Mặt trời của chúng ta đã chiếu sáng hơn 4,5 tỷ năm. Đồng thời, nó liên tục tiêu thụ hydro. Một điều hoàn toàn rõ ràng là dù trữ lượng của nó có lớn đến đâu thì một ngày nào đó chúng cũng sẽ cạn kiệt. Và điều gì sẽ xảy ra với ánh sáng? Có một câu trả lời cho câu hỏi này. Vòng đời của một ngôi sao có thể được nghiên cứu từ các dạng vũ trụ tương tự khác. Rốt cuộc, có những tộc trưởng thực sự trong không gian, tuổi đời là 9-10 tỷ năm. Và có những ngôi sao rất trẻ. Chúng không quá vài chục triệu năm tuổi.
Do đó, bằng cách quan sát trạng thái của các ngôi sao khác nhau mà Vũ trụ “tải vào”, người ta có thể hiểu cách chúng hoạt động theo thời gian. Ở đây chúng ta có thể rút ra sự tương tự với một người quan sát ngoài hành tinh. Anh bay đến Trái đất và bắt đầu nghiên cứu về con người: trẻ em, người lớn, người già. Như vậy, trong một khoảng thời gian rất ngắn, anh đã hiểu được những thay đổi xảy ra với con người trong suốt cuộc đời.
Mặt Trời hiện là sao lùn vàng - 1
Hàng tỷ năm nữa sẽ trở thành sao khổng lồ đỏ - 2
Và sau đó nó biến thành sao lùn trắng - 3
Vì vậy, chúng ta có thể tự tin nói rằng khi trữ lượng hydro ở phần trung tâm của Mặt trời cạn kiệt, phản ứng nhiệt hạch sẽ không dừng lại. Vùng nơi quá trình này tiếp tục sẽ bắt đầu dịch chuyển về phía bề mặt ngôi sao của chúng ta. Nhưng đồng thời, lực hấp dẫn sẽ không còn khả năng tác động lên áp suất được tạo ra do phản ứng nhiệt hạch.
Kết quả là, ngôi sao sẽ bắt đầu tăng kích thước và dần dần biến thành sao khổng lồ đỏ. Đây là một vật thể không gian của giai đoạn tiến hóa muộn. Nhưng anh ấy cũng tình cờ giống như vậy giai đoạn đầu trong quá trình hình thành sao. Chỉ trong trường hợp thứ hai, sao khổng lồ đỏ mới co lại và biến thành ngôi sao trình tự chính . Tức là phản ứng tổng hợp heli từ hydro diễn ra. Nói một cách dễ hiểu, nơi vòng đời của một ngôi sao bắt đầu cũng là nơi nó kết thúc.
Mặt trời của chúng ta sẽ tăng kích thước đến mức nó sẽ nhấn chìm các hành tinh gần đó. Đó là Sao Thủy, Sao Kim và Trái Đất. Nhưng đừng sợ hãi. Ngôi sao sẽ bắt đầu chết sau vài tỷ năm nữa. Trong thời gian này, hàng chục, thậm chí có thể hàng trăm nền văn minh sẽ thay đổi. Một người sẽ chơi câu lạc bộ nhiều lần, và sau hàng ngàn năm, anh ta sẽ lại ngồi xuống máy tính. Đây là tính chu kỳ thông thường mà toàn bộ Vũ trụ dựa vào.
Nhưng trở thành người khổng lồ đỏ không có nghĩa là kết thúc. Phản ứng nhiệt hạch sẽ ném lớp vỏ bên ngoài vào không gian. Và ở trung tâm sẽ vẫn là lõi helium thiếu năng lượng. Dưới tác dụng của trọng lực, nó sẽ co lại và cuối cùng trở nên cực kỳ đặc với khối lượng lớn giáo dục không gian. Những tàn dư của những ngôi sao đã tuyệt chủng và đang nguội dần được gọi là sao lùn trắng.
Sao lùn trắng của chúng ta sẽ có bán kính nhỏ hơn 100 lần bán kính Mặt trời và độ sáng của nó sẽ giảm 10 nghìn lần. Trong trường hợp này, khối lượng sẽ tương đương với khối lượng mặt trời hiện tại và mật độ sẽ lớn hơn hàng triệu lần. Có rất nhiều sao lùn trắng như vậy trong Thiên hà của chúng ta. Số của chúng là 10% tổng số ngôi sao
Cần lưu ý rằng sao lùn trắng là hydro và heli. Nhưng chúng ta sẽ không đi sâu vào vùng hoang dã mà chỉ lưu ý rằng với lực nén mạnh, sự sụp đổ hấp dẫn có thể xảy ra. Và điều này đầy rẫy một vụ nổ khổng lồ. Đồng thời, một đèn flash được quan sát siêu tân tinh. Thuật ngữ "siêu tân tinh" không mô tả độ tuổi mà là độ sáng của tia sáng. Chỉ là sao lùn trắng đã lâu không xuất hiện trong vực thẳm vũ trụ, đột nhiên xuất hiện một luồng sáng rực rỡ.
Hầu hết các siêu tân tinh phát nổ phân tán trong không gian với tốc độ cực lớn. Và phần còn lại phần trung tâm nén lại thành một đội hình dày đặc hơn và được gọi là sao neutron. Nó là sản phẩm cuối cùng của quá trình tiến hóa sao. Khối lượng của nó tương đương với mặt trời và bán kính của nó chỉ đạt vài chục km. Một khối lập phương sao neutron cm có thể nặng hàng triệu tấn. Có khá nhiều sự hình thành như vậy trong không gian. Số lượng của chúng ít hơn khoảng một nghìn lần so với số lượng mặt trời thông thường mà bầu trời đêm của Trái đất rải rác.
Phải nói rằng vòng đời của một ngôi sao liên quan trực tiếp đến khối lượng của nó. Nếu nó có khối lượng bằng hoặc nhỏ hơn Mặt trời của chúng ta thì một sao lùn trắng sẽ xuất hiện vào cuối vòng đời của nó. Tuy nhiên, có những ngôi sao lớn gấp hàng chục, hàng trăm lần Mặt trời.
Khi những ngôi sao khổng lồ như vậy co lại khi già đi, chúng làm biến dạng không gian và thời gian đến mức thay vì một sao lùn trắng, một sao lùn trắng xuất hiện. lỗ đen. Cô ấy lực hấp dẫn lớn đến mức ngay cả những vật thể chuyển động với tốc độ ánh sáng cũng không thể vượt qua được. Kích thước của lỗ được đặc trưng bởi bán kính hấp dẫn. Đây là bán kính hình cầu giới hạn bởi chân trời sự kiện. Nó đại diện cho một giới hạn không-thời gian. Bất kì cơ thể vũ trụ, vượt qua được thì biến mất mãi mãi và không bao giờ quay trở lại.
Có rất nhiều giả thuyết về lỗ đen. Tất cả đều dựa trên lý thuyết về lực hấp dẫn, vì lực hấp dẫn là một trong những lực lượng quan trọng nhất Vũ trụ. Và chất lượng chính của nó là tính linh hoạt. Ít nhất là không có một cái nào được phát hiện những ngày này. vật thể không gian, sẽ không có tương tác hấp dẫn.
Có giả định rằng thông qua lỗ đen bạn có thể vào thế giới song song. Đó là, nó là một kênh đến một chiều không gian khác. Mọi thứ đều có thể, nhưng bất kỳ tuyên bố nào cũng cần bằng chứng thực tế. Tuy nhiên, chưa có người phàm nào có thể thực hiện một thí nghiệm như vậy.
Vì vậy, vòng đời của một ngôi sao bao gồm nhiều giai đoạn. Trong mỗi người trong số họ, ngôi sao sáng xuất hiện với một khả năng nhất định, hoàn toàn khác với những ngôi sao trước đây và tương lai. Đây là nơi mà sự độc đáo và bí ẩn nằm. không gian bên ngoài. Làm quen với anh ấy, bạn vô tình bắt đầu nghĩ rằng một người cũng trải qua nhiều giai đoạn trong quá trình phát triển của mình. Và cái vỏ mà chúng ta đang tồn tại bây giờ chỉ là một giai đoạn chuyển tiếp sang một trạng thái khác. Nhưng kết luận này một lần nữa đòi hỏi sự xác nhận thực tế..
> Vòng đời của một ngôi sao
Sự miêu tả sự sống và cái chết của các ngôi sao: các giai đoạn phát triển với hình ảnh, đám mây phân tử, tiền sao, T Tauri, dãy chính, sao khổng lồ đỏ, sao lùn trắng.
Mọi thứ trên thế giới này đều đang phát triển. Bất kỳ chu kỳ nào cũng bắt đầu bằng sự ra đời, trưởng thành và kết thúc bằng cái chết. Tất nhiên, các ngôi sao có những chu kỳ này theo một cách đặc biệt. Ít nhất chúng ta hãy nhớ rằng khung thời gian của chúng lớn hơn và được đo bằng hàng triệu tỷ năm. Ngoài ra, cái chết của họ còn mang lại những hậu quả nhất định. Nó trông như thế nào vòng đời của các ngôi sao?
Vòng đời đầu tiên của một ngôi sao: Các đám mây phân tử
Hãy bắt đầu với sự ra đời của một ngôi sao. Hãy tưởng tượng một đám mây khí phân tử lạnh khổng lồ có thể tồn tại lặng lẽ trong Vũ trụ mà không có bất kỳ thay đổi nào. Nhưng đột nhiên một siêu tân tinh phát nổ cách đó không xa hoặc va chạm với một đám mây khác. Do lực đẩy như vậy, quá trình hủy diệt được kích hoạt. Nó được chia thành nhiều phần nhỏ, mỗi phần được rút lại vào chính nó. Như bạn đã hiểu, tất cả các nhóm này đang chuẩn bị trở thành ngôi sao. Trọng lực làm nóng nhiệt độ và động lượng được lưu trữ duy trì quá trình quay. Sơ đồ bên dưới thể hiện rõ ràng chu kỳ của các ngôi sao (cuộc sống, các giai đoạn phát triển, các phương án biến đổi và cái chết). thiên thể có ảnh).
Vòng đời thứ hai của một ngôi sao: tiền sao
Vật liệu ngưng tụ dày đặc hơn, nóng lên và bị đẩy lùi bởi sự sụp đổ hấp dẫn. Một vật thể như vậy được gọi là tiền sao, xung quanh đó có một đĩa vật chất hình thành. Bộ phận này bị hút vào vật, làm tăng khối lượng của nó. Các mảnh vụn còn lại sẽ nhóm lại và tạo thành hệ hành tinh. Sự phát triển tiếp theo của ngôi sao đều phụ thuộc vào khối lượng.
Vòng đời thứ ba của một ngôi sao: T Kim Ngưu
Khi vật chất va vào một ngôi sao, một lượng năng lượng khổng lồ sẽ được giải phóng. Giai đoạn sao mới được đặt tên theo nguyên mẫu - T Tauri. Cái này sao biến quang, nằm cách chúng ta 600 năm ánh sáng (gần).
Nó có thể đạt độ sáng lớn vì vật liệu bị phân hủy và giải phóng năng lượng. Nhưng phần trung tâm không có đủ nhiệt độ để hỗ trợ phản ứng tổng hợp hạt nhân. Giai đoạn này kéo dài 100 triệu năm.
Vòng đời thứ tư của một ngôi sao:Trình tự chính
Tại một thời điểm nhất định, nhiệt độ của thiên thể tăng lên đến mức cần thiết, kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân. Tất cả các ngôi sao đều trải qua điều này. Hydro biến thành helium, giải phóng nhiệt lượng và năng lượng khổng lồ.
Năng lượng được giải phóng dưới dạng tia gamma, nhưng do ngôi sao chuyển động chậm nên nó rơi xuống với cùng bước sóng. Ánh sáng bị đẩy ra ngoài và xung đột với trọng lực. Chúng ta có thể cho rằng sự cân bằng lý tưởng được tạo ra ở đây.
Cô ấy sẽ ở trong chuỗi chính bao lâu? Bạn cần bắt đầu từ khối lượng của ngôi sao. Các sao lùn đỏ (bằng một nửa khối lượng mặt trời) có thể đốt cháy nguồn cung cấp nhiên liệu của chúng trong hàng trăm tỷ (nghìn tỷ) năm. Những ngôi sao trung bình (như) sống 10-15 tỷ. Nhưng những cái lớn nhất đã hàng tỷ hoặc hàng triệu năm tuổi. Xem quá trình tiến hóa và cái chết của các ngôi sao thuộc các lớp khác nhau trông như thế nào trong sơ đồ.
Vòng đời thứ năm của một ngôi sao: Người khổng lồ đỏ
Trong quá trình nóng chảy, hydro cạn kiệt và tích tụ heli. Khi không còn hydro nữa, mọi phản ứng hạt nhân đều dừng lại và ngôi sao bắt đầu co lại do trọng lực. Lớp vỏ hydro xung quanh lõi nóng lên và bốc cháy, khiến vật thể to lên gấp 1.000 đến 10.000 lần. Đến một thời điểm nào đó, Mặt trời của chúng ta sẽ lặp lại số phận này, ngày càng tiến dần lên quỹ đạo Trái đất.
Nhiệt độ và áp suất đạt mức tối đa và khí heli kết hợp thành cacbon. Lúc này ngôi sao co lại và không còn là sao khổng lồ đỏ nữa. Với khối lượng lớn hơn, vật sẽ đốt cháy các nguyên tố nặng khác.
Vòng đời thứ sáu của một ngôi sao: Sao lùn trắng
Một ngôi sao có khối lượng bằng mặt trời không có đủ áp suất hấp dẫn để đốt cháy carbon. Vì vậy, cái chết xảy ra khi hết khí heli. Các lớp bên ngoài bị đẩy ra và một sao lùn trắng xuất hiện. Lúc đầu nó nóng, nhưng sau hàng trăm tỷ năm nó nguội đi.
Nghiên cứu sự tiến hóa của sao là không thể nếu chỉ quan sát một ngôi sao - nhiều thay đổi ở các ngôi sao xảy ra quá chậm để có thể nhận thấy ngay cả sau nhiều thế kỷ. Vì vậy, các nhà khoa học nghiên cứu nhiều ngôi sao, mỗi ngôi sao đều ở một giai đoạn nhất định trong vòng đời của nó. Trong vài thập kỷ qua rộng khắp trong vật lý thiên văn nhận được mô hình cấu trúc của các ngôi sao bằng công nghệ máy tính.
YouTube bách khoa toàn thư
1 / 5
✪ Các ngôi sao và quá trình tiến hóa của sao (được thuật lại bởi nhà vật lý thiên văn Sergei Popov)
✪ Các ngôi sao và sự tiến hóa của sao (được thuật lại bởi Sergey Popov và Ilgonis Vilks)
✪ Sự tiến hóa của các ngôi sao. Sự tiến hóa của người khổng lồ xanh trong 3 phút
✪ Surdin V.G. Sự tiến hóa của sao Phần 1
✪ S. A. Lamzin - “Sự tiến hóa của các vì sao”
phụ đề
Phản ứng tổng hợp nhiệt hạch bên trong các ngôi sao
sao trẻ
Quá trình hình thành sao có thể được mô tả một cách thống nhất, nhưng các giai đoạn tiến hóa tiếp theo của một ngôi sao phụ thuộc gần như hoàn toàn vào khối lượng của nó và chỉ ở giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa của ngôi sao, thành phần hóa học của nó mới đóng vai trò quan trọng.
Những ngôi sao trẻ có khối lượng thấp
Những ngôi sao trẻ có khối lượng thấp (tối đa ba lần khối lượng mặt trời) [ ], đang tiến gần đến dãy chính, hoàn toàn đối lưu - quá trình đối lưu bao phủ toàn bộ cơ thể của ngôi sao. Về cơ bản, đây là những tiền sao, ở trung tâm của các phản ứng hạt nhân mới bắt đầu và tất cả các bức xạ xảy ra chủ yếu do lực hấp dẫn nén. Cho đến khi trạng thái cân bằng thủy tĩnh được thiết lập, độ sáng của ngôi sao giảm ở nhiệt độ hiệu dụng không đổi. Trên sơ đồ Hertzsprung-Russell, những ngôi sao như vậy tạo thành một vệt gần như thẳng đứng gọi là vệt Hayashi. Khi quá trình nén chậm lại, ngôi sao trẻ tiếp cận dãy chính. Những vật thể thuộc loại này được liên kết với các sao T Tauri.
Vào thời điểm này, đối với các ngôi sao có khối lượng lớn hơn 0,8 lần khối lượng Mặt Trời, lõi trở nên trong suốt đối với bức xạ và sự truyền năng lượng bức xạ trong lõi trở nên chiếm ưu thế, do sự đối lưu ngày càng bị cản trở bởi sự nén chặt ngày càng tăng của vật chất sao. Ở các lớp bên ngoài của thân sao, sự truyền năng lượng đối lưu chiếm ưu thế.
Người ta không biết chắc chắn những đặc điểm nào của các ngôi sao có khối lượng thấp hơn tại thời điểm chúng bước vào dãy chính, vì thời gian những ngôi sao này ở trạng thái trẻ vượt quá tuổi của Vũ trụ [ ] . Mọi ý tưởng về sự tiến hóa của những ngôi sao này chỉ dựa trên các phép tính số và mô hình toán học.
Khi ngôi sao co lại, áp suất của khí điện tử thoái hóa bắt đầu tăng và khi đạt đến bán kính nhất định của ngôi sao, quá trình nén sẽ dừng lại, dẫn đến sự dừng tăng thêm nhiệt độ trong lõi của ngôi sao do quá trình nén gây ra, rồi giảm dần. Đối với những ngôi sao nhỏ hơn 0,0767 khối lượng Mặt Trời, điều này không xảy ra: năng lượng giải phóng trong các phản ứng hạt nhân không bao giờ đủ để cân bằng áp suất bên trong và lực nén hấp dẫn. Những “sao dưới” như vậy phát ra nhiều năng lượng hơn năng lượng được tạo ra trong các phản ứng nhiệt hạch và được phân loại là sao lùn nâu. Số phận của chúng là bị nén liên tục cho đến khi áp suất của khí thoái hóa dừng lại, rồi nguội dần cùng với sự chấm dứt của tất cả các phản ứng nhiệt hạch đã bắt đầu.
Sao trẻ có khối lượng trung bình
Sao trẻ có khối lượng trung bình (từ 2 đến 8 lần khối lượng Mặt Trời) [ ] tiến hóa về mặt chất lượng giống hệt như các anh chị em nhỏ hơn của chúng, ngoại trừ việc chúng không có vùng đối lưu cho đến dãy chính.
Các đối tượng thuộc loại này được liên kết với cái gọi là. Sao Ae\Be Herbig có biến thiên không đều thuộc lớp quang phổ B-F0. Họ cũng trưng bày các đĩa và tia lưỡng cực. Tốc độ dòng vật chất thoát ra khỏi bề mặt, độ sáng và nhiệt độ hiệu dụng cao hơn đáng kể so với T Taurus, do đó chúng làm nóng và phân tán tàn dư của đám mây tiền sao một cách hiệu quả.
Những ngôi sao trẻ có khối lượng lớn hơn 8 lần khối lượng Mặt Trời
Những ngôi sao có khối lượng như vậy đã có những đặc điểm của những ngôi sao bình thường, vì chúng trải qua tất cả các giai đoạn trung gian và có thể đạt được tốc độ phản ứng hạt nhân bù đắp cho năng lượng bị mất do bức xạ trong khi khối lượng tích lũy để đạt được trạng thái cân bằng thủy tĩnh của lõi. Đối với những ngôi sao này, khối lượng và độ sáng tỏa ra lớn đến mức chúng không chỉ ngăn chặn sự sụp đổ hấp dẫn của các vùng bên ngoài của đám mây phân tử chưa trở thành một phần của ngôi sao mà ngược lại còn phân tán chúng đi. Do đó, khối lượng của ngôi sao thu được nhỏ hơn đáng kể so với khối lượng của đám mây tiền sao. Rất có thể, điều này giải thích sự vắng mặt trong thiên hà của chúng ta các ngôi sao có khối lượng lớn hơn khoảng 300 lần khối lượng Mặt Trời.
Chu kỳ giữa vòng đời của một ngôi sao
Các ngôi sao có nhiều màu sắc và kích cỡ khác nhau. Theo lớp quang phổ, chúng có phạm vi từ xanh nóng đến đỏ lạnh, theo khối lượng - từ 0,0767 đến khoảng 300 khối lượng mặt trời. ước tính mới nhất. Độ sáng và màu sắc của một ngôi sao phụ thuộc vào nhiệt độ bề mặt của nó, nhiệt độ này được xác định bởi khối lượng của nó. Tất cả các ngôi sao mới đều “chiếm chỗ” trên dãy chính theo thành phần hóa học và khối lượng của chúng. Đương nhiên, chúng ta không nói về chuyển động vật lý của ngôi sao - chỉ nói về vị trí của nó trên sơ đồ đã chỉ ra, tùy thuộc vào các thông số của ngôi sao. Trên thực tế, chuyển động của một ngôi sao dọc theo sơ đồ chỉ tương ứng với sự thay đổi các thông số của ngôi sao.
Quá trình “đốt cháy” vật chất nhiệt hạch lại tiếp tục ở một cấp độ mới, gây ra sự giãn nở khủng khiếp của ngôi sao. Ngôi sao "phình to", trở nên rất "lỏng lẻo" và kích thước của nó tăng lên khoảng 100 lần. Vì vậy, ngôi sao trở thành sao khổng lồ đỏ và giai đoạn đốt cháy heli kéo dài khoảng vài triệu năm. Hầu như tất cả các sao khổng lồ đỏ đều là sao biến quang.
Giai đoạn cuối cùng của quá trình tiến hóa sao
Những ngôi sao già có khối lượng thấp
Hiện tại, người ta vẫn chưa biết chắc chắn điều gì sẽ xảy ra với các ngôi sao ánh sáng sau khi nguồn cung cấp hydro trong lõi của chúng cạn kiệt. Vì tuổi của Vũ trụ là 13,7 tỷ năm, không đủ để nguồn cung cấp nhiên liệu hydro trong những ngôi sao như vậy cạn kiệt, lý thuyết hiện đạiđược dựa trên mô hình máy tính các quá trình xảy ra ở những ngôi sao như vậy.
Một số ngôi sao chỉ có thể tổng hợp helium ở một số vùng hoạt động nhất định, gây ra sự mất ổn định và gió sao mạnh. Trong trường hợp này, sự hình thành tinh vân hành tinh không xảy ra và ngôi sao chỉ bốc hơi, thậm chí còn nhỏ hơn cả một sao lùn nâu [ ] .
Một ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn 0,5 lần khối lượng mặt trời không thể chuyển đổi heli ngay cả sau khi các phản ứng liên quan đến hydro dừng lại trong lõi của nó - khối lượng của một ngôi sao như vậy quá nhỏ để tạo ra một giai đoạn nén hấp dẫn mới đến một mức độ đủ để “bốc cháy” khí heli Những ngôi sao như vậy bao gồm các sao lùn đỏ, chẳng hạn như Proxima Centauri, có thời gian cư trú trên dãy chính dao động từ hàng chục tỷ đến hàng chục nghìn tỷ năm. Sau khi ngừng các phản ứng nhiệt hạch trong lõi, chúng nguội dần và sẽ tiếp tục phát ra yếu ở vùng hồng ngoại và vi sóng của phổ điện từ.
Những ngôi sao cỡ trung bình
Khi đạt tới ngôi sao kích thước trung bình(từ 0,4 đến 3,4 khối lượng mặt trời) [ ] của pha khổng lồ đỏ, hydro cạn kiệt trong lõi của nó và các phản ứng tổng hợp carbon từ helium bắt đầu. Quá trình này xảy ra ở nhiệt độ cao hơn và do đó dòng năng lượng từ lõi tăng lên và kết quả là các lớp bên ngoài của ngôi sao bắt đầu giãn nở. Sự bắt đầu tổng hợp carbon đánh dấu một giai đoạn mới trong cuộc đời của một ngôi sao và tiếp tục trong một thời gian. Đối với một ngôi sao có kích thước tương tự Mặt trời, quá trình này có thể mất khoảng một tỷ năm.
Những thay đổi về lượng năng lượng phát ra khiến ngôi sao trải qua những giai đoạn không ổn định, bao gồm những thay đổi về kích thước, nhiệt độ bề mặt và giải phóng năng lượng. Năng lượng đầu ra chuyển sang bức xạ tần số thấp. Tất cả điều này đi kèm với sự mất khối lượng ngày càng tăng do gió sao mạnh và xung động mạnh. Các ngôi sao trong pha này được gọi là “sao loại muộn” (còn gọi là “sao đã nghỉ hưu”), OH -IR sao hoặc những ngôi sao giống Mira, tùy thuộc vào đặc điểm chính xác của chúng. Khí thoát ra tương đối giàu các nguyên tố nặng được tạo ra bên trong ngôi sao, chẳng hạn như oxy và carbon. Khí tạo thành một lớp vỏ giãn nở và nguội đi khi nó di chuyển ra khỏi ngôi sao, khiến giáo dục có thể các hạt bụi và phân tử. Với sự mạnh mẽ bức xạ hồng ngoại Ngôi sao nguồn trong những lớp vỏ như vậy tạo điều kiện lý tưởng cho việc kích hoạt các maser vũ trụ.
Phản ứng đốt cháy nhiệt hạch của helium rất nhạy cảm với nhiệt độ. Đôi khi điều này dẫn đến sự mất ổn định lớn. Các xung động mạnh phát sinh, kết quả là truyền đủ gia tốc cho các lớp bên ngoài để bị văng ra và biến thành tinh vân hành tinh. Ở trung tâm của một tinh vân như vậy, lõi trần của ngôi sao vẫn còn, trong đó các phản ứng nhiệt hạch dừng lại và khi nguội đi, nó biến thành một sao lùn trắng helium, thường có khối lượng lên tới 0,5-0,6 khối lượng mặt trời và đường kính. theo thứ tự đường kính của Trái đất.
Phần lớn các ngôi sao, bao gồm cả Mặt trời, hoàn thành quá trình tiến hóa của chúng bằng cách co lại cho đến khi áp suất của các electron suy biến cân bằng với lực hấp dẫn. Ở trạng thái này, khi kích thước của ngôi sao giảm đi một trăm lần và mật độ trở nên cao hơn một triệu lần so với mật độ của nước, ngôi sao được gọi là sao lùn trắng. Nó bị tước đi nguồn năng lượng và dần dần nguội đi, trở thành một sao lùn đen vô hình.
Ở những ngôi sao nặng hơn Mặt trời, áp suất của các electron thoái hóa không thể dừng lại nén thêm hạt nhân và các electron bắt đầu “ép” vào hạt nhân nguyên tử, biến proton thành neutron, giữa chúng không có lực đẩy tĩnh điện. Quá trình neutron hóa vật chất này dẫn đến thực tế là kích thước của ngôi sao, trên thực tế, là một hạt nhân nguyên tử khổng lồ, được đo bằng vài km và mật độ của nó lớn hơn mật độ của nước 100 triệu lần. Một vật thể như vậy được gọi là sao neutron; trạng thái cân bằng của nó được duy trì nhờ áp suất của vật chất neutron thoái hóa.
Những ngôi sao siêu lớn
Sau khi một ngôi sao có khối lượng lớn hơn 5 lần khối lượng Mặt Trời bước vào giai đoạn siêu khổng lồ đỏ, lõi của nó bắt đầu co lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn. Khi độ nén tăng lên, nhiệt độ và mật độ tăng lên, và trình tự mới phản ứng nhiệt hạch. Trong những phản ứng như vậy, các nguyên tố ngày càng nặng hơn được tổng hợp: heli, carbon, oxy, silicon và sắt, chúng tạm thời hạn chế sự sụp đổ của lõi.
Kết quả là, khi các nguyên tố ngày càng nặng hơn trong Bảng tuần hoàn được hình thành, sắt-56 được tổng hợp từ silicon. Ở giai đoạn này, phản ứng tổng hợp nhiệt hạch tỏa nhiệt hơn nữa trở nên không thể, vì hạt nhân sắt-56 có độ lệch khối lượng tối đa và việc hình thành các hạt nhân nặng hơn khi giải phóng năng lượng là không thể. Do đó, khi lõi sắt của một ngôi sao đạt đến một kích thước nhất định, áp suất trong nó không còn khả năng chịu được trọng lượng của các lớp bên trên của ngôi sao và sự sụp đổ ngay lập tức của lõi xảy ra cùng với quá trình neutron hóa vật chất của nó.
Điều gì xảy ra tiếp theo vẫn chưa hoàn toàn rõ ràng, nhưng trong mọi trường hợp, các quá trình diễn ra chỉ trong vài giây sẽ dẫn đến một vụ nổ siêu tân tinh có sức mạnh đáng kinh ngạc.
Những tia neutrino mạnh và từ trường quay đẩy ra ngoài hầu hết vật chất được tích lũy bởi ngôi sao [ ] - cái gọi là bộ phận chỗ ngồi, bao gồm các bộ phận bằng sắt và nhẹ hơn. Vật chất tán xạ bị bắn phá bởi các neutron thoát ra từ lõi sao, bắt giữ chúng và từ đó tạo ra một tập hợp các nguyên tố nặng hơn sắt, bao gồm cả các nguyên tố phóng xạ, cho đến uranium (và có lẽ thậm chí cả californium). Như vậy, các vụ nổ siêu tân tinh giải thích sự hiện diện trong vật chất liên sao nguyên tố nặng hơn sắt, nhưng đây không phải là nguyên tố duy nhất cách có thể sự hình thành của chúng, chẳng hạn, được thể hiện bằng các sao technetium.
làn sóng nổ Và các tia neutrino mang vật chất ra xa ngôi sao sắp chết [ ] V không gian giữa các vì sao. Sau đó, khi nguội đi và di chuyển trong không gian, vật liệu siêu tân tinh này có thể va chạm với các “vật liệu cứu hộ” vũ trụ khác và có thể tham gia vào quá trình hình thành các ngôi sao, hành tinh hoặc vệ tinh mới.
Các quá trình xảy ra trong quá trình hình thành siêu tân tinh vẫn đang được nghiên cứu và cho đến nay vẫn chưa có sự rõ ràng về vấn đề này. Cũng đáng nghi ngờ là những gì thực sự còn lại của ngôi sao ban đầu. Tuy nhiên, có hai lựa chọn đang được xem xét: sao neutron và lỗ đen.
sao neutron
Người ta biết rằng ở một số siêu tân tinh trọng lực mạnhở độ sâu của một siêu sao, nó buộc các electron bị hạt nhân nguyên tử hấp thụ, nơi chúng hợp nhất với các proton, tạo thành neutron. Quá trình này được gọi là neutron hóa. Lực điện từ ngăn cách các hạt nhân lân cận biến mất. Lõi của ngôi sao bây giờ là một quả cầu dày đặc hạt nhân nguyên tử và neutron riêng lẻ.
Những ngôi sao như vậy, được gọi là sao neutron, có kích thước cực kỳ nhỏ - không lớn hơn thành phố lớn và có mật độ cao không thể tưởng tượng được. Chu kỳ quỹ đạo của chúng trở nên cực kỳ ngắn khi kích thước của ngôi sao giảm (do bảo toàn động lượng góc). Một số sao neutron quay 600 lần mỗi giây. Đối với một số trong số chúng, góc giữa vectơ bức xạ và trục quay có thể sao cho Trái đất rơi vào hình nón do bức xạ này tạo thành; trong trường hợp này, có thể phát hiện ra một xung bức xạ lặp lại ở những khoảng thời gian bằng với chu kỳ quỹ đạo của ngôi sao. Những sao neutron như vậy được gọi là “pulsar” và trở thành sao neutron đầu tiên được phát hiện.
Lỗ đen
Không phải tất cả các ngôi sao sau khi trải qua giai đoạn nổ siêu tân tinh đều trở thành sao neutron. Nếu ngôi sao có khối lượng đủ lớn thì sự sụp đổ của ngôi sao đó sẽ tiếp tục diễn ra và bản thân các neutron sẽ bắt đầu rơi vào trong cho đến khi bán kính của nó nhỏ hơn bán kính Schwarzschild. Sau đó, ngôi sao trở thành một lỗ đen.
Sự tồn tại của lỗ đen đã được dự đoán bởi thuyết tương đối rộng. Theo lý thuyết này,
Phản ứng tổng hợp nhiệt hạch bên trong các ngôi sao
Lúc này, đối với những ngôi sao có khối lượng lớn hơn 0,8 lần khối lượng Mặt Trời, lõi trở nên trong suốt đối với bức xạ và sự truyền năng lượng bức xạ trong lõi chiếm ưu thế, trong khi lớp vỏ ở phía trên vẫn đối lưu. Không ai biết chắc chắn làm thế nào các ngôi sao có khối lượng thấp hơn lại xuất hiện trong dãy chính, vì thời gian những ngôi sao này ở trạng thái trẻ vượt quá tuổi của Vũ trụ. Tất cả ý tưởng của chúng ta về sự tiến hóa của những ngôi sao này đều dựa trên các phép tính số.
Khi ngôi sao co lại, áp suất của khí điện tử suy biến bắt đầu tăng lên và ở một bán kính nhất định của ngôi sao, áp suất này sẽ ngăn chặn sự gia tăng nhiệt độ ở trung tâm, và sau đó bắt đầu hạ thấp nó. Và đối với những ngôi sao nhỏ hơn 0,08, điều này trở nên nguy hiểm: năng lượng giải phóng trong các phản ứng hạt nhân sẽ không bao giờ đủ để trang trải chi phí bức xạ. Những ngôi sao phụ như vậy được gọi là sao lùn nâu và số phận của chúng là bị nén liên tục cho đến khi áp suất của khí thoái hóa dừng lại, rồi nguội dần khi mọi phản ứng hạt nhân dừng lại.
Sao trẻ có khối lượng trung bình
Các ngôi sao trẻ có khối lượng trung gian (từ 2 đến 8 lần khối lượng Mặt trời) tiến hóa về mặt chất lượng giống hệt như các ngôi sao chị em nhỏ hơn của chúng, ngoại trừ việc chúng không có vùng đối lưu cho đến dãy chính.
Các đối tượng thuộc loại này được liên kết với cái gọi là. Các ngôi sao Ae\Be Herbit có biến thiên không đều thuộc loại quang phổ B-F5. Họ cũng có đĩa phản lực lưỡng cực. Tốc độ dòng chảy ra, độ sáng và nhiệt độ hiệu quả cao hơn đáng kể so với τ Kim Ngưu, vì vậy chúng làm nóng và phân tán tàn dư của đám mây tiền sao một cách hiệu quả.
Những ngôi sao trẻ có khối lượng lớn hơn 8 lần khối lượng Mặt Trời
Trên thực tế, đây đã là những ngôi sao bình thường. Trong khi khối lượng của lõi thủy tĩnh đang tích tụ, ngôi sao đã cố gắng vượt qua tất cả các giai đoạn trung gian và làm nóng các phản ứng hạt nhân đến mức chúng bù đắp được tổn thất do bức xạ. Đối với những ngôi sao này, khối lượng và độ sáng thoát ra lớn đến mức nó không chỉ ngăn chặn sự sụp đổ của các vùng bên ngoài còn lại mà còn đẩy chúng trở lại. Do đó, khối lượng của ngôi sao thu được nhỏ hơn đáng kể so với khối lượng của đám mây tiền sao. Rất có thể, điều này giải thích sự vắng mặt trong thiên hà của chúng ta các ngôi sao có khối lượng gấp 100-200 lần Mặt trời.
Chu kỳ giữa vòng đời của một ngôi sao
Trong số các ngôi sao được hình thành có rất nhiều màu sắc và kích cỡ khác nhau. Chúng có loại quang phổ từ xanh nóng đến đỏ lạnh và có khối lượng - từ 0,08 đến hơn 200 khối lượng mặt trời. Độ sáng và màu sắc của một ngôi sao phụ thuộc vào nhiệt độ bề mặt của nó, nhiệt độ này lại được xác định bởi khối lượng của nó. Tất cả các ngôi sao mới đều “chiếm chỗ” trên dãy chính theo thành phần hóa học và khối lượng của chúng. Chúng ta không nói về chuyển động vật lý của ngôi sao - chỉ nói về vị trí của nó trên sơ đồ đã chỉ ra, tùy thuộc vào các thông số của ngôi sao. Đó là, trên thực tế, chúng ta chỉ đang nói về việc thay đổi các thông số của ngôi sao.
Điều gì xảy ra tiếp theo lại phụ thuộc vào khối lượng của ngôi sao.
Những năm sau đó và cái chết của các ngôi sao
Những ngôi sao già có khối lượng thấp
Cho đến nay, người ta vẫn chưa biết chắc chắn điều gì sẽ xảy ra với các ngôi sao ánh sáng sau khi nguồn cung cấp hydro của chúng cạn kiệt. Vì tuổi của vũ trụ là 13,7 tỷ năm, không đủ để làm cạn kiệt nguồn cung cấp nhiên liệu hydro, nên các lý thuyết hiện đại dựa trên mô phỏng máy tính về các quá trình xảy ra trong những ngôi sao như vậy.
Một số ngôi sao chỉ có thể tổng hợp heli ở một số vùng hoạt động nhất định, gây ra sự mất ổn định và gió mặt trời mạnh. Trong trường hợp này, sự hình thành tinh vân hành tinh không xảy ra và ngôi sao chỉ bốc hơi, thậm chí còn trở nên nhỏ hơn cả một sao lùn nâu.
Nhưng một ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn 0,5 lần khối lượng mặt trời sẽ không bao giờ có thể tổng hợp được heli ngay cả sau khi các phản ứng liên quan đến hydro chấm dứt trong lõi. Lớp vỏ sao của chúng không đủ lớn để vượt qua áp suất do lõi tạo ra. Những ngôi sao này bao gồm các sao lùn đỏ (chẳng hạn như Proxima Centauri), đã nằm trong dãy chính trong hàng trăm tỷ năm. Sau khi ngừng các phản ứng nhiệt hạch trong lõi, chúng nguội dần và sẽ tiếp tục phát ra yếu ở vùng hồng ngoại và vi sóng của phổ điện từ.
Những ngôi sao cỡ trung bình
Khi một ngôi sao có kích thước trung bình (từ 0,4 đến 3,4 lần khối lượng Mặt Trời) đạt tới pha khổng lồ đỏ, các lớp bên ngoài của nó tiếp tục giãn nở, lõi co lại và các phản ứng bắt đầu tổng hợp carbon từ helium. Sự kết hợp giải phóng rất nhiều năng lượng, mang lại cho ngôi sao sự nghỉ ngơi tạm thời. Đối với một ngôi sao có kích thước tương tự Mặt trời, quá trình này có thể mất khoảng một tỷ năm.
Những thay đổi về lượng năng lượng phát ra khiến ngôi sao trải qua những giai đoạn không ổn định, bao gồm những thay đổi về kích thước, nhiệt độ bề mặt và năng lượng tỏa ra. Năng lượng đầu ra chuyển sang bức xạ tần số thấp. Tất cả điều này đi kèm với sự mất khối lượng ngày càng tăng do gió mặt trời mạnh và các xung động mạnh. Các ngôi sao trong giai đoạn này được gọi là sao loại muộn, OH -IR sao hoặc những ngôi sao giống Mira, tùy thuộc vào đặc điểm chính xác của chúng. Khí thoát ra tương đối giàu các nguyên tố nặng được tạo ra bên trong ngôi sao, chẳng hạn như oxy và carbon. Khí tạo thành một lớp vỏ giãn nở và nguội đi khi nó di chuyển ra khỏi ngôi sao, cho phép hình thành các hạt bụi và phân tử. Dưới bức xạ hồng ngoại mạnh ngôi sao trung tâm Trong những lớp vỏ như vậy, các điều kiện lý tưởng được hình thành để kích hoạt maser.
Phản ứng đốt cháy helium rất nhạy cảm với nhiệt độ. Đôi khi điều này dẫn đến sự mất ổn định lớn. Các xung động mạnh xảy ra, cuối cùng truyền đủ động năng đến các lớp bên ngoài để bị đẩy ra và trở thành tinh vân hành tinh. Ở trung tâm của tinh vân, lõi của ngôi sao vẫn còn, khi nguội đi, biến thành sao lùn trắng helium, thường có khối lượng lên tới 0,5-0,6 mặt trời và đường kính theo thứ tự đường kính của Trái đất. .
sao lùn trắng
Phần lớn các ngôi sao, bao gồm cả Mặt trời, kết thúc quá trình tiến hóa của chúng bằng cách co lại cho đến khi áp suất của các electron suy biến cân bằng với lực hấp dẫn. Ở trạng thái này, khi kích thước của ngôi sao giảm đi một trăm lần và mật độ trở nên cao hơn một triệu lần so với mật độ của nước, ngôi sao được gọi là sao lùn trắng. Nó bị tước đoạt các nguồn năng lượng và dần dần nguội đi, trở nên tối tăm và vô hình.
Ở những ngôi sao nặng hơn Mặt trời, áp suất của các electron thoái hóa không thể chứa được lực nén của lõi và nó tiếp tục cho đến khi hầu hết các hạt được chuyển đổi thành neutron, được nén chặt đến mức kích thước của ngôi sao được đo bằng km và là 100 nước đặc hơn hàng triệu lần. Một vật thể như vậy được gọi là sao neutron; trạng thái cân bằng của nó được duy trì nhờ áp suất của vật chất neutron thoái hóa.
Những ngôi sao siêu lớn
Sau khi các lớp bên ngoài của một ngôi sao có khối lượng lớn hơn 5 lần khối lượng Mặt Trời phân tán để tạo thành siêu khổng lồ đỏ, lõi bắt đầu nén lại do lực hấp dẫn. Khi lực nén tăng lên, nhiệt độ và mật độ tăng lên, đồng thời một chuỗi phản ứng nhiệt hạch mới bắt đầu. Trong những phản ứng như vậy, các nguyên tố nặng được tổng hợp, tạm thời hạn chế sự sụp đổ của hạt nhân.
Cuối cùng, khi các nguyên tố ngày càng nặng hơn trong bảng tuần hoàn được hình thành, sắt-56 được tổng hợp từ silicon. Cho đến thời điểm này, quá trình tổng hợp các nguyên tố được giải phóng số lượng lớn tuy nhiên, chính hạt nhân sắt -56 có độ lệch khối lượng tối đa và sự hình thành hạt nhân nặng hơn không thuận lợi. Do đó, khi lõi sắt của một ngôi sao đạt đến một giá trị nhất định, áp suất trong nó không còn chịu được lực hấp dẫn khổng lồ và sự sụp đổ ngay lập tức của lõi xảy ra cùng với quá trình neutron hóa vật chất của nó.
Điều gì xảy ra tiếp theo không hoàn toàn rõ ràng. Nhưng dù nó là gì đi nữa, nó sẽ gây ra vụ nổ siêu tân tinh với sức mạnh đáng kinh ngạc chỉ trong vài giây.
Sự bùng nổ neutrino kèm theo gây ra một làn sóng xung kích. Các tia neutrino mạnh và từ trường quay đẩy ra phần lớn vật chất tích lũy của ngôi sao - cái gọi là nguyên tố mầm, bao gồm sắt và các nguyên tố nhẹ hơn. Vật chất phát nổ bị bắn phá bởi các neutron phát ra từ hạt nhân, bắt giữ chúng và từ đó tạo ra một tập hợp các nguyên tố nặng hơn sắt, bao gồm cả các nguyên tố phóng xạ, cho đến uranium (và có lẽ thậm chí cả californium). Do đó, các vụ nổ siêu tân tinh giải thích sự hiện diện của các nguyên tố nặng hơn sắt trong vật chất giữa các vì sao.
Sóng nổ và tia neutrino mang vật chất ra khỏi ngôi sao sắp chết vào không gian giữa các vì sao. Sau đó, khi di chuyển trong không gian, vật liệu siêu tân tinh này có thể va chạm với các mảnh vụn không gian khác và có thể tham gia vào quá trình hình thành các ngôi sao, hành tinh hoặc vệ tinh mới.
Các quá trình xảy ra trong quá trình hình thành siêu tân tinh vẫn đang được nghiên cứu và cho đến nay vẫn chưa có sự rõ ràng về vấn đề này. Người ta cũng nghi ngờ những gì thực sự còn lại của ngôi sao ban đầu. Tuy nhiên, hai lựa chọn đang được xem xét:
sao neutron
Được biết, ở một số siêu tân tinh, lực hấp dẫn mạnh ở độ sâu của siêu khổng lồ khiến các electron rơi vào hạt nhân nguyên tử, tại đây chúng hợp nhất với proton để tạo thành neutron. Lực điện từ ngăn cách các hạt nhân lân cận biến mất. Lõi của ngôi sao bây giờ là một quả cầu dày đặc gồm các hạt nhân nguyên tử và các neutron riêng lẻ.
Những ngôi sao như vậy, được gọi là sao neutron, cực kỳ nhỏ - không lớn hơn kích thước của một thành phố lớn - và có mật độ cao không thể tưởng tượng được. Chu kỳ quỹ đạo của chúng trở nên cực kỳ ngắn khi kích thước của ngôi sao giảm (do bảo toàn động lượng góc). Một số thực hiện 600 vòng quay mỗi giây. Khi trục nối Bắc Nam cực từ Từ ngôi sao đang quay nhanh hướng về Trái đất này, có thể phát hiện ra một xung bức xạ lặp lại trong những khoảng thời gian bằng với chu kỳ quỹ đạo của ngôi sao. Những sao neutron như vậy được gọi là “pulsar” và trở thành sao neutron đầu tiên được phát hiện.
Lỗ đen
Không phải tất cả siêu tân tinh đều trở thành sao neutron. Nếu ngôi sao có khối lượng đủ lớn thì sự co lại của ngôi sao sẽ tiếp tục và bản thân các neutron sẽ bắt đầu rơi vào trong cho đến khi bán kính của nó nhỏ hơn bán kính Schwarzschild. Sau đó, ngôi sao trở thành một lỗ đen.
Sự tồn tại của lỗ đen đã được dự đoán bởi thuyết tương đối rộng. Theo thuyết tương đối rộng, vật chất và thông tin không thể rời khỏi lỗ đen trong bất kỳ điều kiện nào. Tuy nhiên, cơ học lượng tử có thể tạo ra những ngoại lệ cho quy luật này.
Còn lại một số câu hỏi mở. Đứng đầu trong số họ: “Có lỗ đen nào không?” Rốt cuộc, để chắc chắn rằng một vật thể nhất định là lỗ đen, cần phải quan sát chân trời sự kiện của nó. Mọi nỗ lực để làm điều này đều kết thúc trong thất bại. Nhưng vẫn còn hy vọng, vì một số vật thể không thể giải thích được nếu không liên quan đến sự bồi tụ và bồi tụ lên một vật thể không có bề mặt rắn, nhưng điều này không chứng minh được sự tồn tại của lỗ đen.
Các câu hỏi cũng được mở ra: liệu một ngôi sao có thể sụp đổ trực tiếp vào lỗ đen, bỏ qua siêu tân tinh không? Có siêu tân tinh nào sau này sẽ trở thành lỗ đen không? Ảnh hưởng chính xác của khối lượng ban đầu của một ngôi sao đến sự hình thành các vật thể ở cuối vòng đời của nó là gì?
Vũ trụ là một vũ trụ vĩ mô luôn thay đổi, trong đó mọi vật thể, chất liệu hay vật chất đều ở trạng thái biến đổi và thay đổi. Những quá trình này kéo dài hàng tỷ năm. So với thời lượng cuộc sống con người khoảng thời gian khó hiểu này là rất lớn. Ở quy mô vũ trụ, những thay đổi này khá thoáng qua. Những ngôi sao mà chúng ta thấy ngày nay trên bầu trời đêm vẫn giống như cách đây hàng nghìn năm, khi chúng ta có thể nhìn thấy chúng pharaoh ai cập Tuy nhiên, trên thực tế, trong suốt thời gian qua, sự thay đổi về đặc tính vật lý của các thiên thể không hề dừng lại một giây nào. Các ngôi sao được sinh ra, sống và chắc chắn sẽ già đi - quá trình tiến hóa của các ngôi sao vẫn diễn ra như bình thường.
Vị trí của các chòm sao Bắc Đẩu khác nhau thời kỳ lịch sử trong khoảng thời gian 100.000 năm trước - thời đại chúng ta và 100 nghìn năm sau
Giải thích sự tiến hóa của các ngôi sao từ quan điểm của người bình thường
Đối với người bình thường, không gian dường như là một thế giới tĩnh lặng và tĩnh lặng. Vũ trụ thực sự rất lớn phòng thí nghiệm vật lý, nơi diễn ra những biến đổi lớn, trong đó thành phần hóa học thay đổi, đặc điểm vật lý và cấu trúc của các ngôi sao. Cuộc đời của một ngôi sao kéo dài chừng nào nó còn tỏa sáng và tỏa nhiệt. Tuy nhiên, trạng thái rực rỡ như vậy không tồn tại mãi mãi. Sự ra đời tươi sáng được theo sau bởi một thời kỳ trưởng thành của ngôi sao, chắc chắn kết thúc bằng sự già đi của thiên thể và cái chết của nó.
Sự hình thành tiền sao từ đám mây khí và bụi cách đây 5-7 tỷ năm
Tất cả thông tin của chúng ta về các ngôi sao ngày nay đều phù hợp với khuôn khổ khoa học. Nhiệt động lực học cho chúng ta lời giải thích về các quá trình cân bằng thủy tĩnh và nhiệt trong đó vật chất sao tồn tại. Vật lý hạt nhân và lượng tử cung cấp cái nhìn sâu sắc về quá trình phức tạp phản ứng tổng hợp hạt nhân, nhờ đó ngôi sao tồn tại, tỏa nhiệt và tỏa ánh sáng ra không gian xung quanh. Khi một ngôi sao ra đời, trạng thái cân bằng thủy tĩnh và nhiệt được hình thành, được duy trì bằng nguồn năng lượng của chính nó. Khi kết thúc một sự nghiệp xuất sắc, sự cân bằng này bị phá vỡ. Một loạt các quá trình không thể đảo ngược bắt đầu, kết quả của nó là sự phá hủy của ngôi sao hoặc sự sụp đổ - một quá trình vĩ đại về cái chết tức thì và rực rỡ của thiên thể.
Một vụ nổ siêu tân tinh là một kết thúc tươi sáng cho cuộc đời của một ngôi sao sinh ra trong những năm đầu của Vũ trụ.
Những thay đổi về đặc tính vật lý của các ngôi sao là do khối lượng của chúng. Tốc độ tiến hóa của các vật thể bị ảnh hưởng bởi thành phần hóa học của chúng và ở một mức độ nào đó bởi các thông số vật lý thiên văn hiện có - tốc độ quay và trạng thái từ trường. Không thể nói chính xác mọi thứ thực sự diễn ra như thế nào do thời lượng quá dài của các quá trình được mô tả. Tốc độ tiến hóa và các giai đoạn biến đổi phụ thuộc vào thời điểm ra đời của ngôi sao và vị trí của nó trong Vũ trụ tại thời điểm ra đời.
Sự tiến hóa của các ngôi sao dưới góc nhìn khoa học
Bất kỳ ngôi sao nào cũng được sinh ra từ một khối khí lạnh giữa các vì sao, dưới tác dụng của lực hấp dẫn bên ngoài và bên trong, bị nén đến trạng thái của một quả cầu khí. Quá trình nén chất khí không dừng lại trong giây lát, kèm theo sự giải phóng năng lượng nhiệt khổng lồ. Nhiệt độ của sự hình thành mới tăng lên cho đến khi phản ứng tổng hợp nhiệt hạch bắt đầu. Kể từ thời điểm này, quá trình nén vật chất của sao dừng lại và đạt được sự cân bằng giữa trạng thái thủy tĩnh và nhiệt của vật thể. Vũ trụ đã được bổ sung một ngôi sao chính thức mới.
Nhiên liệu chính của sao là nguyên tử hydro do phản ứng nhiệt hạch được phóng ra.
Trong quá trình tiến hóa của các ngôi sao, nguồn năng lượng nhiệt của chúng có tầm quan trọng cơ bản. Năng lượng bức xạ và nhiệt thoát vào không gian từ bề mặt của ngôi sao được bổ sung bằng cách làm mát các lớp bên trong của thiên thể. Các phản ứng nhiệt hạch liên tục xảy ra và lực hấp dẫn trong lòng ngôi sao bù đắp cho sự mất mát. Chỉ cần có đủ nhiên liệu hạt nhân trong lòng ngôi sao, ngôi sao sẽ phát sáng ánh sáng rực rỡ và tỏa nhiệt. Ngay khi quá trình phản ứng tổng hợp nhiệt hạch chậm lại hoặc dừng hẳn, cơ chế nén bên trong của ngôi sao sẽ được kích hoạt để duy trì trạng thái cân bằng nhiệt và nhiệt động. TRÊN ở giai đoạn nàyđối tượng đã phát ra năng lượng nhiệt, chỉ nhìn thấy được ở vùng hồng ngoại.
Dựa trên các quá trình được mô tả, chúng ta có thể kết luận rằng sự tiến hóa của các ngôi sao thể hiện sự thay đổi nhất quán về nguồn năng lượng của sao. Trong vật lý thiên văn hiện đại, các quá trình biến đổi của sao có thể được sắp xếp theo ba thang đo:
- dòng thời gian hạt nhân;
- thời kỳ nhiệt của cuộc đời một ngôi sao;
- đoạn động (cuối cùng) của cuộc đời của một ngôi sao sáng.
Trong mỗi trường hợp riêng lẻ, các quá trình xác định tuổi của ngôi sao, đặc điểm vật lý của nó và kiểu chết của vật thể sẽ được xem xét. Dòng thời gian hạt nhân rất thú vị miễn là vật thể được cung cấp năng lượng từ nguồn nhiệt của chính nó và phát ra năng lượng là sản phẩm của các phản ứng hạt nhân. Thời gian của giai đoạn này được ước tính bằng cách xác định lượng hydro sẽ được chuyển đổi thành heli trong quá trình tổng hợp nhiệt hạch. Làm sao khối lượng lớn hơn sao, cường độ phản ứng hạt nhân càng lớn và theo đó, độ sáng của vật thể càng cao.
Kích thước và khối lượng của các ngôi sao khác nhau, từ sao siêu khổng lồ đến sao lùn đỏ
Thang thời gian nhiệt xác định giai đoạn tiến hóa trong đó một ngôi sao tiêu thụ toàn bộ năng lượng nhiệt của nó. Quá trình này bắt đầu từ thời điểm lượng hydro dự trữ cuối cùng được sử dụng hết và các phản ứng hạt nhân dừng lại. Để duy trì sự cân bằng của đối tượng, quá trình nén được bắt đầu. Vật chất của sao rơi về phía trung tâm. Trong trường hợp này, động năng được chuyển thành nhiệt năng, dùng để duy trì sự cân bằng nhiệt độ cần thiết bên trong ngôi sao. Một phần năng lượng thoát ra ngoài không gian.
Xem xét thực tế rằng độ sáng của các ngôi sao được xác định bởi khối lượng của chúng, tại thời điểm vật thể bị nén, độ sáng của nó trong không gian không thay đổi.
Một ngôi sao trên đường tới chuỗi chính
Sự hình thành sao xảy ra theo thang thời gian động. Khí sao rơi tự do vào trong về phía trung tâm, làm tăng mật độ và áp suất trong ruột của vật thể trong tương lai. Mật độ ở tâm quả cầu khí càng cao thì nhiệt độ bên trong vật thể càng cao. Kể từ thời điểm này, nhiệt trở thành năng lượng chính của thiên thể. Làm sao mật độ cao hơn và nhiệt độ càng cao thì áp suất trong ruột của ngôi sao tương lai càng lớn. Sự rơi tự do của các phân tử và nguyên tử dừng lại, quá trình nén khí sao cũng dừng lại. Trạng thái này của một vật thể thường được gọi là tiền sao. Đối tượng bao gồm 90% hydro phân tử. Khi nhiệt độ đạt tới 1800K, hydro chuyển sang trạng thái nguyên tử. Trong quá trình phân rã, năng lượng bị tiêu hao và nhiệt độ tăng chậm lại.
Vũ trụ bao gồm 75% hydro phân tử, trong quá trình hình thành tiền sao biến thành hydro nguyên tử - nhiên liệu hạt nhân của một ngôi sao
Ở trạng thái này, áp suất bên trong quả cầu khí giảm xuống, do đó lực nén được giải phóng. Trình tự này được lặp lại mỗi khi toàn bộ hydro bị ion hóa trước, sau đó là heli bị ion hóa. Ở nhiệt độ 10⁵ K, khí bị ion hóa hoàn toàn, quá trình nén của ngôi sao dừng lại và trạng thái cân bằng thủy tĩnh của vật thể xuất hiện. Sự tiến hóa hơn nữa các ngôi sao sẽ xuất hiện theo thang thời gian nhiệt, chậm hơn và nhất quán hơn nhiều.
Bán kính của tiền sao đã giảm từ 100 AU kể từ khi bắt đầu hình thành. lên tới ¼ a.u. Vật thể ở giữa đám mây khí. Do sự bồi tụ của các hạt từ vùng bên ngoài của đám mây khí sao, khối lượng của ngôi sao sẽ không ngừng tăng lên. Do đó, nhiệt độ bên trong vật thể sẽ tăng lên, kèm theo quá trình đối lưu - sự truyền năng lượng từ các lớp bên trong của ngôi sao ra rìa ngoài của nó. Sau đó, khi nhiệt độ bên trong thiên thể ngày càng tăng, sự đối lưu được thay thế bằng sự truyền bức xạ, di chuyển về phía bề mặt của ngôi sao. Lúc này, độ sáng của vật thể tăng lên nhanh chóng và nhiệt độ của các lớp bề mặt của quả cầu sao cũng tăng lên.
Quá trình đối lưu và truyền bức xạ trong một ngôi sao mới hình thành trước khi bắt đầu phản ứng tổng hợp nhiệt hạch
Ví dụ, đối với những ngôi sao có khối lượng bằng khối lượng Mặt trời của chúng ta, quá trình nén của đám mây tiền sao xảy ra chỉ sau vài trăm năm. Về giai đoạn cuối cùng của quá trình hình thành vật thể, quá trình ngưng tụ của vật chất sao đã kéo dài hàng triệu năm. Mặt trời đang di chuyển về phía dãy chính khá nhanh và hành trình này sẽ mất hàng trăm triệu hoặc hàng tỷ năm. Nói cách khác, khối lượng của ngôi sao càng lớn thì khoảng cách dài hơn thời gian dành cho việc hình thành một ngôi sao chính thức. Một ngôi sao có khối lượng 15M sẽ di chuyển dọc theo con đường đến dãy chính lâu hơn nhiều - khoảng 60 nghìn năm.
Giai đoạn trình tự chính
Mặc dù một số phản ứng nhiệt hạch được bắt đầu ở nhiệt độ cao hơn nhiệt độ thấp, giai đoạn chính của quá trình đốt cháy hydro bắt đầu ở nhiệt độ 4 triệu độ. Từ thời điểm này, giai đoạn trình tự chính bắt đầu. Đi vào hoạt động hình thức mới tái tạo năng lượng sao - hạt nhân. Động năng, được giải phóng trong quá trình nén đối tượng, mờ dần vào nền. Đạt được sự cân bằng cung cấp lâu dài và cuộc sống bình lặng một ngôi sao ở giai đoạn đầu của dãy chính.
Sự phân hạch và phân rã của các nguyên tử hydro trong phản ứng nhiệt hạch xảy ra bên trong ngôi sao
Kể từ thời điểm này, việc quan sát cuộc sống của một ngôi sao rõ ràng gắn liền với pha trình tự chính, đó là phần quan trọng sự tiến hóa của các thiên thể. Ở giai đoạn này, nguồn năng lượng duy nhất của sao là kết quả của quá trình đốt cháy hydro. Vật đang ở trạng thái cân bằng. Là tiêu dùng nhiên liệu hạt nhân chỉ có thành phần hóa học của vật thay đổi. Thời gian Mặt trời ở trong pha dãy chính sẽ kéo dài khoảng 10 tỷ năm. Đây là khoảng thời gian để ngôi sao bản địa của chúng ta sử dụng hết toàn bộ nguồn cung cấp hydro. Đối với các ngôi sao lớn, quá trình tiến hóa của chúng diễn ra nhanh hơn. Bằng cách phát ra nhiều năng lượng hơn, một ngôi sao lớn chỉ ở trong pha chuỗi chính trong 10-20 triệu năm.
Ít hơn ngôi sao lớn cháy trên bầu trời đêm lâu hơn nữa. Như vậy, một ngôi sao có khối lượng 0,25 M sẽ vẫn ở pha dãy chính trong hàng chục tỷ năm.
Biểu đồ Hertzsprung–Russell đánh giá mối quan hệ giữa quang phổ của các ngôi sao và độ sáng của chúng. Các điểm trên sơ đồ - vị trí ngôi sao nổi tiếng. Các mũi tên chỉ ra sự dịch chuyển của các ngôi sao từ dãy chính sang các pha khổng lồ và sao lùn trắng.
Để tưởng tượng sự tiến hóa của các ngôi sao, chỉ cần nhìn vào sơ đồ mô tả đường đi của một thiên thể trong chuỗi chính. Phần trênĐồ họa trông ít bão hòa vật thể hơn vì đây là nơi tập trung các ngôi sao lớn. Vị trí này được giải thích bởi vòng đời ngắn ngủi của chúng. Trong số các ngôi sao được biết đến ngày nay, một số có khối lượng 70M. Vật có khối lượng vượt quá giới hạn trên- 100M, chúng có thể không hình thành chút nào.
Các thiên thể có khối lượng nhỏ hơn 0,08 M không có cơ hội vượt qua khối lượng tới hạn, cần thiết cho sự khởi đầu của phản ứng tổng hợp nhiệt hạch và giữ lạnh suốt đời. Các tiền sao nhỏ nhất sụp đổ và tạo thành các sao lùn giống hành tinh.
Sao lùn nâu giống hành tinh so với ngôi sao bình thường(Mặt trời của chúng ta) và hành tinh Sao Mộc
Ở cuối dãy là các vật thể tập trung bị chi phối bởi các ngôi sao có khối lượng bằng khối lượng Mặt trời của chúng ta và lớn hơn một chút. Ranh giới tưởng tượng giữa phần trên và phần dưới của dãy chính là các vật thể có khối lượng – 1,5M.
Các giai đoạn tiếp theo của quá trình tiến hóa sao
Mỗi lựa chọn cho sự phát triển trạng thái của một ngôi sao được xác định bởi khối lượng của nó và khoảng thời gian xảy ra quá trình biến đổi vật chất sao. Tuy nhiên, Vũ trụ là một cơ chế đa diện và phức tạp nên quá trình tiến hóa của các ngôi sao có thể đi theo những con đường khác.
Khi di chuyển dọc theo dãy chính, một ngôi sao có khối lượng xấp xỉ bằng khối lượng Mặt trời có ba lựa chọn lộ trình chính:
- hãy sống cuộc sống bình lặng và nghỉ ngơi bình yên trong không gian bao la của Vũ trụ;
- bước vào giai đoạn sao khổng lồ đỏ và già đi dần dần;
- xếp vào loại sao lùn trắng, phát nổ thành siêu tân tinh và biến thành sao neutron.
Các lựa chọn khả thi cho sự tiến hóa của tiền sao tùy thuộc vào thời gian, thành phần hóa học vật và khối lượng của chúng
Sau chuỗi chính là đến giai đoạn khổng lồ. Đến lúc này, lượng hydro dự trữ trong lòng ngôi sao đã cạn kiệt hoàn toàn, vùng trung tâm của vật thể là lõi helium và phản ứng nhiệt hạch dịch chuyển về phía bề mặt của vật thể. Dưới tác động của phản ứng tổng hợp nhiệt hạch, lớp vỏ nở ra nhưng khối lượng của lõi helium tăng lên. Một ngôi sao bình thường biến thành sao khổng lồ đỏ.
Pha khổng lồ và các tính năng của nó
Ở những ngôi sao có khối lượng thấp, mật độ lõi trở nên khổng lồ, biến vật chất sao thành chất khí tương đối suy biến. Nếu khối lượng của ngôi sao lớn hơn 0,26 M một chút, thì sự gia tăng áp suất và nhiệt độ dẫn đến bắt đầu quá trình tổng hợp helium, bao phủ toàn bộ khu vực trung tâm của vật thể. Kể từ thời điểm này, nhiệt độ của ngôi sao tăng lên nhanh chóng. Tính năng chính Quá trình này là khí thoái hóa không có khả năng giãn nở. Dưới ảnh hưởng nhiệt độ cao chỉ có tốc độ phân hạch helium tăng lên, kèm theo phản ứng nổ. Vào những thời điểm như vậy, chúng ta có thể quan sát thấy tia sáng heli. Độ sáng của vật thể tăng lên hàng trăm lần nhưng sự đau đớn của ngôi sao vẫn tiếp tục. Ngôi sao chuyển sang trạng thái mới, nơi mọi thứ các quá trình nhiệt động xảy ra trong lõi helium và ở lớp vỏ ngoài được thải ra.
Cấu trúc của một ngôi sao dãy chính loại năng lượng mặt trời và một sao khổng lồ đỏ với lõi helium đẳng nhiệt và vùng tổng hợp hạt nhân phân lớp
Tình trạng này là tạm thời và không ổn định. Vật chất của sao liên tục bị trộn lẫn và một phần đáng kể của nó bị đẩy ra không gian xung quanh, tạo thành tinh vân hành tinh. Một lõi nóng vẫn ở trung tâm, gọi là sao lùn trắng.
Đối với các ngôi sao khối lượng lớn các quá trình được liệt kê không quá thảm khốc. Quá trình đốt cháy heli được thay thế bằng phản ứng phân hạch hạt nhân của carbon và silicon. Cuối cùng lõi sao sẽ biến thành sắt sao. Pha khổng lồ được xác định bởi khối lượng của ngôi sao. Vật có khối lượng càng lớn thì nhiệt độ ở tâm càng thấp. Điều này rõ ràng là không đủ để kích hoạt phản ứng phân hạch hạt nhân của carbon và các nguyên tố khác.
Số phận của sao lùn trắng - sao neutron hay lỗ đen
Khi ở trạng thái sao lùn trắng, vật thể ở trạng thái cực kỳ không ổn định. Các phản ứng hạt nhân dừng lại dẫn đến áp suất giảm, lõi rơi vào trạng thái sụp đổ. Năng lượng tỏa ra trong trong trường hợp này, được dùng vào việc phân hủy sắt thành các nguyên tử helium, sau đó phân hủy thành proton và neutron. Quá trình ra mắt đang phát triển với tốc độ nhanh chóng. Sự sụp đổ của một ngôi sao đặc trưng cho phân đoạn động của thang đo và diễn ra trong thời gian một phần của giây. Quá trình đốt cháy cặn nhiên liệu hạt nhân xảy ra một cách bùng nổ, giải phóng một lượng năng lượng khổng lồ chỉ trong tích tắc. Điều này là khá đủ để làm nổ tung các lớp trên của vật thể. Giai đoạn cuối cùng của sao lùn trắng là vụ nổ siêu tân tinh.
Lõi của ngôi sao bắt đầu sụp đổ (trái). Sự sụp đổ tạo thành một ngôi sao neutron và tạo ra dòng năng lượng vào các lớp bên ngoài của ngôi sao (trung tâm). Năng lượng được giải phóng khi các lớp bên ngoài của một ngôi sao bị bong ra trong vụ nổ siêu tân tinh (phải).
Lõi siêu đặc còn lại sẽ là một cụm proton và electron, chúng va chạm với nhau tạo thành neutron. Vũ trụ đã được bổ sung một vật thể mới - một ngôi sao neutron. Bởi vì mật độ cao lõi bị thoái hóa thì quá trình xẹp lõi dừng lại. Nếu khối lượng của ngôi sao đủ lớn, sự co lại có thể tiếp tục cho đến khi vật chất sao còn lại cuối cùng rơi vào trung tâm của vật thể, tạo thành một lỗ đen.
Giải thích phần cuối cùng của quá trình tiến hóa sao
Đối với các ngôi sao cân bằng bình thường, các quá trình tiến hóa được mô tả là khó xảy ra. Tuy nhiên, sự tồn tại của các sao lùn trắng và sao neutron chứng minh sự tồn tại thực sự của quá trình nén vật chất sao. Số lượng nhỏ các vật thể như vậy trong Vũ trụ cho thấy sự tồn tại nhất thời của chúng. Giai đoạn cuối cùng của quá trình tiến hóa sao có thể được biểu diễn dưới dạng một chuỗi tuần tự gồm hai loại:
- sao bình thường - sao khổng lồ đỏ - bong ra lớp ngoài - sao lùn trắng;
- ngôi sao lớn – siêu khổng lồ đỏ – vụ nổ siêu tân tinh – sao neutron hoặc một lỗ đen - không tồn tại.
Sơ đồ tiến hóa của các ngôi sao. Các lựa chọn để tiếp tục cuộc sống của các ngôi sao bên ngoài chuỗi chính.
Rất khó để giải thích các quá trình đang diễn ra theo quan điểm khoa học. Các nhà khoa học hạt nhân đồng ý rằng trong trường hợp giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa sao, chúng ta đang phải đối mặt với sự mệt mỏi của vật chất. Do ảnh hưởng cơ học và nhiệt động kéo dài, vật chất thay đổi tính chất vật lý. Sự mệt mỏi của vật chất sao, cạn kiệt trong thời gian dài phản ứng hạt nhân, người ta có thể giải thích sự xuất hiện của khí electron suy biến, quá trình neutron hóa và hủy diệt tiếp theo của nó. Nếu tất cả các quá trình trên diễn ra từ đầu đến cuối, vật chất của sao không còn là vật chất - ngôi sao biến mất trong không gian, không để lại gì.
Bong bóng giữa các vì sao và các đám mây khí và bụi, vốn là nơi sinh ra các ngôi sao, không thể được bổ sung chỉ bằng những ngôi sao biến mất và phát nổ. Vũ trụ và các thiên hà đang ở trạng thái cân bằng. Có sự mất khối lượng liên tục, mật độ không gian giữa các vì sao giảm ở một phần không gian bên ngoài. Do đó, ở một phần khác của Vũ trụ, điều kiện được tạo ra cho sự hình thành các ngôi sao mới. Nói cách khác, sơ đồ này hoạt động: nếu một lượng vật chất nhất định bị mất ở một nơi thì ở một nơi khác trong Vũ trụ, lượng vật chất tương tự đó sẽ xuất hiện ở một dạng khác.
Tóm lại
Bằng cách nghiên cứu sự tiến hóa của các ngôi sao, chúng ta đi đến kết luận rằng Vũ trụ là một dung dịch tinh khiết khổng lồ trong đó một phần vật chất được chuyển hóa thành các phân tử hydro, là vật liệu xây dựng nên các ngôi sao. Phần còn lại tan biến trong không gian, biến mất khỏi phạm vi cảm giác vật chất. Lỗ đen theo nghĩa này là nơi chuyển đổi mọi vật chất thành phản vật chất. Thật khó để hiểu hết ý nghĩa của những gì đang xảy ra, đặc biệt nếu khi nghiên cứu sự tiến hóa của các ngôi sao, chúng ta chỉ dựa vào các định luật về năng lượng hạt nhân, vật lý lượng tử và nhiệt động lực học. Để học vấn đề này nên đưa vào lý thuyết xác suất tương đối, lý thuyết cho phép độ cong của không gian, cho phép chuyển đổi năng lượng này sang năng lượng khác, trạng thái này sang trạng thái khác.