassen dekket av konveksjon. Betydningen av den konvektive kjernen for evolusjon bestemmes av det faktum at kjernebrensel er jevnt uttømt i et område som er mye større enn området for effektiv forbrenning, mens det i stjerner uten konvektiv kjerne først brenner ut bare i en liten nærhet av sentrum , hvor temperaturen er ganske høy. Utbrenthetstiden for hydrogen varierer fra ~ 10 10 år til år for . Tiden for alle påfølgende stadier av kjernefysisk forbrenning overstiger ikke 10 % av tiden for hydrogenforbrenning, og derfor dannes stjerner ved hydrogenforbrenningsstadiet på G.-R.D. tettbygd region - (GP). I stjerner med en temperatur i sentrum som aldri når verdiene som er nødvendige for forbrenning av hydrogen, krymper de i det uendelige og blir til "svarte" dverger. Utbrenthet av hydrogen fører til en økning i gj.sn. molekylvekten til kjernestoffet, og derfor for å opprettholde hydrostatisk. likevekt må trykket i sentrum øke, noe som medfører en økning i temperaturen i sentrum og temperaturgradienten over stjernen, og følgelig lysstyrken. En økning i lysstyrken skyldes også en reduksjon i opasiteten til stoffet med økende temperatur. Kjernen trekker seg sammen for å opprettholde forholdene for frigjøring av kjernekraft med reduksjon i hydrogeninnhold, og skallet utvides på grunn av behovet for å overføre den økte energistrømmen fra kjernen. På G.-R.d. stjernen beveger seg til høyre for NGP. En reduksjon i opasitet fører til død av konvektive kjerner i alle unntatt de mest massive stjernene. Utviklingshastigheten til massive stjerner er den høyeste, og de er de første som forlater MS. Levetiden på MS er for stjerner med ca. 10 millioner år, fra ca. 70 millioner år, og fra ca. 10 milliarder år.Når hydrogeninnholdet i kjernen synker til 1 %, erstattes utvidelsen av skjellene til stjerner med align="absmiddle" width="66" height="17"> av en generell sammentrekning av stjernen som er nødvendig for å opprettholde energifrigjøring . Komprimering av skallet forårsaker oppvarming av hydrogen i laget ved siden av heliumkjernen til temperaturen for dets termonukleære forbrenning, og en lagkilde for energifrigjøring oppstår. I stjerner med masse , der den avhenger mindre av temperatur og området for energifrigjøring ikke er så sterkt konsentrert mot sentrum, er det ikke noe stadium med generell kompresjon.
E.z. etter at hydrogen brenner ut avhenger av deres masse. Den viktigste faktoren, som påvirker utviklingsforløpet til stjerner med masse , yavl. degenerering av elektrongass kl høye tettheter. På grunn høy tetthet antall kvantetilstander med lav energi er begrenset på grunn av Pauli-prinsippet og elektroner fyller kvantenivåer med høy energi, og overskrider betydelig energien til deres termiske bevegelse. Nøkkelfunksjon degenerert gass er at trykket s avhenger bare av tettheten: for ikke-relativistisk degenerasjon og for relativistisk degenerasjon. Gasstrykket til elektroner er mye større enn trykket til ioner. Dette følger det som er grunnleggende for E.Z. konklusjon: siden gravitasjonskraften som virker på en enhetsvolum av en relativistisk degenerert gass avhenger av tetthet på samme måte som trykkgradienten, må det være en begrensende masse (se), slik at ved align="absmiddle" width="66 " høyde ="15"> elektrontrykk kan ikke motvirke tyngdekraften og kompresjonen begynner. Begrens vekt align="absmiddle" width="139" height="17">. Grensen for området der elektrongassen er degenerert er vist i fig. 3. I lavmassestjerner spiller degenerasjon en merkbar rolle allerede i prosessen med dannelse av heliumkjerner.
Den andre faktoren som bestemmer E.z. på senere stadier er dette nøytrino-energitap. I stjernedypet T~10 8 K hoved. en rolle i fødselen spilles av: fotonøytrino-prosess, henfall av plasmaoscillasjonskvanter (plasmoner) til nøytrino-antineutrino-par (), utslettelse av elektron-positron-par () og (se). Den viktigste egenskapen til nøytrinoer er at stjernens materie er nesten gjennomsiktig for dem, og nøytrinoer frakter fritt energi bort fra stjernen.
Heliumkjernen, der forholdene for heliumforbrenning ennå ikke har oppstått, komprimeres. Temperaturen i den lagdelte kilden ved siden av kjernen øker, og hydrogenforbrenningshastigheten øker. Behovet for å overføre en økt energistrøm fører til utvidelse av skallet, som en del av energien går til spille for. Siden lysstyrken til stjernen ikke endres, synker temperaturen på overflaten, og på G.-R.D. stjernen beveger seg til området okkupert av røde kjemper. Stjernens restruktureringstid er to størrelsesordener mindre enn tiden det tar for hydrogen å brenne ut i kjernen, så det er få stjerner mellom MS-stripen og regionen med røde superkjemper. . Med en reduksjon i temperaturen på skallet øker gjennomsiktigheten, som et resultat av at et eksternt utseende vises. konvektiv sone og lysstyrken til stjernen øker.
Fjerning av energi fra kjernen gjennom den termiske ledningsevnen til degenererte elektroner og nøytrinotap i stjerner forsinker øyeblikket for heliumforbrenning. Temperaturen begynner å øke merkbart først når kjernen blir nesten isotermisk. Forbrenningen av 4 Han bestemmer E.Z. fra det øyeblikket når energifrigjøringen overstiger energitapet gjennom termisk ledningsevne og nøytrinostråling. Den samme betingelsen gjelder for forbrenning av alle etterfølgende typer kjernebrensel.
Et bemerkelsesverdig trekk ved stjernekjerner laget av degenerert gass, avkjølt av nøytrinoer, er "konvergens" - konvergensen av spor, som karakteriserer forholdet mellom tetthet og temperatur Tc i midten av stjernen (fig. 3). Hastigheten for energifrigjøring under komprimering av kjernen bestemmes av tilsetningshastigheten av materie til den gjennom en lagkilde, og avhenger bare av massen til kjernen for en gitt type brensel. En balanse mellom inn- og utstrømning av energi må opprettholdes i kjernen, derfor etableres den samme fordeling av temperatur og tetthet i kjernene til stjerner. Når 4 Han antennes, avhenger massen av kjernen av innholdet av tunge grunnstoffer. I kjerner av degenerert gass har forbrenningen av 4 He karakter av en termisk eksplosjon, fordi energien som frigjøres under forbrenning går til å øke energien til den termiske bevegelsen til elektroner, men trykket forblir nesten uendret med økende temperatur inntil den termiske energien til elektronene er lik energien til den degenererte gassen av elektroner. Deretter fjernes degenerasjonen og kjernen utvider seg raskt - en heliumglimt oppstår. Heliumflammer er sannsynligvis ledsaget av tap av stjernestoff. I , hvor massive stjerner for lengst har utviklet seg og røde kjemper har masser, er stjerner på heliumbrenningsstadiet på den horisontale grenen av G.-R.D.
I heliumkjernene til stjerner med align="absmiddle" width="90" height="17"> er ikke gassen degenerert, 4 Han antennes stille, men kjernene utvider seg også på grunn av økende Tc. I de mest massive stjernene skjer forbrenningen av 4 He selv når de er aktive. blå superkjemper. Utvidelse av kjernen fører til en reduksjon T i området for hydrogenlagskilden, og lysstyrken til stjernen etter heliumutbruddet avtar. For å opprettholde termisk likevekt trekker skallet seg sammen, og stjernen forlater regionen til røde superkjemper. Når 4 He i kjernen er oppbrukt, begynner kompresjonen av kjernen og ekspansjonen av skallet igjen, stjernen blir igjen en rød superkjempe. Det dannes en lagdelt forbrenningskilde på 4 He, som dominerer energifrigjøringen. Ekstern vises igjen. konvektiv sone. Ettersom helium og hydrogen brenner ut, avtar tykkelsen på lagkildene. Et tynt lag med heliumforbrenning viser seg å være termisk ustabil, pga med en meget sterk følsomhet for energifrigjøring til temperatur (), er den termiske ledningsevnen til stoffet utilstrekkelig til å slukke termiske forstyrrelser i forbrenningslaget. Ved termiske utbrudd oppstår konveksjon i laget. Hvis det trenger inn i lag rike på hydrogen, så som et resultat av en langsom prosess ( s-prosess, se) elementer syntetiseres med atommasser fra 22 Ne til 209 B.
Strålingstrykk på støv og molekyler dannet i de kalde, utvidede skallene til røde superkjemper fører til kontinuerlig tap av stoff med en hastighet på opptil ett år. Kontinuerlig massetap kan suppleres med tap forårsaket av ustabilitet ved lagforbrenning eller pulsasjoner, som kan føre til frigjøring av en eller flere. skjell. Når stoffmengden over karbon-oksygenkjernen blir mindre enn en viss grense, tvinges skallet til å komprimeres for å opprettholde temperaturen i forbrenningslagene inntil komprimeringen er i stand til å opprettholde forbrenningen; stjerne på G.-R.D. beveger seg nesten horisontalt til venstre. På dette stadiet kan ustabiliteten til forbrenningslagene også føre til ekspansjon av skallet og tap av stoff. Mens stjernen er varm nok, observeres den som en kjerne med en eller flere. skjell. Når lagkilder forskyver seg mot overflaten av stjernen så mye at temperaturen i dem blir lavere enn det som kreves for kjernefysisk forbrenning, avkjøles stjernen og blir til en hvit dverg med , som stråler på grunn av forbruket av termisk energi til den ioniske komponenten i saken sin. Den karakteristiske avkjølingstiden for hvite dverger er ~ 10 9 år. Den nedre grensen for massene av enkeltstjerner som blir til hvite dverger er uklar, den er anslått til 3-6. I c-stjerner degenererer elektrongassen på vekststadiet av karbon-oksygen (C,O-) stjernekjerner. Som i heliumkjernene til stjerner, på grunn av tap av nøytrino-energi, oppstår en "konvergens" av forhold i sentrum og i øyeblikket for forbrenning av karbon i C,O-kjernen. Forbrenningen av 12 C under slike forhold har mest sannsynlig karakter av en eksplosjon og fører til fullstendig ødeleggelse av stjernen. Fullstendig ødeleggelse kan ikke skje hvis 
. En slik tetthet er oppnåelig når kjerneveksthastigheten bestemmes av akkresjonen av satellittstoff i et nært binært system.
Stjerners livssyklus
En typisk stjerne frigjør energi ved å smelte sammen hydrogen til helium i en kjernefysisk ovn i kjernen. Etter at stjernen bruker opp hydrogen i sentrum, begynner den å brenne ut i skallet på stjernen, som øker i størrelse og svulmer. Størrelsen på stjernen øker, temperaturen synker. Denne prosessen gir opphav til røde kjemper og superkjemper. Levetiden til hver stjerne bestemmes av massen. Massive stjerner avslutter livssyklusen sin med en eksplosjon. Stjerner som solen krymper og blir tette hvite dverger. Under prosessen med å forvandle seg fra en rød kjempe til en hvit dverg, kan en stjerne kaste sine ytre lag som et lys gass skall, eksponerer kjernen.
Fra boken MAN AND HIS SOUL. Bor i fysisk kropp og den astrale verden forfatter Ivanov Yu M Fra boken Big Sovjetisk leksikon(ZHI) av forfatteren TSB Fra boken Reisende forfatter Dorozhkin Nikolay Fra boken Economics of Real Estate forfatter Burkhanova NatalyaEn kompleks livsvei Våre hjemlige forskeres holdning til Sven Hedin har gjennomgått betydelige endringer. Årsakene ligger både i karakteren til Hedin selv og i politiske situasjoner hans tid. Siden min ungdom har jeg kjent det russiske språket og følt sympati for Russland og dets
Fra boken Finance: Cheat Sheet forfatter forfatter ukjent4. Livssyklus for eiendomsobjekter Siden eiendomsobjekter gjennomgår økonomiske, fysiske og juridiske endringer i løpet av sin eksistens, går enhver fast ting (med unntak av land) gjennom følgende stadier
Fra boken Alt om alt. Bind 5 forfatter Likum Arkady47. FINANSENS PÅVIRKNING PÅ BEFOLKNINGENS LEVESTANDARD Den sosioøkonomiske essensen av økonomiske relasjoner består i å studere spørsmålet om på hvis bekostning staten mottar økonomiske ressurser og i hvis interesse disse midlene brukes en betydelig del
Fra boken Organizational Behavior: Cheat Sheet forfatter forfatter ukjentHvor langt er det til stjernene? Det er stjerner i universet som er så langt unna oss at vi ikke engang har mulighet til å vite avstanden deres eller bestemme antallet. Men hvor langt fra jorden nærmeste stjerne? Avstanden fra jorden til solen er 150 000 000 kilometer. Siden lyset
Fra boken Marketing: Cheat Sheet forfatter forfatter ukjent50. EN ORGANISASJONS LIVSSYKLUS Konseptet med livssyklusen til en organisasjon er utbredt - dens endres med en viss sekvens av tilstander når den samhandler med miljøet. Det er visse stadier som organisasjoner går gjennom og
Fra boken Biology [Komplett oppslagsbok for forberedelse til Unified State Exam] forfatter Lerner Georgy Isaakovich45. PRODUKTLIVSSYKLUS Produktets livssyklus er endringen i salg og fortjeneste i løpet av levetiden. Et produkt har et stadium av begynnelse, vekst, modenhet og en slutt - "død", avgang.1. Trinn "utvikling og lansering på markedet". Dette er en periode med investering i markedsføring
Fra boken 200 kjente forgiftninger forfatter Antsyshkin Igor2.7. En celle er den genetiske enheten til en levende ting. Kromosomer, deres struktur (form og størrelse) og funksjoner. Antall kromosomer og deres artskonstans. Funksjoner av somatiske celler og kjønnsceller. Cellelivssyklus: interfase og mitose. Mitose er delingen av somatiske celler. Meiose. Faser
Fra bok Rask referanse nødvendig kunnskap forfatter Chernyavsky Andrey Vladimirovich4.5.1. Livssyklus av alger Avdeling Grønnalger omfatter encellede koloniale og flercellede planter. Det er rundt 13 tusen arter totalt. Encellede organismer inkluderer Chlamydomonas og Chlorella. Kolonier dannes av Volvox- og Pandorina-celler. Til flercellet
Fra boken Popular Stargazer forfatter Shalashnikov IgorSTJERNENES OFRE Den italienske matematikeren Cardano var en filosof, en lege og en astrolog. Først drev han utelukkende med medisin, men fra 1534 var han professor i matematikk i Milano og Bologna; men for å øke sin beskjedne inntekt, dro ikke professoren
Fra boken The Newest filosofisk ordbok forfatter Gritsanov Alexander Alekseevich25 nærmeste stjerner mV - visuell størrelse; r - avstand til stjernen, pc; L er lysstyrken (strålingsstyrken) til stjernen, uttrykt i solenergienheter (3,86–1026)
Fra boken Jeg utforsker verden. Virus og sykdommer forfatter Chirkov S. N.Stjernetyper Sammenlignet med andre stjerner i universet er solen en dvergstjerne og tilhører kategorien normale stjerner, i hvis dyp hydrogen omdannes til helium. På en eller annen måte beskriver typene stjerner omtrent livssyklusen til en separat
Fra forfatterens bok«LIFE VERDEN» (Lebenswelt) er et av de sentrale begrepene i Husserls sene fenomenologi, formulert av ham som et resultat av å overvinne den trange horisonten til en strengt fenomenologisk metode ved å ta opp problemene med bevissthetsforbindelser i verden. Slik inkludering av "verden"
Fra forfatterens bokLivssyklusen til et virus Hvert virus trenger inn i en celle på sin egen unike måte. Etter å ha penetrert, må han først og fremst ta av seg yttertøyet for å avsløre, i det minste delvis, nukleinsyre og begynn å kopiere det. Arbeidet med viruset er godt organisert.
Evolusjon av stjerner av forskjellige masser
Astronomer kan ikke observere livet til en enkelt stjerne fra begynnelse til slutt, fordi selv de kortest levede stjernene eksisterer i millioner av år - lengre levetid av hele menneskeheten. Endring over tid fysiske egenskaper Og kjemisk oppbygning stjerner, dvs. Astronomer studerer stjernenes evolusjon ved å sammenligne egenskapene til mange stjerner på forskjellige stadier av evolusjonen.
Fysiske mønstre som forbinder de observerte egenskapene til stjerner reflekteres i farge-luminositetsdiagrammet - Hertzsprung - Russell-diagrammet, hvor stjernene danner separate grupper - sekvenser: hovedsekvensen av stjerner, sekvenser av superkjemper, lyse og svake kjemper, undergiganter, underdverger og hvite dverger.
I det meste av livet er enhver stjerne på den såkalte hovedsekvensen til farge-luminositetsdiagrammet. Alle andre stadier av stjernens utvikling før dannelsen av en kompakt rest tar ikke mer enn 10 % av denne tiden. Dette er grunnen til at de fleste stjernene som er observert i vår galakse er beskjedne røde dverger med solens masse eller mindre. Hovedsekvensen inneholder omtrent 90 % av alle observerte stjerner.
Levetiden til en stjerne og hva den blir til på slutten livsvei, er fullstendig bestemt av massen. Stjerner med masse større enn solen lever mye mindre enn solen, og levetiden til de mest massive stjernene er bare millioner av år. For de aller fleste stjernene er levetiden omtrent 15 milliarder år. Etter at en stjerne har brukt opp energikildene sine, begynner den å avkjøles og trekke seg sammen. Sluttproduktet av stjerneutviklingen er kompakte, massive objekter hvis tetthet er mange ganger større enn vanlige stjerner.
Stjerner med forskjellig masse havner i en av tre tilstander: hvite dverger, nøytronstjerner eller sorte hull. Hvis massen til stjernen er liten, er gravitasjonskreftene relativt svake og kompresjonen av stjernen (gravitasjonskollaps) stopper. Den går over til en stabil hvit dvergtilstand. Hvis massen overstiger en kritisk verdi, fortsetter kompresjonen. På veldig høy tetthet elektroner kombineres med protoner for å danne nøytroner. Snart består nesten hele stjernen av bare nøytroner og har en så enorm tetthet at den enorme stjernemassen er konsentrert i en veldig liten kule med en radius på flere kilometer og kompresjonen stopper – det dannes en nøytronstjerne. Hvis massen til stjernen er så stor at selv dannelsen av en nøytronstjerne ikke vil stoppe gravitasjonskollapsen, vil det siste stadiet av stjernens utvikling være et svart hull.
Hver av oss har sett på stjernehimmelen minst én gang i livet. Noen så på denne skjønnheten, opplevde romantiske følelser, en annen prøvde å forstå hvor all denne skjønnheten kommer fra. Livet i verdensrommet, i motsetning til livet på planeten vår, flyter med en annen hastighet. Tid inne verdensrommet lever i sine egne kategorier, avstandene og størrelsene i universet er kolossale. Vi tenker sjelden på det faktum at utviklingen av galakser og stjerner hele tiden skjer foran øynene våre. Hver gjenstand i uendelig plass er en konsekvens av en viss fysiske prosesser. Galakser, stjerner og til og med planeter har hovedfaser av utvikling.
Planeten vår og vi er alle avhengige av stjernen vår. Hvor lenge vil solen glede oss med sin varme, og puste liv inn i solsystemet? Hva venter oss i fremtiden etter millioner og milliarder av år? I denne forbindelse er det interessant å lære mer om utviklingsstadiene til astronomiske objekter, hvor stjerner kommer fra og hvordan livet til disse fantastiske armaturene på nattehimmelen slutter.
Stjerners opprinnelse, fødsel og utvikling
Utviklingen av stjernene og planetene som bor i Melkeveien vår og hele universet, for det meste godt studert. I verdensrommet er fysikkens lover urokkelige, noe som bidrar til å forstå opprinnelsen romobjekter. Stol på i dette tilfellet adoptert av Big Bang-teorien, som nå er den dominerende doktrinen om prosessen med universets opprinnelse. Hendelsen som rystet universet og førte til dannelsen av universet er, etter kosmiske standarder, lynrask. For kosmos går øyeblikk fra en stjernes fødsel til dens død. Store avstander skaper en illusjon av universets konstanthet. En stjerne som blusser opp i det fjerne skinner på oss i milliarder av år, og da eksisterer den kanskje ikke lenger.
Teorien om evolusjon av galaksen og stjernene er en utvikling av Big Bang-teorien. Læren om stjernenes fødsel og fremveksten stjernesystemer er forskjellig i omfanget av det som skjer og tidsrammen, som, i motsetning til universet som helhet, kan observeres moderne virkemidler Vitenskaper.
Når du studerer stjernenes livssyklus, kan du bruke eksemplet med stjernen som er nærmest oss. Solen er en av hundrevis av billioner av stjerner i vårt synsfelt. I tillegg gir avstanden fra jorden til solen (150 millioner km) en unik mulighet til å studere objektet uten å forlate solsystemet. Informasjonen som er oppnådd vil gjøre det mulig å forstå i detalj hvordan andre stjerner er strukturert, hvor raskt disse gigantiske varmekildene tømmes ut, hva er utviklingsstadiene til en stjerne, og hva som vil være slutten på dette strålende livet - stille og svakt eller glitrende, eksplosiv.
Etter det store smellet små partikler dannet interstellare skyer, som ble et "barselsykehus" for billioner av stjerner. Det er karakteristisk at alle stjerner ble født samtidig som et resultat av kompresjon og ekspansjon. Kompresjon i skyene av kosmisk gass skjedde under påvirkning av sin egen tyngdekraft og lignende prosesser i nye stjerner i nabolaget. Utvidelsen oppsto som et resultat av det indre trykket til interstellar gass og under påvirkning av magnetiske felt inne i gasskyen. Samtidig roterte skyen fritt rundt massesenteret.
Gasskyene som ble dannet etter eksplosjonen består av 98 % atomært og molekylært hydrogen og helium. Bare 2 % av dette massivet består av støv og faste mikroskopiske partikler. Tidligere ble det antatt at i sentrum av enhver stjerne ligger en kjerne av jern, oppvarmet til en temperatur på en million grader. Det var dette aspektet som forklarte den gigantiske massen til stjernen.
I konfrontasjon fysisk styrke kompresjonskrefter rådde, siden lyset som følge av frigjøring av energi ikke trenger inn i gasskyen. Lyset, sammen med en del av den frigjorte energien, sprer seg utover, og skaper en minusgrader og en lavtrykkssone inne i den tette ansamlingen av gass. I denne tilstanden trekker den kosmiske gassen seg raskt sammen, påvirkningen av gravitasjonskraften fører til at partikler begynner å danne stjernestoff. Når en gassansamling er tett, fører intens kompresjon til dannelsen av stjernehop. Når størrelsen på gasskyen er liten, fører kompresjon til dannelsen av en enkelt stjerne.
En kort beskrivelse av hva som skjer er at den fremtidige stjernen går gjennom to stadier - rask og langsom komprimering til tilstanden til en protostjerne. For å si det enkelt og i klart språk, rask komprimering er stjernestoffets fall mot midten av protostjernen. Langsom kompresjon skjer mot bakgrunnen av det dannede senteret av protostjernen. I løpet av de neste hundretusener av år krymper den nye formasjonen i størrelse, og dens tetthet øker millioner av ganger. Gradvis blir protostjernen ugjennomsiktig på grunn av den høye tettheten av stjernestoff, og den pågående kompresjonen utløser mekanismen for indre reaksjoner. En økning i indre trykk og temperatur fører til dannelsen av den fremtidige stjernens eget tyngdepunkt.
Protostjernen forblir i denne tilstanden i millioner av år, avgir sakte varme og krymper gradvis, og avtar i størrelse. Som et resultat dukker konturene til den nye stjernen opp, og tettheten av dens materie blir sammenlignbar med tettheten til vann.
I gjennomsnitt er tettheten til stjernen vår 1,4 kg/cm3 – nesten det samme som tettheten av vann i det salte Dødehavet. I sentrum har solen en tetthet på 100 kg/cm3. Stellar materie er ikke inne flytende tilstand, men eksisterer i form av plasma.
Under påvirkning av enormt trykk og temperatur på omtrent 100 millioner K begynner termonukleære reaksjoner i hydrogensyklusen. Kompresjonen stopper, massen til objektet øker når gravitasjonsenergien forvandles til termonukleær forbrenning av hydrogen. Fra dette øyeblikket begynner den nye stjernen, som sender ut energi, å miste masse.
Den ovenfor beskrevne versjonen av stjernedannelse er bare et primitivt diagram som beskriver den innledende fasen av utviklingen og fødselen til en stjerne. I dag er slike prosesser i vår galakse og i hele universet praktisk talt usynlige på grunn av den intense uttømmingen av stjernemateriale. I hele den bevisste historien om observasjoner av vår galakse, er det bare isolert opptreden av nye stjerner som er notert. På skalaen til universet kan dette tallet økes hundrevis og tusenvis av ganger.
I det meste av livet er protostjerner skjult for det menneskelige øyet av et støvete skall. Strålingen fra kjernen kan bare observeres i det infrarøde, som er den eneste måten å se fødselen til en stjerne. For eksempel, i Oriontåken i 1967, oppdaget astrofysikere i det infrarøde området ny stjerne, hvis strålingstemperatur var 700 grader Kelvin. Deretter viste det seg at fødestedet til protostjerner er kompakte kilder som eksisterer ikke bare i vår galakse, men også i andre fjerne hjørner av universet. I tillegg infrarød stråling Fødestedene til nye stjerner er preget av intense radiosignaler.
Prosessen med å studere og utviklingen av stjerner
Hele prosessen med å kjenne stjernene kan deles inn i flere stadier. Helt i begynnelsen bør du bestemme avstanden til stjernen. Informasjon om hvor langt stjernen er fra oss og hvor lenge lyset har kommet fra den gir en ide om hva som skjedde med stjernen gjennom denne tiden. Etter at mennesket lærte å måle avstanden til fjerne stjerner, ble det klart at stjerner bare er det samme som soler forskjellige størrelser og med forskjellige skjebner. Å vite avstanden til stjernen, nivået av lys og mengden energi som sendes ut kan brukes til å spore prosessen med termonukleær fusjon av stjernen.
Etter å ha bestemt avstanden til stjernen, kan du bruke spektralanalyse for å beregne den kjemiske sammensetningen til stjernen og finne ut dens struktur og alder. Takket være bruken av spektrografen har forskere muligheten til å studere stjernelysets natur. Denne enheten kan bestemme og måle gasssammensetning stjernestoff som en stjerne besitter ulike stadier av dens eksistens.
Ved å studere spektralanalysen av energien til solen og andre stjerner, kom forskerne til konklusjonen at utviklingen av stjerner og planeter har felles røtter. Alle kosmiske kropper har samme type, lignende kjemisk sammensetning og stammer fra samme materie som oppsto som følge av Big Bang.
Stellar materie består av de samme kjemiske elementene (til og med jern) som planeten vår. Den eneste forskjellen er i mengden av visse grunnstoffer og i prosessene som skjer på Solen og inne i jordens faste overflate. Dette er det som skiller stjerner fra andre objekter i universet. Opprinnelsen til stjerner bør også vurderes i sammenheng med en annen fysisk disiplin — kvantemekanikk. I følge denne teorien består materien som bestemmer stjernestoffet av konstant delende atomer og elementærpartikler som skaper sitt eget mikrokosmos. I dette lyset er strukturen, sammensetningen, strukturen og utviklingen til stjerner av interesse. Som det viste seg, består hoveddelen av massen til stjernen vår og mange andre stjerner av bare to elementer - hydrogen og helium. Teoretisk modell, som beskriver strukturen til en stjerne, vil tillate oss å forstå deres struktur og hovedforskjellen fra andre romobjekter.
Hovedtrekket er at mange objekter i universet har en viss størrelse og form, mens en stjerne kan endre størrelse etter hvert som den utvikler seg. En varm gass er en kombinasjon av atomer som er løst bundet til hverandre. Millioner av år etter dannelsen av en stjerne begynner overflatelaget av stjernestoff å avkjøles. Stjernen avgir mesteparten av energien sin til verdensrommet, og avtar eller øker i størrelse. Varme og energi overføres fra det indre av stjernen til overflaten, og påvirker strålingsintensiteten. Med andre ord, den samme stjernen i ulike perioder dens eksistens ser annerledes ut. Termonukleære prosesser basert på reaksjoner i hydrogensyklusen bidrar til transformasjonen av lette hydrogenatomer til tyngre grunnstoffer - helium og karbon. I følge astrofysikere og kjernefysikere er en slik termonukleær reaksjon den mest effektive når det gjelder mengden varme som genereres.
Hvorfor slutter ikke termonukleær fusjon av kjernen med eksplosjonen av en slik reaktor? Saken er at kreftene til gravitasjonsfeltet i det kan holde stjernestoff innenfor et stabilisert volum. Fra dette kan vi trekke en entydig konklusjon: enhver stjerne er en massiv kropp som opprettholder sin størrelse på grunn av balansen mellom tyngdekreftene og energien til termonukleære reaksjoner. Resultatet av en slik ideell naturlig modell er en varmekilde som er i stand til å fungere lang tid. Det antas at de første livsformene på jorden dukket opp for 3 milliarder år siden. Solen i disse fjerne tider varmet opp planeten vår akkurat som den gjør nå. Følgelig har stjernen vår endret seg lite, til tross for at omfanget av den avgitte varmen og solenergi kolossal - mer enn 3-4 millioner tonn hvert sekund.
Det er ikke vanskelig å beregne hvor mye vekt stjernen vår har gått ned i løpet av årene den har eksistert. Dette vil være et stort tall, men på grunn av sin enorme masse og høye tetthet ser slike tap på universets skala ubetydelige ut.
Stadier av stjerneutvikling
Skjebnen til stjernen avhenger av den opprinnelige massen til stjernen og dens kjemiske sammensetning. Mens hovedreservene av hydrogen er konsentrert i kjernen, forblir stjernen i den såkalte hovedsekvensen. Så snart det er en tendens til at størrelsen på stjernen øker, betyr det at hovedkilden for termonukleær fusjon har tørket opp. Den lange siste veien for transformasjon av himmellegemet har begynt.
Armaturene dannet i universet er i utgangspunktet delt inn i tre vanligste typer:
- normale stjerner (gule dverger);
- dvergstjerner;
- gigantiske stjerner.
Lavmassestjerner (dverger) brenner sakte opp hydrogenreservene sine og lever livet ganske rolig.
Slike stjerner er flertallet i universet, og stjernen vår, en gul dverg, er en av dem. Med begynnelsen av alderdommen blir en gul dverg en rød kjempe eller superkjempe.
Basert på teorien om stjernenes opprinnelse, er prosessen med stjernedannelse i universet ikke avsluttet. De lyseste stjernene i galaksen vår er ikke bare de største, sammenlignet med solen, men også de yngste. Astrofysikere og astronomer kaller slike stjerner for blå superkjemper. Til slutt vil de lide samme skjebne som billioner av andre stjerner. Først en rask fødsel, strålende og glødende liv, hvoretter en periode med sakte forfall begynner. Stjerner på størrelse med solen har en lang livssyklus, og er i hovedsekvensen (i den midtre delen).
Ved å bruke data om stjernens masse kan vi anta det evolusjonær vei utvikling. En klar illustrasjon av denne teorien er utviklingen av stjernen vår. Ingenting varer evig. Som et resultat av termonukleær fusjon omdannes hydrogen til helium, derfor blir dets opprinnelige reserver konsumert og redusert. En dag, ikke veldig snart, vil disse reservene gå tom. Å dømme etter det faktum at vår sol fortsetter å skinne i mer enn 5 milliarder år, uten å endre størrelsen, kan stjernens modne alder fortsatt vare omtrent i samme periode.
Uttømming av hydrogenreserver vil føre til at solens kjerne raskt vil krympe under påvirkning av tyngdekraften. Tettheten til kjernen vil bli svært høy, som et resultat av at termonukleære prosesser vil bevege seg til lagene ved siden av kjernen. Denne tilstanden kalles kollaps, som kan være forårsaket av passasje av termonukleære reaksjoner inn øvre lag stjerner. Som et resultat høytrykk termonukleære reaksjoner som involverer helium utløses.
Reservene av hydrogen og helium i denne delen av stjernen vil vare i millioner av år. Det vil ikke vare lenge før uttømmingen av hydrogenreserver vil føre til en økning i strålingsintensiteten, til en økning i størrelsen på skallet og størrelsen på selve stjernen. Som et resultat vil vår sol bli veldig stor. Hvis du forestiller deg dette bildet flere titalls milliarder år fra nå, vil i stedet for en blendende lys skive, en varm rød skive av gigantiske proporsjoner henge på himmelen. Røde kjemper er en naturlig fase av utviklingen av en stjerne, dens overgangsfase i kategorien variable stjerner.
Som et resultat av denne transformasjonen vil avstanden fra jorden til solen reduseres, slik at jorden faller inn i innflytelsessonen solkorona og vil begynne å "steke" i den. Temperaturen på planetens overflate vil tidobles, noe som vil føre til at atmosfæren forsvinner og vann fordamper. Som et resultat vil planeten bli til en livløs steinørken.
De siste stadiene av stjernenes evolusjon
Etter å ha nådd den røde kjempefasen, vanlig stjerne påvirket gravitasjonsprosesser blir en hvit dverg. Hvis massen til en stjerne er omtrent lik massen til solen vår, vil alle hovedprosessene i den foregå rolig, uten impulser eller eksplosive reaksjoner. Den hvite dvergen vil dø i lang tid og brenne ned til bakken.
I tilfeller der stjernen i utgangspunktet hadde en masse større enn 1,4 ganger solen, vil ikke en hvit dverg være det siste stadiet. Med en stor masse inne i stjernen, prosesser for komprimering av stjernestoff på atomet, molekylært nivå. Protoner blir til nøytroner, tettheten til stjernen øker, og størrelsen avtar raskt.
Nøytronstjerner kjent for vitenskapen har en diameter på 10-15 km. Med en så liten størrelse har en nøytronstjerne en kolossal masse. En kubikkcentimeter stjernestoff kan veie milliarder av tonn.
I tilfelle at vi først handlet med en stjerne stor masse, tar det siste stadiet av evolusjonen andre former. Skjebnen til en massiv stjerne er et svart hull - et objekt med en uutforsket natur og uforutsigbar oppførsel. Den enorme massen til stjernen bidrar til en økning i gravitasjonskrefter, og driver kompresjonskrefter. Det er ikke mulig å sette denne prosessen på pause. Tettheten av materie øker til den blir uendelig, og danner et enkelt rom (Einsteins relativitetsteori). Radien til en slik stjerne vil til slutt bli lik null, blir et svart hull i verdensrommet. Det ville vært betydelig flere sorte hull hvis massive og supermassive stjerner okkuperte mesteparten av plassen i verdensrommet.
Det bør bemerkes at når en rød gigant forvandles til nøytronstjerne eller inn i et svart hull, kan universet overleve unikt fenomen— fødselen av et nytt romobjekt.
Fødselen av en supernova er det mest spektakulære siste stadiet i utviklingen av stjerner. Gyldig her naturlov natur: opphør av eksistensen av en kropp gir opphav til et nytt liv. Perioden for en slik syklus som fødselen av en supernova angår hovedsakelig massive stjerner. De oppbrukte reservene av hydrogen fører til inkludering av helium og karbon i prosessen med termonukleær fusjon. Som et resultat av denne reaksjonen øker trykket igjen, og det dannes en jernkjerne i midten av stjernen. Under påvirkning av sterke gravitasjonskrefter forskyves massesenteret til den sentrale delen av stjernen. Kjernen blir så tung at den ikke klarer å motstå sin egen tyngdekraft. Som et resultat begynner rask utvidelse av kjernen, noe som fører til en øyeblikkelig eksplosjon. Fødselen til en supernova er en eksplosjon, en sjokkbølge av monstrøs kraft, et lysende glimt i universets store vidder.
Det skal bemerkes at vår sol ikke er det massiv stjerne, derfor truer ikke en lignende skjebne den, og planeten vår bør ikke være redd for en slik slutt. I de fleste tilfeller forekommer supernovaeksplosjoner i fjerne galakser, og det er grunnen til at de sjelden oppdages.
Endelig
Utviklingen av stjerner er en prosess som strekker seg over titalls milliarder år. Vår idé om prosessene som finner sted er bare en matematisk og fysisk modell, en teori. Jordisk tid er bare et øyeblikk i den enorme tidssyklusen som vårt univers lever i. Vi kan bare observere hva som skjedde for milliarder av år siden og forestille oss hva påfølgende generasjoner av jordboere kan møte.
Hvis du har spørsmål, legg dem igjen i kommentarene under artikkelen. Vi eller våre besøkende vil gjerne svare dem