Zajmuje punkt po prawej stronie górny róg: ma wysoką jasność i niska temperatura. Główne promieniowanie występuje w zasięg podczerwieni. Dociera do nas promieniowanie z zimnej powłoki pyłowej. W procesie ewolucji położenie gwiazdy na diagramie będzie się zmieniać. Jedynym źródłem energii na tym etapie jest kompresja grawitacyjna. Dlatego gwiazda porusza się dość szybko równolegle do osi rzędnych.
Temperatura powierzchni nie zmienia się, ale promień i jasność maleją. Temperatura w centrum gwiazdy wzrasta, osiągając wartość, przy której rozpoczynają się reakcje z lekkimi pierwiastkami: litem, berylem, borem, które szybko się wypalają, ale potrafią spowolnić kompresję. Tor obraca się równolegle do osi rzędnych, temperatura na powierzchni gwiazdy wzrasta, a jasność pozostaje prawie stała. Wreszcie w centrum gwiazdy rozpoczynają się reakcje tworzenia helu z wodoru (spalanie wodoru). Gwiazda wchodzi do ciągu głównego.
Czas trwania etap początkowy zdeterminowana masą gwiazdy. Dla gwiazd takich jak Słońce jest to około 1 milion lat, dla gwiazdy o masie 10 M☉ około 1000 razy mniej i dla gwiazdy o masie 0,1 M☉ tysiące razy więcej.
Młode gwiazdy o małej masie
Na początku ewolucji gwiazda o małej masie ma promienne jądro i otoczkę konwekcyjną (ryc. 82, I).
Na etapie ciągu głównego gwiazda świeci dzięki uwolnieniu energii w reakcjach jądrowych konwersji wodoru w hel. Dopływ wodoru zapewnia jasność gwiazdy o masie 1 M☉ w przybliżeniu w ciągu 10 10 lat. Gwiazdy większa masa szybciej zużywają wodór: na przykład gwiazda o masie 10 M☉ zużyje wodór w czasie krótszym niż 10 7 lat (jasność jest proporcjonalna do czwartej potęgi masy).
Gwiazdy o małej masie
W miarę wypalania się wodoru centralne obszary gwiazdy ulegają znacznej kompresji.
Gwiazdy o dużej masie
Po osiągnięciu ciągu głównego następuje ewolucja gwiazdy o dużej masie (>1,5 M☉) zależy od warunków spalania paliwa jądrowego we wnętrzu gwiazdy. Na scenie ciąg główny jest to spalanie wodoru, ale w przeciwieństwie do gwiazd o małej masie, w jądrze dominują reakcje cyklu węgiel-azot. W tym cyklu atomy C i N pełnią rolę katalizatorów. Szybkość uwalniania energii w reakcjach takiego cyklu jest proporcjonalna do T 17. Dlatego w rdzeniu powstaje rdzeń konwekcyjny, otoczony strefą, w której przenoszenie energii odbywa się poprzez promieniowanie.
Jasność gwiazd o dużej masie jest znacznie wyższa niż jasność Słońca, a wodór zużywa się znacznie szybciej. Wynika to również z faktu, że temperatura w centrum takich gwiazd jest również znacznie wyższa.
W miarę zmniejszania się udziału wodoru w materii rdzenia konwekcyjnego maleje szybkość uwalniania energii. Ponieważ jednak szybkość uwalniania zależy od jasności, rdzeń zaczyna się ściskać, a tempo uwalniania energii pozostaje stałe. W tym samym czasie gwiazda rozszerza się i przesuwa w obszar czerwonych olbrzymów.
Gwiazdy o małej masie
Do czasu całkowitego wypalenia się wodoru w centrum gwiazdy o małej masie tworzy się mały rdzeń helowy. W jądrze gęstość materii i temperatura osiągają wartości odpowiednio 10,9 kg/m i 10,8 K. Spalanie wodoru następuje na powierzchni rdzenia. Wraz ze wzrostem temperatury w rdzeniu wzrasta szybkość wypalania wodoru i wzrasta jasność. Strefa promienna stopniowo zanika. A ze względu na wzrost prędkości przepływów konwekcyjnych zewnętrzne warstwy gwiazdy napełniają się. Zwiększa się jej rozmiar i jasność - gwiazda zamienia się w czerwonego olbrzyma (ryc. 82, II).
Gwiazdy o dużej masie
Kiedy wodór w gwieździe o dużej masie całkowicie się wyczerpie, w jądrze zaczyna zachodzić potrójna reakcja helowa i jednocześnie reakcja powstawania tlenu (3He=>C i C+He=>0). W tym samym czasie wodór zaczyna się palić na powierzchni rdzenia helu. Pojawi się źródło pierwszej warstwy.
Zapas helu wyczerpuje się bardzo szybko, ponieważ w opisanych reakcjach w każdym elementarnym akcie uwalniana jest stosunkowo niewielka ilość energii. Obraz się powtarza, w gwieździe pojawiają się źródła dwuwarstwowe, a w jądrze rozpoczyna się reakcja C+C=>Mg.
Ścieżka ewolucji okazuje się bardzo złożona (ryc. 84). Na diagramie Hertzsprunga-Russella gwiazda porusza się wzdłuż sekwencji olbrzymów lub (przy bardzo dużej masie w obszarze nadolbrzyma) okresowo staje się Cephei.
Stare gwiazdy o małej masie
W przypadku gwiazdy o małej masie ostatecznie prędkość przepływu konwekcyjnego na pewnym poziomie osiąga sekundę prędkość ucieczki, skorupa odpada, a gwiazda zamienia się w biały karzeł otoczony mgławicą planetarną.
Tor ewolucyjny gwiazdy o małej masie na diagramie Hertzsprunga-Russella pokazano na Rycinie 83.
Śmierć gwiazd o dużej masie
Gwiazda o dużej masie ma pod koniec swojej ewolucji bardzo złożoną strukturę. Każda warstwa ma swój własny skład chemiczny, reakcje jądrowe zachodzą w kilku źródłach warstw, a w środku powstaje żelazny rdzeń (ryc. 85).
Reakcje jądrowe z żelazem nie zachodzą, ponieważ wymagają wydatku (a nie uwolnienia) energii. Dlatego żelazny rdzeń szybko się kurczy, wzrasta w nim temperatura i gęstość, osiągając fantastyczne wartości - temperaturę 10,9 K i ciśnienie 10,9 kg/m 3. Materiał ze strony
W tym momencie rozpoczynają się dwa ważne procesy, które zachodzą w jądrze jednocześnie i bardzo szybko (najwyraźniej w ciągu kilku minut). Po pierwsze, podczas zderzeń jądrowych atomy żelaza rozpadają się na 14 atomów helu, po drugie, elektrony są „wciskane” w protony, tworząc neutrony. Obydwa procesy wiążą się z absorpcją energii, a temperatura w rdzeniu (także ciśnienie) natychmiastowo spada. Zewnętrzne warstwy gwiazdy zaczynają opadać w kierunku środka.
Opadnięcie zewnętrznych warstw prowadzi do gwałtownego wzrostu w nich temperatury. Wodór, hel i węgiel zaczynają się palić. Towarzyszy temu potężny strumień neutronów pochodzący z centralnego jądra. W rezultacie potężny wybuch jądrowy, wyrzucając zewnętrzne warstwy gwiazdy, zawierające już wszystkie ciężkie pierwiastki, aż do kalifornu. Według współczesnych poglądów wszystkie atomy ciężkich pierwiastków chemicznych (tj. cięższych od helu) powstały we Wszechświecie właśnie w rozbłyskach
Badanie ewolucji gwiazd nie jest możliwe poprzez obserwację tylko jednej gwiazdy – wiele zmian w gwiazdach zachodzi zbyt wolno, aby można je było zauważyć nawet po wielu stuleciach. Dlatego naukowcy badają wiele gwiazd, z których każda jest na pewnym etapie koło życia. W ciągu ostatnich kilku dekad szerokie zastosowanie w astrofizyce otrzymano modelowanie struktury gwiazd z wykorzystaniem technologii komputerowej.
Encyklopedyczny YouTube
1 / 5
✪ Gwiazdy i ewolucja gwiazd (z narracją astrofizyka Siergieja Popowa)
✪ Gwiazdy i ewolucja gwiazd (z narracją Siergieja Popowa i Ilgonisa Vilksa)
✪ Ewolucja gwiazd. Ewolucja niebieskiego olbrzyma w 3 minuty
✪ Surdin V.G. Gwiezdna ewolucja, część 1
✪ S. A. Lamzin – „Gwiazdna ewolucja”
Napisy na filmie obcojęzycznym
Fuzja termojądrowa we wnętrzach gwiazd
Młode gwiazdy
Proces powstawania gwiazd można opisać w sposób jednolity, jednak kolejne etapy ewolucji gwiazdy zależą niemal wyłącznie od jej masy i dopiero na samym końcu ewolucji gwiazdy może odegrać rolę jej skład chemiczny.
Młode gwiazdy o małej masie
Młode gwiazdy o małej masie (do trzech mas Słońca) [ ], które zbliżają się do ciągu głównego, są całkowicie konwekcyjne – proces konwekcji obejmuje całe ciało gwiazdy. Są to zasadniczo protogwiazdy, w centrach których dopiero zaczynają się reakcje jądrowe, a całe promieniowanie zachodzi głównie z powodu kompresja grawitacyjna. Dopóki nie zostanie ustalona równowaga hydrostatyczna, jasność gwiazdy maleje przy stałej efektywnej temperaturze. Na diagramie Hertzsprunga-Russella takie gwiazdy tworzą prawie pionowy tor zwany torem Hayashi. W miarę jak kompresja maleje, młoda gwiazda zbliża się do ciągu głównego. Obiekty tego typu kojarzone są z gwiazdami T Tauri.
W tym czasie w przypadku gwiazd o masie większej niż 0,8 masy Słońca rdzeń staje się przezroczysty dla promieniowania i dominuje transfer energii radiacyjnej w jądrze, ponieważ konwekcja jest coraz bardziej utrudniana przez rosnące zagęszczenie materii gwiazdowej. W zewnętrznych warstwach ciała gwiazdy dominuje konwekcyjny transfer energii.
Nie wiadomo do końca, jakie cechy mają gwiazdy o mniejszej masie w momencie wejścia do ciągu głównego, gdyż czas przebywania tych gwiazd w kategorii młodych przekracza wiek Wszechświata [ ] . Wszystkie pomysły na ewolucję tych gwiazd opierają się wyłącznie na obliczeniach numerycznych i modelowaniu matematycznym.
W miarę kurczenia się gwiazdy ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego zaczyna rosnąć, a po osiągnięciu pewnego promienia gwiazdy kompresja ustaje, co prowadzi do zatrzymania dalszego wzrostu temperatury w jądrze gwiazdy spowodowanego przez kompresji, a następnie jej zmniejszenia. Nie dzieje się tak w przypadku gwiazd o masie mniejszej niż 0,0767 masy Słońca: uwolnionych podczas reakcje jądrowe nigdy nie będzie wystarczającej ilości energii, aby zrównoważyć ciśnienie wewnętrzne i kompresję grawitacyjną. Takie „understars” emitują więcej energii, niż powstają w procesie reakcje termojądrowe i należą do tak zwanych brązowych karłów. Ich los polega na ciągłym sprężaniu, aż do zatrzymania go przez ciśnienie zdegenerowanego gazu, a następnie stopniowym ochłodzeniu wraz z ustaniem wszelkich rozpoczętych reakcji termojądrowych.
Młode gwiazdy o średniej masie
Młode gwiazdy o masie pośredniej (od 2 do 8 mas Słońca) [ ] ewoluują jakościowo dokładnie w taki sam sposób, jak ich mniejsze siostry i bracia, z tym wyjątkiem, że nie mają stref konwekcyjnych aż do ciągu głównego.
Obiekty tego typu kojarzone są z tzw. Gwiazdy Ae\Be Herbig ze zmiennymi nieregularnymi klasa spektralna B-F0. Wykazują także dyski i dżety bipolarne. Szybkość wypływu materii z powierzchni, jasność i efektywna temperatura są znacznie wyższe niż w przypadku T Tauri, dzięki czemu skutecznie podgrzewają i rozpraszają pozostałości obłoku protogwiazdowego.
Młode gwiazdy o masie większej niż 8 mas Słońca
Gwiazdy o takich masach mają już cechy normalne gwiazdy, ponieważ przeszły przez wszystkie etapy pośrednie i były w stanie osiągnąć takie tempo reakcji jądrowych, które kompensowało energię utraconą na skutek promieniowania podczas gromadzenia masy, aby osiągnąć równowagę hydrostatyczną jądra. W przypadku tych gwiazd wypływ masy i jasności jest tak duży, że nie tylko powstrzymują grawitacyjne zapadanie się zewnętrznych obszarów obłoku molekularnego, które nie stały się jeszcze częścią gwiazdy, ale wręcz przeciwnie, je rozpraszają. Zatem masa powstałej gwiazdy jest zauważalnie mniejsza niż masa obłoku protogwiazdowego. Najprawdopodobniej wyjaśnia to brak w naszej galaktyce gwiazd o masie większej niż około 300 mas Słońca.
Średni cykl życia gwiazdy
Gwiazdy występują w szerokiej gamie kolorów i rozmiarów. Według klasy widmowej wahają się od gorącego błękitu do zimnej czerwieni, a według masy - od 0,0767 do około 300 mas Słońca. najnowsze szacunki. Jasność i kolor gwiazdy zależą od temperatury jej powierzchni, która z kolei zależy od jej masy. Wszystkie nowe gwiazdy „zajmują swoje miejsce” w ciągu głównym zgodnie ze swoimi skład chemiczny i masa. Oczywiście nie mówimy o fizycznym ruchu gwiazdy, a jedynie o jej położeniu na wskazanym schemacie, w zależności od parametrów gwiazdy. W rzeczywistości ruch gwiazdy wzdłuż diagramu odpowiada jedynie zmianie parametrów gwiazdy.
Termonuklearne „spalanie” materii, wznowione na nowym poziomie, powoduje potworną ekspansję gwiazdy. Gwiazda „pęcznieje”, staje się bardzo „luźna”, a jej rozmiar zwiększa się około 100 razy. Zatem gwiazda staje się czerwonym olbrzymem, a faza spalania helu trwa około kilku milionów lat. Prawie wszystkie czerwone olbrzymy to gwiazdy zmienne.
Końcowe etapy ewolucji gwiazd
Stare gwiazdy o małej masie
Obecnie nie wiadomo na pewno, co dzieje się z jasnymi gwiazdami po wyczerpaniu się zapasów wodoru w ich jądrach. Ponieważ wiek Wszechświata wynosi 13,7 miliarda lat, co nie jest wystarczające, aby wyczerpać się zapas paliwa wodorowego w takich gwiazdach, współczesne teorie opierają się na modelowanie komputerowe procesy zachodzące w takich gwiazdach.
Niektóre gwiazdy mogą syntetyzować hel tylko w określonych strefach aktywnych, powodując niestabilność i silne wiatry gwiazdowe. W tym przypadku nie dochodzi do powstania mgławicy planetarnej, a gwiazda jedynie wyparowuje, stając się jeszcze mniejsza niż brązowy karzeł [ ] .
Gwiazda o masie mniejszej niż 0,5 Słońca nie jest w stanie przekształcić helu nawet po zatrzymaniu w jej jądrze reakcji obejmujących wodór - masa takiej gwiazdy jest zbyt mała, aby zapewnić nową fazę kompresji grawitacyjnej w stopniu wystarczającym do „zapalenia się” hel Do takich gwiazd należą czerwone karły, takie jak Proxima Centauri, których czas przebywania w ciągu głównym waha się od dziesiątek miliardów do dziesiątków bilionów lat. Po ustaniu reakcji termojądrowych w ich rdzeniach, stopniowo ochładzając się, będą nadal słabo emitować w zakresie podczerwieni i mikrofal widma elektromagnetycznego.
Gwiazdy średniej wielkości
Po osiągnięciu gwiazda średni rozmiar(od 0,4 do 3,4 mas Słońca) [ ] fazy czerwonego olbrzyma, w jej rdzeniu kończy się wodór i rozpoczynają się reakcje syntezy węgla z helu. Proces ten zachodzi przy więcej wysokie temperatury w związku z tym zwiększa się przepływ energii z jądra, w wyniku czego zewnętrzne warstwy gwiazdy zaczynają się rozszerzać. Początek syntezy węgla wyznacza nowy etap w życiu gwiazdy i trwa przez pewien czas. W przypadku gwiazdy podobnej wielkości do Słońca proces ten może trwać około miliarda lat.
Zmiany w ilości emitowanej energii powodują, że gwiazda przechodzi okresy niestabilności, w tym zmiany rozmiaru, temperatury powierzchni i uwalniania energii. Energia wyjściowa przesuwa się w stronę promieniowania o niskiej częstotliwości. Wszystko to towarzyszy rosnącej utracie masy na skutek silnych wiatrów gwiazdowych i intensywnych pulsacji. Gwiazdy w tej fazie nazywane są „gwiazdami późnego typu” (również „gwiazdami na emeryturze”), Gwiazdy OH-IR lub gwiazdy podobne do Miry, w zależności od ich dokładnej charakterystyki. Wyrzucony gaz jest stosunkowo bogaty w ciężkie pierwiastki wytwarzane we wnętrzu gwiazdy, takie jak tlen i węgiel. Gaz tworzy rozszerzającą się powłokę i ochładza się w miarę oddalania się od gwiazdy, tworząc możliwą edukację cząsteczki i cząsteczki kurzu. Z mocnym promieniowanie podczerwone gwiazdy źródłowe powstają w takich powłokach idealne warunki aktywować kosmiczne masery.
Reakcje termojądrowego spalania helu są bardzo wrażliwe na temperaturę. Czasami prowadzi to do dużej niestabilności. Powstają silne pulsacje, które w rezultacie nadają wystarczające przyspieszenie zewnętrznym warstwom, aby zostały wyrzucone i zamieniły się w mgławicę planetarną. W centrum takiej mgławicy pozostaje nagie jądro gwiazdy, w którym zatrzymują się reakcje termojądrowe, a gdy się ochładza, zamienia się w białego karła helowego, zwykle o masie do 0,5-0,6 masy Słońca i średnicy rzędu średnicy Ziemi.
Zdecydowana większość gwiazd, w tym Słońce, kończy swoją ewolucję poprzez kurczenie się, aż ciśnienie zdegenerowanych elektronów zrównoważy grawitację. W tym stanie, gdy rozmiar gwiazdy zmniejsza się stukrotnie, a gęstość staje się milion razy większa niż gęstość wody, gwiazdę nazywa się białym karłem. Jest pozbawiony źródeł energii i stopniowo ochładzając się, staje się niewidzialnym czarnym karłem.
W gwiazdach masywniejszych od Słońca ciśnienie zdegenerowanych elektronów nie jest w stanie zatrzymać dalszej kompresji jądra i elektrony zaczynają być „wciskane” w jądra atomowe, co zamienia protony w neutrony, pomiędzy którymi nie występują siły odpychania elektrostatycznego. Ta neutronizacja materii prowadzi do tego, że wielkość gwiazdy, która jest obecnie jednym ogromnym jądrem atomowym, mierzy się w kilku kilometrach, a jej gęstość jest 100 milionów razy większa od gęstości wody. Taki obiekt nazywany jest gwiazdą neutronową; jego równowaga jest utrzymywana przez ciśnienie zdegenerowanej materii neutronów.
Supermasywne gwiazdy
Gdy gwiazda o masie większej niż pięć mas Słońca wejdzie w fazę czerwonego nadolbrzyma, jej jądro zaczyna się kurczyć pod wpływem grawitacji. Wraz ze wzrostem kompresji wzrasta temperatura i gęstość, a nowa sekwencja reakcje termojądrowe. W takich reakcjach syntezowane są coraz cięższe pierwiastki: hel, węgiel, tlen, krzem i żelazo, co czasowo powstrzymuje zapadnięcie się jądra.
W rezultacie w miarę tworzenia się coraz cięższych pierwiastków układu okresowego, żelazo-56 jest syntetyzowane z krzemu. Na tym etapie dochodzi do dalszej egzotermii fuzja termojądrowa staje się niemożliwe, ponieważ jądro żelaza-56 ma maksymalny defekt masy i tworzenie cięższych jąder z uwolnieniem energii jest niemożliwe. Dlatego, gdy żelazny rdzeń gwiazdy osiąga określony rozmiar, ciśnienie w nim nie jest już w stanie wytrzymać ciężaru leżących nad nim warstw gwiazdy i następuje natychmiastowe zapadnięcie się jądra wraz z neutronizacją jego materii.
To, co stanie się potem, nie jest jeszcze do końca jasne, ale w każdym razie procesy zachodzące w ciągu kilku sekund prowadzą do eksplozji supernowej o niesamowitej sile.
Wypychane są silne strumienie neutrin i wirujące pole magnetyczne bardzo materiał zgromadzony przez gwiazdę [ ] - tzw. elementy siedzeń, obejmujące elementy żelazne i lżejsze. Wybuchająca materia jest bombardowana przez uciekające z jądra gwiazdy neutrony, wychwytując je i tworząc w ten sposób zestaw pierwiastków cięższych od żelaza, w tym radioaktywnych, aż do uranu (a być może nawet kalifornu). Zatem eksplozje supernowych wyjaśniają obecność materia międzygwiazdowa pierwiastki cięższe od żelaza, ale to nie jedyne możliwy sposób ich powstawanie, czego dowodem są na przykład gwiazdy technetu.
fala uderzeniowa I Dżety neutrin unoszą materię umierająca gwiazda [ ] W przestrzeń międzygwiazdowa. Następnie, gdy ochładza się i przemieszcza w przestrzeni, ta materia supernowej może zderzyć się z innymi kosmicznymi „ratunkami” i być może wziąć udział w powstawaniu nowych gwiazd, planet lub satelitów.
Procesy zachodzące podczas powstawania supernowej są wciąż badane i jak dotąd nie ma jasności w tej kwestii. Wątpliwe jest również to, co faktycznie pozostało z oryginalnej gwiazdy. Rozważane są jednak dwie opcje: gwiazdy neutronowe i czarne dziury.
Gwiazdy neutronowe
Wiadomo, że w niektórych supernowych silna grawitacja w głębinach nadolbrzyma zmusza elektrony do absorpcji przez jądro atomowe, gdzie łącząc się z protonami tworzą neutrony. Proces ten nazywa się neutronizacją. Siły elektromagnetyczne, oddzielające pobliskie jądra, znikają. Jądro gwiazdy jest teraz gęstą kulą jądra atomowe i poszczególne neutrony.
Takie gwiazdy, zwane gwiazdami neutronowymi, są niezwykle małe – nie większe niż duże miasto i są niewyobrażalne duża gęstość. Ich okres orbitalny staje się niezwykle krótki wraz ze zmniejszaniem się rozmiaru gwiazdy (ze względu na zachowanie momentu pędu). Niektóre gwiazdy neutronowe obracają się 600 razy na sekundę. Dla niektórych z nich kąt pomiędzy wektorem promieniowania a osią obrotu może być taki, że Ziemia wpadnie w stożek utworzony przez to promieniowanie; w tym przypadku możliwe jest wykrycie impulsu promieniowania powtarzającego się w odstępach równych okresowi obiegu gwiazdy. Takie gwiazdy neutronowe nazwano „pulsarami” i stały się pierwszymi odkrytymi. gwiazdy neutronowe.
Czarne dziury
Nie wszystkie gwiazdy po przejściu przez fazę wybuchu supernowej stają się gwiazdami neutronowymi. Jeśli gwiazda ma dość duża masa, wówczas zapadanie się takiej gwiazdy będzie kontynuowane, a same neutrony zaczną opadać do wewnątrz, aż jej promień stanie się mniejszy niż promień Schwarzschilda. Następnie gwiazda staje się czarną dziurą.
Istnienie czarnych dziur przewidywała ogólna teoria względności. Zgodnie z tą teorią,
Życie gwiazd składa się z kilku etapów, przez które przez miliony i miliardy lat luminarze stale dążą do nieuniknionego finału, zamieniając się w jasne rozbłyski lub ponure czarne dziury.
Żywotność gwiazdy dowolnego typu jest niewiarygodnie długa i trudny proces towarzyszą zjawiska skala kosmiczna. Jego wszechstronność jest po prostu niemożliwa do pełnego prześledzenia i zbadania, nawet przy użyciu całego arsenału nowoczesna nauka. Ale na podstawie tych unikalna wiedza, gromadzone i przetwarzane przez cały okres istnienia ziemskiej astronomii, stają się dla nas dostępne całe pokłady najcenniejszych informacji. Dzięki temu możliwe jest powiązanie sekwencji epizodów z cyklu życia luminarzy w stosunkowo spójne teorie i modelowanie ich rozwoju. Jakie są te etapy?
Nie przegap wizualnej, interaktywnej aplikacji „”!
Odcinek I. Protogwiazdy
Ścieżka życia gwiazd, jak wszystkich obiektów makro i mikrokosmosu, zaczyna się od narodzin. Zdarzenie to ma swój początek w powstaniu niesamowicie ogromnej chmury, wewnątrz której pojawiają się pierwsze cząsteczki, dlatego też powstanie to nazywa się molekularnym. Czasami używany jest inny termin, który bezpośrednio odsłania istotę procesu - kolebka gwiazd.
Tylko w takiej chmurze, w efekcie siła wyższa, zdarza się niezwykle szybka kompresja jej cząstki składowe posiadają masę, czyli zapadnięcie grawitacyjne, zaczyna się formować przyszła gwiazda. Powodem tego jest przypływ energii grawitacyjnej, której część ściska cząsteczki gazu i podgrzewa chmurę macierzystą. Następnie przezroczystość formacji stopniowo zaczyna zanikać, co przyczynia się do jeszcze większego nagrzania i wzrostu ciśnienia w jej środku. Ostatnim etapem fazy protogwiazdowej jest akrecja materii opadającej na jądro, podczas której rodząca się gwiazda rośnie i staje się widoczna po tym, jak ciśnienie emitowanego światła dosłownie wymiata cały pył na obrzeża.
Znajdź protogwiazdy w Mgławicy Oriona!
Ta ogromna panorama Mgławicy Oriona pochodzi ze zdjęć. Ta mgławica jest jedną z największych i najbliższych nam kolebek gwiazd. Spróbuj znaleźć protogwiazdy w tej mgławicy, ponieważ pozwala na to rozdzielczość tej panoramy.
Odcinek II. Młode gwiazdy
Fomalhaut, zdjęcie z katalogu DSS. Wokół tej gwiazdy wciąż znajduje się dysk protoplanetarny.
Kolejnym etapem lub cyklem życia gwiazdy jest okres jej kosmicznego dzieciństwa, który z kolei dzieli się na trzy etapy: młode gwiazdy mniejszych (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.
Odcinek III. Rozkwit życia gwiazdy
Słońce sfotografowane w linii H alfa. Nasza gwiazda jest w doskonałej formie.
W połowie swojego życia kosmiczne źródła światła mogą mieć szeroką gamę kolorów, mas i wymiarów. Paleta kolorów waha się od odcieni niebieskawych do czerwonych, a ich masa może być znacznie mniejsza niż masa Słońca lub ponad trzysta razy większa. Główna sekwencja cyklu życia gwiazd trwa około dziesięciu miliardów lat. Po czym w jądrze ciała kosmicznego kończy się wodór. Moment ten uważa się za przejście obiektu w kolejny etap. Z powodu wyczerpywania się zasobów wodoru w rdzeniu reakcje termojądrowe ustają. Jednak w okresie ponownej kompresji gwiazdy rozpoczyna się zapadnięcie, co prowadzi do wystąpienia reakcji termojądrowych z udziałem helu. Proces ten stymuluje po prostu niesamowitą ekspansję gwiazdy. A teraz jest uważany za czerwonego olbrzyma.
Odcinek IV. Koniec istnienia gwiazd i ich śmierć
Stare gwiazdy, podobnie jak ich młode odpowiedniki, dzielą się na kilka typów: gwiazdy o małej masie, średniej wielkości, supermasywne i. Jeśli chodzi o obiekty o małej masie, nadal nie można dokładnie powiedzieć, jakie procesy zachodzą z nimi w ostatnich stadiach istnienia. Wszystkie tego typu zjawiska opisywane są hipotetycznie za pomocą symulacji komputerowych, a nie na podstawie wnikliwych obserwacji. Po ostatecznym wypaleniu węgla i tlenu, otoczka atmosferyczna gwiazdy zwiększa się, a jej składnik gazowy gwałtownie traci. Na końcu swojej ścieżki ewolucyjnej gwiazdy są wielokrotnie ściskane, a wręcz przeciwnie, ich gęstość znacznie wzrasta. Taka gwiazda jest uważana za białego karła. Po fazie życia następuje okres czerwonego nadolbrzyma. Ostatnią rzeczą w cyklu życia gwiazdy jest jej przemiana w wyniku bardzo silnej kompresji w gwiazdę neutronową. Jednak nie wszystkie takie ciała kosmiczne stają się takie. Niektóre, najczęściej o największych parametrach (ponad 20-30 mas Słońca), w wyniku zapadnięcia się stają się czarnymi dziurami.
Interesujące fakty na temat cykli życia gwiazd
Jedną z najbardziej osobliwych i niezwykłych informacji z gwiezdnego życia w kosmosie jest to, że zdecydowana większość naszych ciał niebieskich znajduje się w fazie czerwonych karłów. Takie obiekty mają masę znacznie mniejszą niż masa Słońca.
Całkiem interesujące jest również to, że przyciąganie magnetyczne gwiazd neutronowych jest miliardy razy większe niż podobne promieniowanie gwiazdy ziemskiej.
Wpływ masy na gwiazdę
Kolejnym równie interesującym faktem jest czas istnienia największych znanych typów gwiazd. Z uwagi na to, że ich masa może być setki razy większa od masy Słońca, uwalniana przez nie energia jest również wielokrotnie większa, czasem nawet miliony razy. W związku z tym ich żywotność jest znacznie krótsza. W niektórych przypadkach ich istnienie trwa zaledwie kilka milionów lat, w porównaniu z miliardami lat życia gwiazd o małej masie.
Ciekawostką jest także kontrast pomiędzy czarnymi dziurami a białymi karłami. Warto zauważyć, że te pierwsze powstają z najbardziej gigantycznych gwiazd pod względem masy, a drugie, wręcz przeciwnie, z najmniejszych.
We Wszechświecie istnieje ogromna liczba unikalnych zjawisk, o których możemy mówić bez końca, ponieważ przestrzeń jest wyjątkowo słabo zbadana i zbadana. Cała ludzka wiedza o gwiazdach i ich cyklach życia, jaką posiada współczesna nauka, wywodzi się głównie z obserwacji i obliczeń teoretycznych. Tak mało zbadane zjawiska i obiekty stanowią podstawę nieustannej pracy tysięcy badaczy i naukowców: astronomów, fizyków, matematyków i chemików. Dzięki ich ciągłej pracy wiedza ta jest stale gromadzona, uzupełniana i zmieniana, dzięki czemu staje się coraz dokładniejsza, rzetelna i wszechstronna.
Chociaż gwiazdy wydają się wieczne w ludzkiej skali czasu, one, jak wszystko w naturze, rodzą się, żyją i umierają. Zgodnie z ogólnie przyjętą hipotezą obłoku gazowo-pyłowego, gwiazda rodzi się w wyniku grawitacyjnej kompresji międzygwiazdowego obłoku gazowo-pyłowego. Gdy taka chmura gęstnieje, najpierw się tworzy protogwiazda, temperatura w jej środku stale rośnie, aż osiągnie granicę niezbędną, aby prędkość termicznego ruchu cząstek przekroczyła próg, po przekroczeniu którego protony są w stanie pokonać makroskopowe siły wzajemnego odpychania elektrostatycznego ( cm. Prawo Coulomba) i wchodzi w reakcję syntezy termojądrowej ( cm. Rozpad i synteza jądrowa).
W wyniku wieloetapowej reakcji syntezy termojądrowej cztery protony ostatecznie tworzą jądro helu (2 protony + 2 neutrony) i uwalnia się cała fontanna różnych cząstek elementarnych. W stanie końcowym całkowita masa powstałych cząstek wynosi mniej masy czterech początkowych protonów, co oznacza, że podczas reakcji uwalniana jest energia swobodna ( cm. Teoria względności). Z tego powodu wewnętrzne jądro nowonarodzonej gwiazdy szybko nagrzewa się do bardzo wysokich temperatur, a nadmiar energii zaczyna rozpryskiwać się w stronę mniej gorącej powierzchni – i na zewnątrz. W tym samym czasie ciśnienie w centrum gwiazdy zaczyna rosnąć ( cm. Równanie stanu gazu doskonałego). Zatem „spalając” wodór w procesie reakcji termojądrowej, gwiazda nie pozwala, aby siły przyciągania grawitacyjnego skompresowały się do stanu supergęstego, przeciwdziałając zapadnięciu grawitacyjnemu przy stale odnawianym wewnętrznym ciśnieniu termicznym, w wyniku czego powstaje stabilny równowaga energetyczna. Mówi się, że gwiazdy aktywnie spalające wodór znajdują się w „pierwotnej fazie” swojego cyklu życia lub ewolucji ( cm. diagram Hertzsprunga-Russella). Nazywa się przemianą jednego pierwiastka chemicznego w inny wewnątrz gwiazdy fuzja nuklearna Lub nukleosynteza.
W szczególności Słońce znajduje się na aktywnym etapie spalania wodoru w procesie aktywnej nukleosyntezy od około 5 miliardów lat, a zapasy wodoru w jądrze do jego kontynuacji powinny wystarczyć naszemu luminarzowi na kolejne 5,5 miliarda lat. Im masywniejsza gwiazda, tym większe są w niej zapasy paliwa wodorowego, jednak aby przeciwdziałać siłom zapadania się grawitacyjnego, gwiazda musi spalać wodór z intensywnością przekraczającą tempo wzrostu rezerw wodoru w miarę wzrostu masy gwiazdy. Zatem im masywniejsza gwiazda, tym krótszy jest jej czas życia, wynikający z wyczerpywania się zapasów wodoru, a największe gwiazdy dosłownie wypalają się w ciągu „kilkudziesięciu” dziesiątków milionów lat. Z drugiej strony najmniejsze gwiazdy żyją wygodnie przez setki miliardów lat. Zatem w tej skali nasze Słońce należy do „silnej klasy średniej”.
Jednak prędzej czy później każda gwiazda zużyje cały wodór nadający się do spalenia w swoim piecu termojądrowym. Co dalej? Zależy to również od masy gwiazdy. Słońce (i wszystkie gwiazdy nie przekraczające swojej masy więcej niż ośmiokrotnie) kończą moje życie w bardzo banalny sposób. W miarę jak wyczerpują się zapasy wodoru we wnętrzu gwiazdy, siły kompresji grawitacyjnej, które cierpliwie czekają na tę godzinę od samego momentu narodzin gwiazdy, zaczynają zyskiwać przewagę – i pod ich wpływem gwiazda zaczyna się kurczyć i gęstnieć. Proces ten ma dwojaki efekt: temperatura w warstwach bezpośrednio wokół jądra gwiazdy wzrasta do poziomu, przy którym zawarty w nich wodór ostatecznie ulega fuzji termojądrowej, tworząc hel. Jednocześnie temperatura w samym rdzeniu, składającym się teraz prawie wyłącznie z helu, wzrasta tak bardzo, że sam hel – rodzaj „popiołu” zanikającej pierwotnej reakcji nukleosyntezy – wchodzi w nową reakcję syntezy termojądrowej: z trzech z jąder helu powstaje jedno jądro węgla. Ten proces wtórnej reakcji syntezy termojądrowej, napędzany produktami reakcji pierwotnej, jest jednym z kluczowych momentów w cyklu życia gwiazd.
Podczas wtórnego spalania helu w jądrze gwiazdy uwalnia się tak dużo energii, że gwiazda dosłownie zaczyna się napełniać. W szczególności powłoka Słońca na tym etapie życia rozszerzy się poza orbitę Wenus. W tym przypadku całkowita energia promieniowania gwiazdy pozostaje w przybliżeniu na tym samym poziomie, co w głównej fazie jej życia, ale ponieważ energia ta jest teraz emitowana na znacznie większej powierzchni, zewnętrzna warstwa gwiazdy ochładza się do czerwona część widma. Gwiazda zamienia się w czerwony olbrzym.
W przypadku gwiazd klasy słonecznej, po wyczerpaniu się paliwa zasilającego reakcję wtórnej nukleosyntezy, etap zapadania się grawitacyjnego rozpoczyna się ponownie – tym razem ostateczny. Temperatura wewnątrz rdzenia nie jest już w stanie wzrosnąć do poziomu niezbędnego do zainicjowania kolejnego poziomu reakcji termojądrowej. Dlatego gwiazda kurczy się, dopóki siły przyciągania grawitacyjnego nie zostaną zrównoważone przez następną barierę sił. Jego rolę odgrywa zdegenerowane ciśnienie gazu elektronowego(cm. granica Chandrasekhara). Elektrony, które do tego etapu pełniły w ewolucji gwiazdy rolę bezrobotnych statystów, nie uczestnicząc w reakcjach syntezy jądrowej i swobodnie przemieszczając się pomiędzy jądrami w procesie syntezy, na pewnym etapie kompresji zostają pozbawione „przestrzeni życiowej” i zaczynają „stawiać opór” dalszej grawitacyjnej kompresji gwiazdy. Stan gwiazdy stabilizuje się i zamienia się w zdegenerowaną biały karzeł, który będzie wypromieniowywał ciepło resztkowe w przestrzeń, aż do całkowitego ochłodzenia.
Gwiazdy masywniejsze od Słońca czeka znacznie bardziej spektakularny koniec. Po spaleniu helu ich masa podczas sprężania okazuje się wystarczająca do ogrzania rdzenia i powłoki do temperatur niezbędnych do uruchomienia kolejnych reakcji nukleosyntezy - węgla, potem krzemu, magnezu - i tak dalej, w miarę wzrostu mas jądrowych. Co więcej, wraz z rozpoczęciem każdej nowej reakcji w jądrze gwiazdy poprzednia jest kontynuowana w jej powłoce. Tak naprawdę wszystkie pierwiastki chemiczne, w tym żelazo, tworzące Wszechświat, powstały właśnie w wyniku nukleosyntezy w głębinach umierających gwiazd tego typu. Ale żelazo jest granicą; nie może służyć jako paliwo do reakcji syntezy jądrowej lub rozpadu w dowolnej temperaturze i ciśnieniu, ponieważ zarówno jego rozpad, jak i dodanie do niego dodatkowych nukleonów wymaga dopływu energii zewnętrznej. W rezultacie masywna gwiazda stopniowo gromadzi w sobie żelazny rdzeń, który nie może służyć jako paliwo do dalszych reakcji jądrowych.
Kiedy temperatura i ciśnienie wewnątrz jądra osiągną określony poziom, elektrony zaczynają oddziaływać z protonami jąder żelaza, w wyniku czego powstają neutrony. I w bardzo krótkim czasie – niektórzy teoretycy uważają, że zajmuje to kilka sekund – elektrony uwolnione podczas poprzedniej ewolucji gwiazdy dosłownie rozpuszczają się w protonach jąder żelaza, cała substancja jądra gwiazdy zamienia się w stałą wiązkę neutronów i zaczyna gwałtownie się ściskać w wyniku kolapsu grawitacyjnego, ponieważ przeciwdziałające ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego spada do zera. Zewnętrzna powłoka gwiazdy, spod której wybijane jest całe wsparcie, zapada się w kierunku środka. Energia zderzenia zapadniętej powłoki zewnętrznej z jądrem neutronowym jest tak duża, że odbija się z ogromną prędkością i rozprasza się we wszystkich kierunkach od jądra - a gwiazda dosłownie eksploduje w oślepiającym błysku supernowa gwiazdy. W ciągu kilku sekund eksplozja supernowej może wyzwolić w przestrzeń kosmiczną więcej energii niż wszystkie gwiazdy w galaktyce razem wzięte.
Po wybuchu supernowej i ekspansji powłoki gwiazd o masie około 10-30 mas Słońca, postępujący zapad grawitacyjny prowadzi do powstania gwiazdy neutronowej, której materia jest ściskana, aż zacznie być odczuwalna ciśnienie zdegenerowanych neutronów - innymi słowy, teraz neutrony (tak jak wcześniej elektrony) zaczynają stawiać opór dalszej kompresji, co wymaga do siebie przestrzeń życiowa. Zwykle ma to miejsce, gdy gwiazda osiąga średnicę około 15 km. Rezultatem jest szybko obracająca się gwiazda neutronowa, emitująca impulsy elektromagnetyczne z częstotliwością swojego obrotu; takie gwiazdy się nazywają pulsary. Wreszcie, jeśli masa jądra gwiazdy przekracza 30 mas Słońca, nic nie jest w stanie powstrzymać jej dalszego zapadania się grawitacyjnego, a eksplozja supernowej skutkuje
Narodziny gwiazd i całych galaktyk zachodzą na stałe, a także ich śmierć. Zniknięcie jednej gwiazdy rekompensuje pojawienie się drugiej, dlatego wydaje nam się, że na niebie stale znajdują się te same gwiazdy.
Gwiazdy swoje narodziny zawdzięczają procesowi kompresji obłoku międzygwiazdowego, na który wpływa silny spadek ciśnienia gazu. W zależności od masy sprężonego gazu zmienia się liczba rodzących się gwiazd: jeśli jest mała, rodzi się jedna gwiazda, jeśli jest duża, możliwe jest utworzenie całej gromady.
Etapy powstawania gwiazdy
Tutaj należy rozróżnić dwa główne etapy - szybką kompresję protogwiazdy i powolną. W pierwszym przypadku cechą wyróżniającą jest grawitacja: materia protogwiazdy ulega niemal swobodnemu opadaniu w kierunku jej środka. Na tym etapie temperatura gazu pozostaje niezmieniona, czas jego trwania wynosi około 100 tysięcy lat i w tym czasie wielkość protogwiazdy maleje bardzo znacząco.
A jeśli na pierwszym etapie nadmiar ciepła stale uchodzi, protogwiazda staje się gęstsza. Odprowadzanie ciepła nie następuje już z tak dużą szybkością; gaz nadal ulega sprężaniu i szybkiemu nagrzewaniu. Powolna kompresja protogwiazdy trwa jeszcze dłużej – ponad dziesięć milionów lat. Po osiągnięciu bardzo wysokiej temperatury (ponad milion stopni) reakcje termojądrowe zbierają żniwo, prowadząc do zaprzestania kompresji. Następnie z protogwiazdy powstaje nowa gwiazda.
Cykl życia gwiazdy
Gwiazdy są jak żywe organizmy: rodzą się, osiągają szczyt rozwoju, a następnie umierają. Główne zmiany zaczynają się, gdy w centralnej części gwiazdy kończy się wodór. Zaczyna się wypalać już w powłoce, stopniowo zwiększając swój rozmiar, a gwiazda może zamienić się w czerwonego olbrzyma, a nawet nadolbrzyma.
Wszystkie gwiazdy mają zupełnie inne cykle życia, wszystko zależy od ich masy. Te, które ważą więcej, żyją dłużej i ostatecznie eksplodują. Nasze Słońce nie jest gwiazdą masywną, więc ciała niebieskie tego typu czeka inny koniec: stopniowo blakną i stają się gęstą strukturą zwaną białym karłem.
czerwony olbrzym
Gwiazdy, które wyczerpały zapasy wodoru, mogą osiągnąć kolosalne rozmiary. Takie luminarze nazywane są czerwonymi olbrzymami. Ich cechą wyróżniającą, oprócz wielkości, jest rozbudowana atmosfera i bardzo niska temperatura powierzchni. Badania wykazały, że nie wszystkie gwiazdy przechodzą ten etap rozwoju. Czerwonymi olbrzymami stają się tylko te gwiazdy, które mają znaczną masę.
Najbardziej uderzającymi przedstawicielami są Arcturus i Antare, których widoczne warstwy mają stosunkowo niską temperaturę, a wyładowana skorupa ma znaczny zasięg. Wewnątrz ciał zachodzi proces zapłonu helu, charakteryzujący się brakiem ostrych wahań jasności.
Biały karzeł
Małe gwiazdy pod względem wielkości i masy zamieniają się w białe karły. Ich gęstość jest niezwykle duża (około milion razy większa niż gęstość wody), dlatego substancja gwiazdy przechodzi w stan zwany „gazem zdegenerowanym”. Wewnątrz białego karła nie obserwuje się żadnych reakcji termojądrowych, a dopiero fakt ochłodzenia daje mu światło. Rozmiar gwiazdy w tym stanie jest niezwykle mały. Na przykład wiele białych karłów ma rozmiary podobne do Ziemi.