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, việc mô hình hóa cấu trúc của các ngôi sao bằng công nghệ máy tính đã trở nên phổ biến trong vật lý thiên văn.
YouTube bách khoa toàn thư
1 / 5
✪ Các ngôi sao và sự 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 giai đoạn tiếp theo Sự tiến hóa của một ngôi sao hầu như phụ thuộc hoàn toàn vào khối lượng của nó, và chỉ đến cuối quá trình tiến hóa của ngôi sao thì 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 chúng mới bắt đầu phản ứng hạt nhân và mọi bức xạ xảy ra chủ yếu do lực nén hấp dẫn. 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 việc dừng tăng nhiệt độ trong lõi sao do lực 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
Các 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 máy bay phản lực 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 các 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 vừa
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 nhiều hơn nhiệt độ cao 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 bức xạ hồng ngoại mạnh từ ngôi sao nguồn, điều kiện lý tưởng để kích hoạt maser vũ trụ được hình thành trong những lớp vỏ như vậy.
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 còn lại một lõi trần của ngôi sao, trong đó phản ứng nhiệt hạch và khi nguội đi, nó biến thành một sao lùn trắng helium, thường có khối lượng lên tới 0,5-0,6 lần 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 đoạt 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 cao 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 các phản ứng như vậy, các nguyên tố ngày càng nặng hơn được tổng hợp: heli, carbon, oxy, silicon và sắt, 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.
Các tia neutrino mạnh và từ trường quay đẩy phần lớn vật chất tích lũy của ngôi sao ra ngoài. [ ] - cái gọi là bộ phận chỗ ngồi, bao gồm các bộ phận bằng sắt và nhẹ hơn. Vật chất phát nổ 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 chất 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 khỏi ngôi sao sắp chết [ ] vào 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, lực hấp dẫn mạnh ở độ sâu của siêu sao buộc các electron bị hạt nhân nguyên tử hấp thụ, nơi chúng hợp nhất với các proton để tạo thành neutron. Quá trình này được gọi là neutron hóa. Lực điện từ, tách 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, 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 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 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,
Sự tiến hóa của các ngôi sao là sự thay đổi về thể chất. đặc điểm, nội tại cấu trúc và hóa học thành phần của các ngôi sao theo thời gian. Nhiệm vụ quan trọng nhất lý thuyết của E.z. - giải thích về sự hình thành của các ngôi sao, những thay đổi trong đặc điểm quan sát được của chúng, nghiên cứu kết nối di truyền nhiều nhóm khác nhau các ngôi sao, phân tích trạng thái cuối cùng của chúng.
Vì trong phần của Vũ trụ mà chúng ta biết đến, có khoảng. 98-99% khối lượng của vật chất quan sát được chứa trong các ngôi sao hoặc đã vượt qua giai đoạn sao, giải thích của E.Z. yavl. một trong những vấn đề quan trọng nhất của vật lý thiên văn.
Một ngôi sao ở trạng thái đứng yên là một quả cầu khí ở trạng thái thủy tĩnh. và cân bằng nhiệt (tức là tác động của lực hấp dẫn được cân bằng bởi áp suất bên trong, và sự mất mát năng lượng do bức xạ được bù đắp bằng năng lượng giải phóng trong ruột của ngôi sao, xem). “Sự ra đời” của một ngôi sao là sự hình thành của một vật thể cân bằng thủy tĩnh, bức xạ của nó được hỗ trợ bởi chính nó. các nguồn năng lượng. “Cái chết” của một ngôi sao là sự mất cân bằng không thể đảo ngược dẫn đến sự hủy diệt của ngôi sao hoặc thảm họa của nó. nén.
Cô lập lực hấp dẫn năng lượng chỉ có thể đóng vai trò quyết định khi nhiệt độ bên trong ngôi sao không đủ để giải phóng năng lượng hạt nhân bù đắp cho sự mất mát năng lượng và toàn bộ hoặc một phần ngôi sao phải co lại để duy trì trạng thái cân bằng. Việc giải phóng năng lượng nhiệt chỉ trở nên quan trọng sau khi nguồn năng lượng hạt nhân dự trữ đã cạn kiệt. T.o., E.z. có thể được biểu diễn dưới dạng sự thay đổi nhất quán trong nguồn năng lượng của các ngôi sao.
Thời gian đặc trưng E.z. quá lớn để có thể theo dõi trực tiếp mọi quá trình tiến hóa. Vì thế chính Phương pháp nghiên cứu E.Z. yavl. xây dựng chuỗi mô hình sao mô tả những thay đổi bên trong cấu trúc và hóa học thành phần của các ngôi sao theo thời gian. Sự tiến hóa. sau đó các trình tự được so sánh với kết quả quan sát, ví dụ: với (G.-R.d.), tổng hợp các quan sát số lượng lớn các ngôi sao ở các giai đoạn tiến hóa khác nhau. Đặc biệt vai trò quan trọng chơi so sánh với G.-R.d. đối với các cụm sao, vì tất cả các sao trong một cụm đều có thành phần hóa học ban đầu giống nhau. thành phần và hình thành gần như đồng thời. Theo G.-R.d. các cụm ở các độ tuổi khác nhau, có thể thiết lập hướng đi của E.Z. Sự tiến hóa một cách chi tiết. các chuỗi được tính toán bằng cách giải số một hệ phương trình vi phân mô tả sự phân bố khối lượng, mật độ, nhiệt độ và độ sáng trên một ngôi sao, trong đó bổ sung thêm các định luật giải phóng năng lượng và độ mờ đục của vật chất sao và các phương trình mô tả sự thay đổi tính chất hóa học. thành phần sao theo thời gian.
Quá trình tiến hóa của một ngôi sao phụ thuộc chủ yếu vào khối lượng và thành phần hóa học ban đầu của nó. thành phần. Chuyển động quay của ngôi sao và từ trường của nó có thể đóng một vai trò nhất định, nhưng không phải là cơ bản. tuy nhiên, vai trò của các yếu tố này trong E.Z. vẫn chưa được nghiên cứu đầy đủ. Chem. Thành phần của một ngôi sao phụ thuộc vào thời điểm nó được hình thành và vị trí của nó trong Thiên hà tại thời điểm hình thành. Các ngôi sao thuộc thế hệ đầu tiên được hình thành từ vật chất, thành phần của nó được xác định bởi vũ trụ học. điều kiện. Rõ ràng, nó chứa khoảng 70% khối lượng hydro, 30% heli và một lượng nhỏ hỗn hợp deuterium và lithium. Trong quá trình tiến hóa của các sao thế hệ thứ nhất, các nguyên tố nặng (sau heli) được hình thành và bị đẩy vào không gian giữa các vì sao là kết quả của dòng vật chất thoát ra từ các ngôi sao hoặc trong các vụ nổ sao. Các ngôi sao thế hệ tiếp theo được hình thành từ vật chất chứa tới 3-4% (khối lượng) nguyên tố nặng.
Dấu hiệu trực tiếp nhất cho thấy sự hình thành sao trong Thiên hà đang diễn ra ở thời điểm hiện tại là hiện tượng này. sự tồn tại của phổ sao sáng khổng lồ. loại O và B, tuổi thọ của chúng không quá ~ 10 7 năm. Tốc độ hình thành sao trong thời hiện đại. kỷ nguyên được ước tính là 5 mỗi năm.
2. Sự hình thành sao, giai đoạn nén hấp dẫn
Theo quan điểm thông thường nhất, các ngôi sao được hình thành do lực hấp dẫn. sự ngưng tụ của vật chất trong môi trường giữa các vì sao. Sự phân chia cần thiết của môi trường giữa các vì sao thành hai pha - các đám mây lạnh dày đặc và môi trường loãng có nhiệt độ cao hơn - có thể xảy ra dưới ảnh hưởng của sự mất ổn định nhiệt Rayleigh-Taylor trong từ trường giữa các vì sao. cánh đồng. Các phức chất khí-bụi có khối lượng 
, kích thước đặc trưng (10-100) pc và nồng độ hạt N~10 2 cm -3 . thực sự được quan sát thấy do sự phát xạ sóng vô tuyến của chúng. Việc nén (sụp đổ) những đám mây như vậy đòi hỏi một số điều kiện nhất định: trọng lực. các hạt của đám mây phải vượt quá tổng năng lượng chuyển động nhiệt của các hạt, năng lượng quay của toàn bộ đám mây và từ trường. năng lượng đám mây (tiêu chí Jeans). Nếu chỉ xét năng lượng của chuyển động nhiệt thì chính xác đến hệ số bậc 1, tiêu chí Jeans được viết dưới dạng:align="absmiddle" width="205" Height="20">, khối lượng của đám mây ở đâu, T- nhiệt độ khí tính bằng K, N- số lượng hạt trên 1 cm3. Với nét hiện đại điển hình nhiệt độ các đám mây liên sao K chỉ có thể làm sụp đổ các đám mây có khối lượng không nhỏ hơn. Tiêu chí Jeans chỉ ra rằng để hình thành các sao trong phổ khối được quan sát thực tế, nồng độ các hạt trong các đám mây sụp đổ phải đạt tới (10 3 -10 6) cm -3, tức là. Cao hơn 10-1000 lần so với quan sát thấy trong các đám mây thông thường. Tuy nhiên, nồng độ hạt như vậy có thể đạt được ở độ sâu của các đám mây đã bắt đầu sụp đổ. Từ đó, nó diễn ra thông qua một quy trình tuần tự, được thực hiện theo nhiều bước. các giai đoạn, sự phân mảnh của các đám mây lớn. Bức tranh này giải thích một cách tự nhiên sự ra đời của các ngôi sao theo nhóm - cụm. Đồng thời, các câu hỏi liên quan đến cân bằng nhiệt trong đám mây, trường vận tốc trong đó và cơ chế xác định phổ khối của các mảnh vẫn chưa rõ ràng.
Các vật thể có khối lượng sao bị co lại được gọi là tiền sao. Sự sụp đổ của một tiền sao không quay đối xứng hình cầu mà không có từ trường. các trường bao gồm một số. các giai đoạn. Tại thời điểm ban đầu, đám mây đồng nhất và đẳng nhiệt. Nó minh bạch với chính nó. bức xạ, do đó sự sụp đổ đi kèm với sự tổn thất năng lượng theo thể tích, Ch. Array. do bức xạ nhiệt của bụi, vết cắt truyền động năng của nó. năng lượng của một hạt khí. Trong một đám mây đồng nhất không có gradient áp suất và quá trình nén bắt đầu rơi tự do với thời gian đặc trưng, Ở đâu G- , - mật độ đám mây. Khi bắt đầu nén, một sóng hiếm xuất hiện, di chuyển về phía trung tâm với tốc độ âm thanh và kể từ đó Sự sụp đổ xảy ra nhanh hơn ở nơi có mật độ cao hơn, tiền sao được chia thành lõi đặc và lớp vỏ mở rộng, trong đó vật chất được phân bố theo quy luật. Khi nồng độ hạt trong lõi đạt ~ 10 11 cm -3 nó trở nên mờ đục đối với bức xạ IR của hạt bụi. Năng lượng giải phóng trong lõi từ từ thấm lên bề mặt do dẫn nhiệt bức xạ. Nhiệt độ bắt đầu tăng gần như đoạn nhiệt, điều này dẫn đến tăng áp suất và lõi trở nên thủy tĩnh. THĂNG BẰNG. Lớp vỏ tiếp tục rơi vào lõi và xuất hiện ở ngoại vi. Các tham số kernel lúc này phụ thuộc yếu vào tổng khối lượng tiền sao: K. Khi khối lượng của lõi tăng lên do sự bồi tụ, nhiệt độ của nó thay đổi gần như đoạn nhiệt cho đến khi đạt tới 2000 K, khi quá trình phân ly của các phân tử H 2 bắt đầu. Là kết quả của việc tiêu thụ năng lượng cho quá trình phân ly chứ không phải do tăng động năng. năng lượng hạt, giá trị chỉ số đoạn nhiệt trở nên nhỏ hơn 4/3, sự thay đổi áp suất không thể bù cho lực hấp dẫn và lõi lại sụp đổ (xem). Một lõi mới với các thông số được hình thành, bao quanh sốc phía trước, trên đó phần còn lại của lõi đầu tiên được bồi tụ. Sự sắp xếp lại tương tự của hạt nhân xảy ra với hydro.
Sự phát triển hơn nữa của lõi với tổn thất là vật chất vỏ tiếp tục cho đến khi tất cả vật chất rơi vào ngôi sao hoặc bị phân tán dưới tác động của hoặc, nếu lõi đủ lớn (xem). Tiền sao có thời gian đặc trưng của vật chất vỏ t a >t kn, do đó độ sáng của chúng được xác định bởi sự giải phóng năng lượng của các hạt nhân đang suy sụp.
Một ngôi sao, bao gồm lõi và vỏ, được quan sát như một nguồn IR do quá trình xử lý bức xạ trong vỏ (bụi của vỏ, hấp thụ các photon của bức xạ UV từ lõi, phát ra trong phạm vi IR). Khi lớp vỏ trở nên mỏng về mặt quang học, tiền sao bắt đầu được quan sát như một vật thể thông thường có bản chất sao. Những ngôi sao nặng nhất vẫn giữ lại lớp vỏ của chúng cho đến khi quá trình đốt cháy hydro bằng nhiệt hạch bắt đầu ở trung tâm ngôi sao. Áp suất bức xạ có thể giới hạn khối lượng của các ngôi sao ở mức . Ngay cả khi những ngôi sao nặng hơn được hình thành, chúng vẫn có xung không ổn định và có thể mất đi năng lượng. một phần khối lượng ở giai đoạn đốt cháy hydro trong lõi. Khoảng thời gian của giai đoạn sụp đổ và phân tán của lớp vỏ tiền sao có cùng thứ tự với thời gian rơi tự do của đám mây mẹ, tức là. 10 5 -10 6 năm. Được chiếu sáng bởi lõi, các khối vật chất tối từ tàn dư của lớp vỏ, được gia tốc bởi gió sao, được xác định là các vật thể Herbig-Haro (các cụm sao có phổ phát xạ). Các ngôi sao có khối lượng thấp, khi chúng trở nên nhìn thấy được, nằm trong vùng G.-R.D. do các sao T Tauri (ngôi sao lùn) chiếm giữ, những ngôi sao có khối lượng lớn hơn nằm trong vùng có các sao phát xạ Herbig (các lớp quang phổ ban đầu không đều với các vạch phát xạ trong quang phổ). ).Sự tiến hóa. dấu vết của lõi tiền sao với khối lượng không đổiở giai đoạn thủy tĩnh. nén được thể hiện trong hình. 1. Đối với các ngôi sao có khối lượng thấp, tại thời điểm thủy tĩnh được thiết lập. trạng thái cân bằng, các điều kiện trong hạt nhân sao cho năng lượng được truyền cho chúng. Các tính toán cho thấy nhiệt độ bề mặt của một ngôi sao đối lưu hoàn toàn gần như không đổi. Bán kính của ngôi sao liên tục giảm vì cô ấy tiếp tục co lại. Với nhiệt độ bề mặt không đổi và bán kính giảm dần, độ sáng của ngôi sao cũng sẽ rơi vào G.-R.D. Giai đoạn tiến hóa này tương ứng với các phần dọc của đường ray.
Khi quá trình nén tiếp tục, nhiệt độ bên trong ngôi sao tăng lên, vật chất trở nên trong suốt hơn và các ngôi sao có căn chỉnh="absmiddle" width="90" Height="17"> có lõi bức xạ, nhưng lớp vỏ vẫn đối lưu. Những ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn vẫn hoàn toàn đối lưu. Độ sáng của chúng được kiểm soát bởi một lớp bức xạ mỏng trong quang quyển. Ngôi sao càng nặng và nhiệt độ hiệu dụng càng cao thì lõi bức xạ của nó càng lớn (ở những ngôi sao có căn chỉnh="absmiddle" width="74" Height="17"> lõi bức xạ xuất hiện ngay lập tức). Cuối cùng, gần như toàn bộ ngôi sao (ngoại trừ vùng đối lưu bề mặt đối với các ngôi sao có khối lượng) chuyển sang trạng thái cân bằng bức xạ, trong đó toàn bộ năng lượng giải phóng trong lõi được truyền đi bởi bức xạ.
3. Sự tiến hóa dựa trên phản ứng hạt nhân
Ở nhiệt độ trong hạt nhân ~ 10 6 K, các phản ứng hạt nhân đầu tiên bắt đầu - deuterium, lithium, boron cháy hết. Số lượng chính của các nguyên tố này nhỏ đến mức quá trình đốt cháy của chúng thực tế không chịu được lực nén. Quá trình nén dừng lại khi nhiệt độ ở tâm sao đạt ~ 10 6 K và hydro bốc cháy, bởi vì Năng lượng giải phóng trong quá trình đốt cháy nhiệt hạch của hydro đủ để bù đắp tổn thất bức xạ (xem). Các ngôi sao đồng nhất, trong lõi đốt cháy hydro, hình thành trên G.-R.D. trình tự chính ban đầu (IMS). Những ngôi sao có khối lượng lớn đạt tới NGP nhanh hơn những ngôi sao có khối lượng thấp, bởi vì tốc độ mất năng lượng trên một đơn vị khối lượng và do đó tốc độ tiến hóa của chúng cao hơn so với các ngôi sao có khối lượng thấp. Kể từ khi gia nhập NGP E.z. xảy ra trên cơ sở đốt hạt nhân, các giai đoạn chính được tóm tắt trong bảng. Sự đốt cháy hạt nhân có thể xảy ra trước khi hình thành các nguyên tố nhóm sắt, có năng lượng liên kết cao nhất trong số tất cả các hạt nhân. Sự tiến hóa. dấu vết của các ngôi sao trên G.-R.D. được thể hiện trong hình. 2. Sự tiến hóa giá trị trung tâm nhiệt độ và mật độ của các ngôi sao được thể hiện trong hình. 3. Tại K chính. nguồn năng lượng yavl. phản ứng của chu trình hydro nói chung T- các phản ứng của chu trình cacbon-nitơ (CNO) (xem). Tác dụng phụ Hiện tượng chu trình CNO thiết lập nồng độ cân bằng của các hạt nhân 14 N, 12 C, 13 C - lần lượt là 95%, 4% và 1% trọng lượng. Sự chiếm ưu thế của nitơ trong các lớp xảy ra quá trình đốt cháy hydro được xác nhận bằng kết quả quan sát, trong đó các lớp này xuất hiện trên bề mặt do mất đi tác dụng bên ngoài. các lớp. Ở các ngôi sao ở trung tâm thực hiện chu trình CNO (align="absmiddle" width="74" Height="17">), một lõi đối lưu xuất hiện. Lý do cho điều này là rất nghiện mạnh giải phóng năng lượng phụ thuộc vào nhiệt độ: . Dòng năng lượng bức xạ ~ T 4(xem), do đó, nó không thể truyền toàn bộ năng lượng được giải phóng và phải xảy ra sự đối lưu, hiệu quả hơn sự truyền bức xạ. Ở những ngôi sao nặng nhất, hơn 50% khối lượng sao bị bao phủ bởi sự đối lưu. Tầm quan trọng của lõi đối lưu đối với quá trình tiến hóa được xác định bởi thực tế là nhiên liệu hạt nhân bị cạn kiệt đồng đều ở một khu vực lớn hơn nhiều so với vùng đốt cháy hiệu quả, trong khi ở các ngôi sao không có lõi đối lưu, ban đầu nó chỉ cháy hết ở một vùng lân cận nhỏ của trung tâm. , nơi có nhiệt độ khá cao. Thời gian đốt cháy hydro dao động từ ~ 10 10 năm đến nhiều năm. Thời gian của tất cả các giai đoạn đốt cháy hạt nhân tiếp theo không vượt quá 10% thời gian đốt cháy hydro, do đó các ngôi sao ở giai đoạn đốt cháy hydro hình thành trên G.-R.D. khu vực đông dân cư - (GP). Ở những ngôi sao có nhiệt độ ở trung tâm không bao giờ đạt đến giá trị cần thiết cho quá trình đốt cháy hydro, chúng co lại vô thời hạn, biến thành các sao lùn “đen”. Sự đốt cháy hydro dẫn đến sự gia tăng trung bình. trọng lượng phân tử của chất cốt lõi và do đó duy trì được tính thủy tĩnh. cân bằng, áp suất ở trung tâm phải tăng, kéo theo sự gia tăng nhiệt độ ở trung tâm và gradient nhiệt độ trên khắp ngôi sao, và do đó tăng độ sáng. Sự tăng độ sáng cũng là kết quả của việc giảm độ mờ đục của vật chất khi nhiệt độ tăng. Lõi co lại để duy trì các điều kiện giải phóng năng lượng hạt nhân với hàm lượng hydro giảm và lớp vỏ giãn ra do nhu cầu truyền dòng năng lượng tăng lên từ lõi. Trên G.-R.d. ngôi sao di chuyển sang bên phải của NGP. Sự giảm độ mờ dẫn đến cái chết của lõi đối lưu ở tất cả các ngôi sao trừ những ngôi sao lớn nhất. Tốc độ tiến hóa của các ngôi sao lớn là cao nhất và chúng là những ngôi sao đầu tiên rời khỏi MS. Thời gian tồn tại trên MS dành cho các ngôi sao có ca. 10 triệu năm, từ ca. 70 triệu năm, và từ ca. 10 tỷ năm.Khi hàm lượng hydro trong lõi giảm xuống 1%, sự giãn nở của vỏ các ngôi sao có căn chỉnh="absmiddle" width="66" Height="17"> được thay thế bằng sự co lại chung của ngôi sao cần thiết để duy trì sự giải phóng năng lượng . Sự nén của lớp vỏ làm nóng hydro ở lớp liền kề với lõi helium đến nhiệt độ đốt cháy nhiệt hạch của nó, và một nguồn giải phóng năng lượng của lớp phát sinh. Ở những ngôi sao có khối lượng ít phụ thuộc vào nhiệt độ và vùng giải phóng năng lượng không tập trung quá mạnh về phía trung tâm nên không có giai đoạn nén tổng quát.
E.z. sau khi hydro cháy hết phụ thuộc vào khối lượng của chúng. Yếu tố quan trọng nhất, ảnh hưởng đến quá trình tiến hóa của các ngôi sao có khối lượng , yavl. sự thoái hóa của khí điện tử ở mật độ cao. Đến hạn mật độ cao số lượng trạng thái lượng tử có năng lượng thấp bị hạn chế do nguyên lý Pauli và các electron lấp đầy các mức lượng tử bằng năng lượng cao, vượt quá đáng kể năng lượng chuyển động nhiệt của chúng. Tính năng chính khí thoái hóa là áp suất của nó P chỉ phụ thuộc vào mật độ: suy biến phi tương đối tính và suy biến tương đối tính. Áp suất khí của electron lớn hơn nhiều so với áp suất của các ion. Điều này tuân theo những gì cơ bản đối với E.Z. kết luận: vì lực hấp dẫn tác dụng lên một đơn vị thể tích của một chất khí suy biến tương đối tính phụ thuộc vào mật độ giống như gradient áp suất, nên phải có một khối lượng giới hạn (xem), sao cho tại căn chỉnh="absmiddle" width="66 " chiều cao ="15"> áp suất điện tử không thể chống lại trọng lực và quá trình nén bắt đầu. Giới hạn trọng lượng Align="absmiddle" width="139" Height="17">. Ranh giới của vùng trong đó khí điện tử bị suy biến được thể hiện trên hình 2. 3. Ở các ngôi sao có khối lượng thấp, sự thoái hóa đóng một vai trò đáng chú ý trong quá trình hình thành hạt nhân helium.
Yếu tố thứ hai quyết định E.z. ở các giai đoạn sau, đây là sự tổn thất năng lượng neutrino. Trong sâu thẳm của các ngôi sao T~10 8 K chính. vai trò trong sự ra đời được thực hiện bởi: quá trình photoneutrino, sự phân rã lượng tử dao động plasma (plasmon) thành các cặp neutrino-phản neutrino (), sự hủy diệt của các cặp electron-positron () và (xem). Đặc điểm quan trọng nhất của neutrino là vật chất của ngôi sao gần như trong suốt đối với chúng và neutrino tự do mang năng lượng ra khỏi ngôi sao.
Lõi helium, trong đó chưa có điều kiện để đốt cháy helium, bị nén. Nhiệt độ trong nguồn phân lớp liền kề với lõi tăng lên và tốc độ đốt cháy hydro tăng lên. Nhu cầu truyền một dòng năng lượng tăng lên dẫn đến sự giãn nở của lớp vỏ, khiến một phần năng lượng bị lãng phí. Vì độ sáng của ngôi sao không thay đổi nên nhiệt độ bề mặt của nó giảm xuống và trên G.-R.D. ngôi sao di chuyển đến vùng bị chiếm giữ bởi các sao khổng lồ đỏ. Thời gian tái cấu trúc của ngôi sao nhỏ hơn hai bậc độ lớn so với thời gian để hydro đốt cháy hết trong lõi, do đó có rất ít ngôi sao giữa dải MS và vùng siêu khổng lồ đỏ. . Khi nhiệt độ của vỏ giảm, độ trong suốt của nó tăng lên, do đó hình dáng bên ngoài xuất hiện. vùng đối lưu và độ sáng của ngôi sao tăng lên.
Việc loại bỏ năng lượng khỏi lõi thông qua tính dẫn nhiệt của các electron thoái hóa và sự mất mát neutrino trong các ngôi sao làm trì hoãn thời điểm đốt cháy helium. Nhiệt độ chỉ bắt đầu tăng lên đáng kể khi lõi trở nên gần như đẳng nhiệt. Đốt cháy 4 Anh ta xác định E.Z. kể từ thời điểm năng lượng giải phóng vượt quá năng lượng mất đi do dẫn nhiệt và bức xạ neutrino. Điều kiện tương tự áp dụng cho quá trình đốt cháy tất cả các loại nhiên liệu hạt nhân tiếp theo.
Một đặc điểm đáng chú ý của lõi sao làm từ khí thoái hóa, được làm lạnh bằng neutrino, là “hội tụ” - sự hội tụ của các vết, đặc trưng cho mối quan hệ giữa mật độ và nhiệt độ. Tcở trung tâm của ngôi sao (Hình 3). Tốc độ giải phóng năng lượng trong quá trình nén lõi được xác định bằng tốc độ bổ sung vật chất vào lõi thông qua nguồn lớp và chỉ phụ thuộc vào khối lượng lõi đối với một loại nhiên liệu nhất định. Sự cân bằng giữa dòng năng lượng vào và ra phải được duy trì trong lõi, do đó sự phân bố nhiệt độ và mật độ giống nhau được thiết lập trong lõi của các ngôi sao. Khi 4 He bốc cháy, khối lượng của hạt nhân phụ thuộc vào hàm lượng các nguyên tố nặng. Trong hạt nhân khí thoái hóa, sự cháy của 4He có tính chất nổ nhiệt vì Năng lượng giải phóng trong quá trình đốt cháy sẽ làm tăng năng lượng chuyển động nhiệt của electron, nhưng áp suất hầu như không thay đổi khi nhiệt độ tăng cho đến khi nhiệt năng của electron bằng năng lượng khí thoái hóa của electron. Sau đó, sự thoái hóa bị loại bỏ và lõi nhanh chóng giãn nở - xảy ra tia sáng heli. Các vụ nổ khí heli có thể đi kèm với sự mất mát vật chất của sao. Ở , nơi các ngôi sao lớn đã kết thúc quá trình tiến hóa từ lâu và các sao khổng lồ đỏ có khối lượng, các ngôi sao ở giai đoạn đốt cháy heli nằm trên nhánh ngang của G.-R.D.
Trong lõi helium của các ngôi sao có căn chỉnh="absmiddle" width="90" Height="17"> khí không bị thoái hóa, 4 He bốc cháy lặng lẽ, nhưng lõi cũng giãn nở do tăng dần Tc. Ở những ngôi sao nặng nhất, quá trình đốt cháy 4 He xảy ra ngay cả khi chúng hoạt động. siêu khổng lồ màu xanh. Sự mở rộng của lõi dẫn đến sự giảm T trong vùng của nguồn lớp hydro và độ sáng của ngôi sao sau vụ nổ heli giảm đi. Để duy trì trạng thái cân bằng nhiệt, lớp vỏ co lại và ngôi sao rời khỏi vùng siêu sao đỏ. Khi 4 He trong lõi cạn kiệt, quá trình nén lõi và giãn nở của lớp vỏ lại bắt đầu, ngôi sao lại trở thành siêu sao đỏ. Một nguồn đốt phân lớp 4 He được hình thành, nguồn này chiếm ưu thế trong việc giải phóng năng lượng. Bên ngoài lại xuất hiện. vùng đối lưu. Khi heli và hydro cháy hết, độ dày của các nguồn lớp giảm đi. Một lớp mỏng đốt cháy helium hóa ra không ổn định về nhiệt, bởi vì với độ nhạy rất cao của việc giải phóng năng lượng với nhiệt độ (), độ dẫn nhiệt của chất này không đủ để dập tắt các nhiễu loạn nhiệt trong lớp đốt. Trong quá trình bùng phát nhiệt, sự đối lưu xảy ra trong lớp. Nếu nó thâm nhập vào các lớp giàu hydro, thì đó là kết quả của một quá trình chậm ( S-process, xem) các phần tử được tổng hợp bằng khối lượng nguyên tử từ 22 Ne đến 209 B.
Áp suất bức xạ lên bụi và các phân tử hình thành trong lớp vỏ lạnh, kéo dài của các siêu sao đỏ dẫn đến sự mất mát vật chất liên tục với tốc độ lên tới một năm. Sự mất mát khối lượng liên tục có thể được bổ sung bằng những tổn thất gây ra bởi sự mất ổn định của quá trình đốt cháy hoặc dao động của lớp, có thể dẫn đến giải phóng một hoặc nhiều khối lượng. vỏ sò. Khi lượng chất phía trên lõi cacbon-oxy trở nên nhỏ hơn một giới hạn nhất định, lớp vỏ để duy trì nhiệt độ ở các lớp cháy buộc phải nén lại cho đến khi lực nén có khả năng duy trì quá trình đốt cháy; ngôi sao trên G.-R.D. di chuyển gần như theo chiều ngang sang trái. Ở giai đoạn này, sự mất ổn định của các lớp cháy cũng có thể dẫn đến hiện tượng giãn nở của lớp vỏ và thất thoát vật chất. Khi ngôi sao đủ nóng, nó được quan sát thấy ở lõi có một hoặc nhiều ngôi sao. vỏ sò. Khi các nguồn lớp dịch chuyển về phía bề mặt của ngôi sao đến mức nhiệt độ trong chúng trở nên thấp hơn nhiệt độ cần thiết cho quá trình đốt cháy hạt nhân, ngôi sao nguội đi, biến thành sao lùn trắng với , bức xạ do tiêu thụ năng lượng nhiệt của thành phần ion của vấn đề của nó. Thời gian nguội đi đặc trưng của sao lùn trắng là ~ 10 9 năm. Giới hạn dưới về khối lượng của các ngôi sao đơn lẻ biến thành sao lùn trắng là không rõ ràng, ước tính là 3-6. Ở các sao c, khí electron bị thoái hóa ở giai đoạn phát triển của lõi sao carbon-oxy (C,O-). Giống như trong lõi helium của các ngôi sao, do sự mất năng lượng neutrino, một “sự hội tụ” các điều kiện xảy ra ở trung tâm và tại thời điểm đốt cháy carbon trong lõi C,O. Việc đốt cháy 12 C trong những điều kiện như vậy rất có thể có tính chất của một vụ nổ và dẫn đến sự phá hủy hoàn toàn của ngôi sao. Sự phá hủy hoàn toàn có thể không xảy ra nếu 
. Mật độ như vậy có thể đạt được khi tốc độ tăng trưởng lõi được xác định bằng sự bồi tụ của vật chất vệ tinh trong một hệ nhị phân gần.
Vòng đời của các ngôi sao
Một ngôi sao điển hình giải phóng năng lượng bằng cách tổng hợp hydro thành heli trong lò hạt nhân ở lõi của nó. Sau khi ngôi sao sử dụng hết hydro ở trung tâm, nó bắt đầu đốt cháy phần vỏ của ngôi sao, khiến nó tăng kích thước và phồng lên. Kích thước của ngôi sao tăng lên, nhiệt độ của nó giảm đi. Quá trình này tạo ra những sao khổng lồ đỏ và siêu khổng lồ. Tuổi thọ của mỗi ngôi sao được xác định bởi khối lượng của nó. Những ngôi sao khổng lồ kết thúc vòng đời của chúng bằng một vụ nổ. Những ngôi sao như Mặt trời co lại, trở thành sao lùn trắng dày đặc. Trong quá trình biến đổi từ sao khổng lồ đỏ thành sao lùn trắng, một ngôi sao có thể bong ra các lớp bên ngoài giống như ánh sáng vỏ khí, lộ ra lõi.
Từ cuốn sách NGƯỜI ĐÀN ÔNG VÀ LINH HỒN CỦA TÔI. Cuộc sống ở cơ thể vật lý và thế giới thiên văn tác giả Ivanov Yu M Từ cuốn sách Lớn Bách khoa toàn thư Liên Xô(ZHI) của tác giả TSB Từ cuốn sách Du khách tác giả Dorozhkin Nikolay Từ cuốn sách Kinh tế bất động sản tác giả Burkhanova NatalyaMột con đường sống phức tạp Thái độ của các nhà khoa học trong nước chúng ta đối với Sven Hedin đã trải qua những thay đổi đáng kể. Nguyên nhân nằm cả ở tính cách của Hedin và ở tình hình chính trị thời gian của anh ấy. Ngay từ khi còn trẻ, tôi đã biết tiếng Nga và có cảm tình với nước Nga và đất nước của nó.
Từ cuốn sách Tài chính: Bảng gian lận tác giả tác giả không rõ4. Vòng đời của bất động sản Do bất động sản trải qua những thay đổi về kinh tế, vật chất và pháp lý trong quá trình tồn tại nên bất động sản (trừ đất đai) đều trải qua các giai đoạn sau:
Từ cuốn sách Mọi thứ về mọi thứ. Tập 5 tác giả Likum Arkady47. TÁC ĐỘNG CỦA TÀI CHÍNH ĐẾN TIÊU CHUẨN SỐNG CỦA NGƯỜI DÂN Bản chất kinh tế - xã hội của các mối quan hệ tài chính bao gồm việc nghiên cứu câu hỏi nhà nước nhận được nguồn tài chính từ chi phí của ai và một phần đáng kể các quỹ này được sử dụng vì lợi ích của ai.
Từ cuốn sách Hành vi tổ chức: Bảng gian lận tác giả tác giả không rõNó cách các ngôi sao bao xa? Có những ngôi sao trong Vũ trụ ở rất xa chúng ta đến nỗi chúng ta thậm chí không có cơ hội biết khoảng cách hoặc xác định số lượng của chúng. Nhưng cách Trái đất bao xa ngôi sao gần nhất? Khoảng cách từ Trái đất đến Mặt trời là 150.000.000 km. Kể từ khi ánh sáng
Từ cuốn sách Tiếp thị: Cheat Sheet tác giả tác giả không rõ50. VÒNG ĐỜI CỦA MỘT TỔ CHỨC Khái niệm về vòng đời của một tổ chức rất phổ biến - những thay đổi của nó theo một chuỗi trạng thái nhất định khi tương tác với môi trường. Có những giai đoạn nhất định mà các tổ chức phải trải qua và
Từ sách Sinh học [Toàn bộ sách tham khảo luyện thi Thống nhất] tác giả Lerner Georgy Isaakovich45. CHU KỲ CUỘC SỐNG SẢN PHẨM Vòng đời sản phẩm là sự thay đổi về doanh thu và lợi nhuận trong suốt vòng đời của nó. Sản phẩm có các giai đoạn hình thành, phát triển, chín muồi và kết thúc - “chết”, ra đi.1. Giai đoạn “phát triển và tung ra thị trường”. Đây là giai đoạn đầu tư vào tiếp thị
Từ cuốn sách 200 vụ ngộ độc nổi tiếng tác giả Antsyshkin Igor2.7. Tế bào là đơn vị di truyền của một sinh vật sống. Nhiễm sắc thể, cấu trúc (hình dạng và kích thước) và chức năng của chúng. Số lượng nhiễm sắc thể và tính hằng định loài của chúng. Đặc điểm của tế bào soma và tế bào mầm. Chu kỳ sống của tế bào: xen kẽ và nguyên phân. Nguyên phân là sự phân chia của tế bào soma. Giảm phân. Giai đoạn
Từ cuốn sách Tham khảo nhanh kiến thức cần thiết tác giả Chernyavsky Andrey Vladimirovich4.5.1. Vòng đời của tảo Ngành tảo xanh bao gồm thực vật đơn bào và thực vật đa bào. Tổng cộng có khoảng 13 nghìn loài. Các sinh vật đơn bào bao gồm Chlamydomonas và Chlorella. Các khuẩn lạc được hình thành bởi các tế bào Volvox và Pandorina. Để đa bào
Từ cuốn sách Stargazer phổ biến tác giả Shalashnikov IgorSự hy sinh của các vì sao Nhà toán học người Ý Cardano là một triết gia, một bác sĩ và một nhà chiêm tinh. Lúc đầu, ông chỉ làm việc trong lĩnh vực y học, nhưng từ năm 1534, ông là giáo sư toán học ở Milan và Bologna; tuy nhiên, để tăng thu nhập khiêm tốn của mình, vị giáo sư đã không rời bỏ
Từ cuốn sách Mới nhất từ điển triết học tác giả Gritsanov Alexander Alekseevich25 ngôi sao gần nhất mV - cường độ thị giác; r - khoảng cách tới ngôi sao, pc; L là độ sáng (năng lượng bức xạ) của ngôi sao, được biểu thị bằng đơn vị độ sáng mặt trời (3,86–1026
Từ cuốn sách Tôi khám phá thế giới. Virus và bệnh tật tác giả Chirkov S. N.Các loại sao So với các ngôi sao khác trong Vũ trụ, Mặt trời là một ngôi sao lùn và thuộc loại sao bình thường, ở độ sâu mà hydro được chuyển đổi thành heli. Bằng cách này hay cách khác, các loại sao mô tả đại khái vòng đời của từng loại sao riêng biệt.
Từ cuốn sách của tác giả“THẾ GIỚI CUỘC SỐNG” (Lebenswelt) là một trong những khái niệm trung tâm của hiện tượng học muộn của Husserl, được ông xây dựng như là kết quả của việc vượt qua chân trời hạn hẹp của một phương pháp hiện tượng học nghiêm ngặt bằng cách giải quyết các vấn đề về kết nối thế giới của ý thức. Sự bao gồm của "thế giới" như vậy
Từ cuốn sách của tác giảVòng đời của virus Mỗi virus xâm nhập vào tế bào theo một cách riêng. Sau khi thâm nhập, trước hết anh ta phải cởi bỏ quần áo bên ngoài để lộ ít nhất một phần cơ thể của mình. axit nucleic và bắt đầu sao chép nó. Công việc của virus được tổ chức tốt.
Sự tiến hóa của các ngôi sao có khối lượng khác nhau
Các nhà thiên văn học không thể quan sát cuộc đời của một ngôi sao từ đầu đến cuối, bởi vì ngay cả những ngôi sao có thời gian sống ngắn nhất cũng tồn tại hàng triệu năm - cuộc sống lâu hơn của toàn thể nhân loại. Thay đổi theo thời gian đặc điểm vật lý Và thành phần hóa học các ngôi sao, tức là Các nhà thiên văn học nghiên cứu sự tiến hóa của sao bằng cách so sánh đặc điểm của nhiều ngôi sao ở các giai đoạn tiến hóa khác nhau.
Các mô hình vật lý kết nối các đặc điểm quan sát được của các sao được phản ánh trong sơ đồ độ sáng màu - biểu đồ Hertzsprung - Russell, trên đó các sao tạo thành các nhóm - trình tự riêng biệt: dãy sao chính, dãy sao siêu khổng lồ, sao khổng lồ sáng và mờ, sao khổng lồ, các tiểu lùn và sao lùn trắng.
Trong phần lớn thời gian tồn tại của nó, bất kỳ ngôi sao nào cũng nằm trên cái gọi là chuỗi chính của biểu đồ độ sáng màu. Tất cả các giai đoạn khác trong quá trình tiến hóa của ngôi sao trước khi hình thành tàn dư nhỏ gọn chiếm không quá 10% thời gian này. Đây là lý do tại sao hầu hết các ngôi sao được quan sát trong Thiên hà của chúng ta đều là những sao lùn đỏ khiêm tốn có khối lượng bằng Mặt trời hoặc nhỏ hơn. Dãy chính chứa khoảng 90% tổng số sao được quan sát.
Tuổi thọ của một ngôi sao và cuối cùng nó sẽ biến thành gì đường đời, hoàn toàn được xác định bởi khối lượng của nó. Những ngôi sao có khối lượng lớn hơn Mặt trời sống ít hơn Mặt trời nhiều và thời gian tồn tại của những ngôi sao nặng nhất chỉ là hàng triệu năm. Đối với đại đa số các ngôi sao, thời gian tồn tại là khoảng 15 tỷ năm. Sau khi một ngôi sao cạn kiệt nguồn năng lượng, nó bắt đầu nguội đi và co lại. Sản phẩm cuối cùng của quá trình tiến hóa sao là những vật thể nhỏ gọn, khối lượng có mật độ lớn hơn nhiều lần so với các ngôi sao thông thường.
Các ngôi sao có khối lượng khác nhau sẽ rơi vào một trong ba trạng thái: sao lùn trắng, sao neutron hoặc lỗ đen. Nếu khối lượng của ngôi sao nhỏ thì lực hấp dẫn tương đối yếu và lực nén của ngôi sao (sự suy sụp hấp dẫn) sẽ dừng lại. Nó chuyển sang trạng thái sao lùn trắng ổn định. Nếu khối lượng vượt quá giá trị tới hạn thì quá trình nén sẽ tiếp tục. Vào lúc rất mật độ cao electron kết hợp với proton để tạo thành neutron. Chẳng bao lâu, gần như toàn bộ ngôi sao chỉ bao gồm neutron và có mật độ khổng lồ đến mức khối lượng sao khổng lồ tập trung thành một quả cầu rất nhỏ có bán kính vài km và quá trình nén dừng lại - một ngôi sao neutron được hình thành. Nếu khối lượng của ngôi sao lớn đến mức ngay cả sự hình thành của sao neutron cũng không ngăn được sự suy sụp hấp dẫn, thì giai đoạn cuối cùng trong quá trình tiến hóa của ngôi sao sẽ là lỗ đen.
Mỗi người trong chúng ta đều đã từng ngắm nhìn bầu trời đầy sao ít nhất một lần trong đời. Có người nhìn vẻ đẹp này, trải qua những cảm xúc lãng mạn, người khác cố gắng hiểu tất cả vẻ đẹp này đến từ đâu. Sự sống trong không gian, không giống như sự sống trên hành tinh của chúng ta, chảy với tốc độ khác. Thời gian trong không gian bên ngoài sống theo chủng loại riêng của nó, khoảng cách và kích thước trong Vũ trụ là rất lớn. Chúng ta hiếm khi nghĩ tới sự thật rằng quá trình tiến hóa của các thiên hà và các ngôi sao liên tục diễn ra trước mắt chúng ta. Mọi vật thể trong không gian vô tận đều là hệ quả của một quá trình vật lý. Các thiên hà, các ngôi sao và thậm chí cả các hành tinh đều có những giai đoạn phát triển chính.
Hành tinh của chúng ta và tất cả chúng ta đều phụ thuộc vào ngôi sao của chúng ta. Mặt trời sẽ làm chúng ta thích thú với hơi ấm của nó, thổi sức sống vào Hệ Mặt trời trong bao lâu? Điều gì đang chờ đợi chúng ta trong tương lai sau hàng triệu tỷ năm? Về vấn đề này, thật thú vị khi tìm hiểu thêm về các giai đoạn tiến hóa của các vật thể thiên văn, nơi các ngôi sao đến từ đâu và cuộc đời của những ngôi sao sáng tuyệt vời này trên bầu trời đêm kết thúc như thế nào.
Nguồn gốc, sự ra đời và tiến hóa của các ngôi sao
Sự tiến hóa của các ngôi sao và hành tinh sinh sống trong thiên hà Milky Way và toàn bộ Vũ trụ, hầu hết học tốt. Trong không gian, các định luật vật lý là không thể lay chuyển, giúp hiểu rõ nguồn gốc vật thể không gian. Dựa vào trong trường hợp nàyđược áp dụng bởi lý thuyết Vụ nổ lớn, hiện là học thuyết thống trị về quá trình nguồn gốc của Vũ trụ. Sự kiện làm rung chuyển vũ trụ và dẫn đến sự hình thành vũ trụ, theo tiêu chuẩn vũ trụ, nhanh như chớp. Đối với vũ trụ, những khoảnh khắc trôi qua từ khi một ngôi sao ra đời cho đến khi nó chết đi. Khoảng cách rộng lớn tạo ra ảo tưởng về sự bất biến của Vũ trụ. Một ngôi sao lóe lên ở đằng xa chiếu sáng chúng ta hàng tỷ năm, lúc đó nó có thể không còn tồn tại nữa.
Thuyết tiến hóa của thiên hà và các ngôi sao là sự phát triển của thuyết Big Bang. Học thuyết về sự ra đời và sự xuất hiện của các ngôi sao hệ thống sao khác nhau về quy mô của những gì đang xảy ra và khung thời gian, không giống như toàn bộ Vũ trụ, có thể được quan sát thấy phương tiện hiện đại khoa học.
Khi nghiên cứu vòng đời của các ngôi sao, bạn có thể lấy ví dụ về ngôi sao gần chúng ta nhất. Mặt trời là một trong hàng trăm nghìn tỷ ngôi sao trong tầm nhìn của chúng ta. Ngoài ra, khoảng cách từ Trái đất đến Mặt trời (150 triệu km) mang đến cơ hội duy nhất để nghiên cứu vật thể mà không cần rời khỏi hệ mặt trời. Thông tin thu được sẽ giúp chúng ta có thể hiểu chi tiết cấu trúc của các ngôi sao khác như thế nào, những nguồn nhiệt khổng lồ này cạn kiệt nhanh như thế nào, các giai đoạn phát triển của một ngôi sao là gì và cái kết của cuộc sống rực rỡ này - yên tĩnh và mờ ảo sẽ như thế nào hoặc lấp lánh, bùng nổ.
Sau đó vụ nổ lớn hạt nhỏ hình thành các đám mây liên sao, nơi trở thành “bệnh viện phụ sản” cho hàng nghìn tỷ ngôi sao. Đặc điểm là tất cả các ngôi sao đều được sinh ra cùng lúc do quá trình nén và giãn nở. Sự nén trong các đám mây khí vũ trụ xảy ra dưới tác động của lực hấp dẫn của chính nó và các quá trình tương tự ở các ngôi sao mới ở lân cận. Sự giãn nở phát sinh do áp suất bên trong của khí giữa các vì sao và dưới tác động của từ trường trong đám mây khí. Đồng thời, đám mây quay tự do xung quanh khối tâm của nó.
Các đám mây khí hình thành sau vụ nổ bao gồm 98% hydro và heli nguyên tử và phân tử. Chỉ 2% khối lượng này bao gồm bụi và các hạt cực nhỏ rắn. Trước đây người ta tin rằng ở trung tâm của bất kỳ ngôi sao nào cũng có lõi sắt, được nung nóng đến nhiệt độ một triệu độ. Khía cạnh này đã giải thích khối lượng khổng lồ của ngôi sao.
Trong cuộc đối đầu sức mạnh thể chất lực nén chiếm ưu thế, vì ánh sáng do giải phóng năng lượng không xuyên qua được đám mây khí. Ánh sáng cùng với một phần năng lượng được giải phóng lan ra bên ngoài, tạo ra nhiệt độ dưới 0 và vùng áp suất thấp bên trong khối khí tích tụ dày đặc. Ở trạng thái này, khí vũ trụ co lại nhanh chóng, tác động của lực hấp dẫn dẫn đến các hạt bắt đầu hình thành vật chất sao. Khi sự tích tụ khí dày đặc, lực nén mạnh dẫn đến sự hình thành cụm sao. Khi kích thước của đám mây khí nhỏ, sự nén sẽ dẫn đến sự hình thành một ngôi sao.
Mô tả ngắn gọn về những gì đang xảy ra là ngôi sao tương lai trải qua hai giai đoạn - nén nhanh và chậm đến trạng thái của tiền sao. Nói một cách đơn giản và bằng ngôn ngữ rõ ràng, nén nhanh là sự rơi của vật chất sao về phía trung tâm của tiền sao. Quá trình nén chậm đã xảy ra trên nền của trung tâm hình thành của tiền sao. Trong hàng trăm nghìn năm tiếp theo, hình thành mới thu nhỏ kích thước và mật độ của nó tăng lên hàng triệu lần. Dần dần, tiền sao trở nên mờ đục do mật độ vật chất sao cao và quá trình nén liên tục sẽ kích hoạt cơ chế phản ứng bên trong. Sự gia tăng áp suất và nhiệt độ bên trong dẫn đến sự hình thành trọng tâm của chính ngôi sao tương lai.
Tiền sao vẫn ở trạng thái này trong hàng triệu năm, từ từ tỏa nhiệt và dần dần co lại, giảm kích thước. Kết quả là, các đường viền của ngôi sao mới xuất hiện và mật độ vật chất của nó trở nên tương đương với mật độ của nước.
Trung bình, mật độ của ngôi sao của chúng ta là 1,4 kg/cm3 - gần bằng mật độ nước ở Biển Chết mặn. Ở trung tâm Mặt Trời có mật độ 100 kg/cm3. Vật chất sao không có trong trạng thái lỏng, nhưng tồn tại ở dạng plasma.
Dưới tác động của áp suất và nhiệt độ cực lớn khoảng 100 triệu K, các phản ứng nhiệt hạch của chu trình hydro bắt đầu. Quá trình nén dừng lại, khối lượng của vật tăng lên khi năng lượng hấp dẫn chuyển thành quá trình đốt cháy nhiệt hạch của hydro. Kể từ thời điểm này, ngôi sao mới phát ra năng lượng bắt đầu mất khối lượng.
Phiên bản mô tả ở trên về sự hình thành sao chỉ là một sơ đồ nguyên thủy mô tả giai đoạn đầu của quá trình tiến hóa và hình thành của một ngôi sao. Ngày nay, những quá trình như vậy trong thiên hà của chúng ta và khắp Vũ trụ hầu như không thể nhìn thấy được do sự cạn kiệt nghiêm trọng của vật chất sao. Trong toàn bộ lịch sử quan sát có ý thức về Thiên hà của chúng ta, chỉ có sự xuất hiện riêng lẻ của các ngôi sao mới được ghi nhận. Ở quy mô Vũ trụ, con số này có thể tăng lên hàng trăm, hàng nghìn lần.
Trong phần lớn cuộc đời của chúng, các tiền sao bị che khuất khỏi mắt con người bởi một lớp vỏ bụi bặm. Bức xạ từ lõi chỉ có thể được quan sát bằng tia hồng ngoại, đó là cách duy nhất để nhìn thấy sự ra đời của một ngôi sao. Ví dụ, trong Tinh vân Lạp Hộ năm 1967, các nhà vật lý thiên văn đã phát hiện ra vùng hồng ngoại ngôi sao mới, nhiệt độ bức xạ của nó là 700 độ Kelvin. Sau đó, hóa ra nơi sinh của các tiền sao là những nguồn nhỏ gọn không chỉ tồn tại trong thiên hà của chúng ta mà còn ở các góc xa khác của Vũ trụ. Bên cạnh đó bức xạ hồng ngoại Nơi sinh của các ngôi sao mới được đánh dấu bằng tín hiệu vô tuyến cường độ cao.
Quá trình nghiên cứu và sự tiến hóa của các ngôi sao
Toàn bộ quá trình nhận biết các ngôi sao có thể được chia thành nhiều giai đoạn. Ngay từ đầu, bạn nên xác định khoảng cách đến ngôi sao. Thông tin về khoảng cách ngôi sao cách chúng ta và ánh sáng phát ra từ nó trong bao lâu cho bạn ý tưởng về những gì đã xảy ra với ngôi sao trong suốt thời gian này. Sau khi con người biết cách đo khoảng cách tới các ngôi sao ở xa, người ta thấy rõ rằng các ngôi sao cũng giống như mặt trời, chỉ có điều kích cỡ khác nhau và với số phận khác nhau. Biết được khoảng cách đến ngôi sao, mức độ ánh sáng và lượng năng lượng phát ra có thể được sử dụng để theo dõi quá trình phản ứng tổng hợp nhiệt hạch của ngôi sao.
Sau khi xác định khoảng cách đến ngôi sao, bạn có thể sử dụng phân tích quang phổ để tính toán thành phần hóa học của ngôi sao và tìm ra cấu trúc cũng như tuổi của nó. Nhờ sự ra đời của máy quang phổ, các nhà khoa học có cơ hội nghiên cứu bản chất của ánh sáng sao. Thiết bị này có thể xác định và đo lường thành phần khí vật chất sao mà một ngôi sao sở hữu giai đoạn khác nhau về sự tồn tại của nó.
Bằng cách nghiên cứu phân tích quang phổ năng lượng của Mặt trời và các ngôi sao khác, các nhà khoa học đã đi đến kết luận rằng sự tiến hóa của các ngôi sao và hành tinh có nguồn gốc chung. Tất cả thiên thể có cùng loại, thành phần hóa học giống nhau và có nguồn gốc từ cùng một vật chất phát sinh từ Vụ nổ lớn.
Vật chất của sao bao gồm các nguyên tố hóa học giống nhau (thậm chí cả sắt) như hành tinh của chúng ta. Sự khác biệt duy nhất là ở số lượng các nguyên tố nhất định và trong các quá trình xảy ra trên Mặt trời và bên trong bầu trời của trái đất. Đây là điểm phân biệt các ngôi sao với các vật thể khác trong Vũ trụ. Nguồn gốc của các ngôi sao cũng cần được xem xét trong bối cảnh khác kỷ luật thể chất — cơ học lượng tử. Theo lý thuyết này, vật chất quyết định vật chất của sao bao gồm các nguyên tử và hạt cơ bản liên tục phân chia tạo ra thế giới vi mô của riêng chúng. Trong ánh sáng này, cấu trúc, thành phần, cấu trúc và sự tiến hóa của các ngôi sao rất đáng quan tâm. Hóa ra, phần lớn khối lượng của ngôi sao của chúng ta và nhiều ngôi sao khác chỉ bao gồm hai nguyên tố - hydro và heli. Mô hình lý thuyết, mô tả cấu trúc của một ngôi sao, sẽ cho phép chúng ta hiểu cấu trúc của chúng và sự khác biệt chính so với các vật thể không gian khác.
Đặc điểm chính là nhiều vật thể trong Vũ trụ có kích thước và hình dạng nhất định, trong khi một ngôi sao có thể thay đổi kích thước khi nó phát triển. Khí nóng là sự kết hợp của các nguyên tử liên kết lỏng lẻo với nhau. Hàng triệu năm sau khi hình thành một ngôi sao, lớp vật chất bề mặt của sao bắt đầu nguội đi. Ngôi sao tỏa ra phần lớn năng lượng của nó vào không gian bên ngoài, giảm hoặc tăng kích thước. Nhiệt và năng lượng được truyền từ bên trong ngôi sao ra bề mặt, ảnh hưởng đến cường độ bức xạ. Nói cách khác, cùng một ngôi sao trong thời kỳ khác nhau sự tồn tại của nó trông khác nhau. Các quá trình nhiệt hạch dựa trên phản ứng của chu trình hydro góp phần chuyển đổi các nguyên tử hydro nhẹ thành các nguyên tố nặng hơn - helium và carbon. Theo các nhà vật lý thiên văn và nhà khoa học hạt nhân, phản ứng nhiệt hạch như vậy là hiệu quả nhất xét về lượng nhiệt sinh ra.
Tại sao phản ứng tổng hợp hạt nhân nhiệt hạch không kết thúc bằng vụ nổ của lò phản ứng như vậy? Vấn đề là lực của trường hấp dẫn trong nó có thể giữ vật chất sao trong một thể tích ổn định. Từ đó, chúng ta có thể rút ra một kết luận rõ ràng: bất kỳ ngôi sao nào cũng là một vật thể khổng lồ duy trì kích thước của nó nhờ sự cân bằng giữa lực hấp dẫn và năng lượng của các phản ứng nhiệt hạch. Kết quả của mô hình tự nhiên lý tưởng như vậy là một nguồn nhiệt có khả năng hoạt động lâu rồi. Người ta cho rằng những dạng sống đầu tiên trên Trái đất xuất hiện cách đây 3 tỷ năm. Mặt trời trong thời xa xưa đó đã sưởi ấm hành tinh của chúng ta giống như bây giờ. Kết quả là ngôi sao của chúng ta ít thay đổi, mặc dù thực tế là quy mô nhiệt phát ra và năng lượng mặt trời khổng lồ - hơn 3-4 triệu tấn mỗi giây.
Không khó để tính toán ngôi sao của chúng ta đã giảm bao nhiêu trọng lượng trong những năm tồn tại. Đây sẽ là một con số khổng lồ, nhưng do khối lượng khổng lồ và mật độ cao của nó, những tổn thất như vậy trên quy mô của Vũ trụ trông không đáng kể.
Các giai đoạn tiến hóa của sao
Số phận của ngôi sao phụ thuộc vào khối lượng ban đầu của ngôi sao và thành phần hóa học của nó. Trong khi trữ lượng hydro chính tập trung ở lõi thì ngôi sao vẫn nằm trong cái gọi là dãy chính. Ngay khi kích thước của ngôi sao có xu hướng tăng lên, điều đó có nghĩa là nguồn chính cho phản ứng tổng hợp nhiệt hạch đã cạn kiệt. Con đường biến đổi dài cuối cùng của thiên thể đã bắt đầu.
Các ngôi sao sáng được hình thành trong Vũ trụ ban đầu được chia thành ba loại phổ biến nhất:
- sao bình thường (sao lùn vàng);
- sao lùn;
- những ngôi sao khổng lồ.
Những ngôi sao có khối lượng thấp (sao lùn) từ từ đốt cháy lượng hydro dự trữ và sống cuộc sống khá bình lặng.
Những ngôi sao như vậy chiếm đa số trong Vũ trụ và ngôi sao của chúng ta, sao lùn vàng, là một trong số đó. Khi tuổi già bắt đầu, sao lùn vàng trở thành sao khổng lồ đỏ hoặc siêu khổng lồ.
Dựa trên lý thuyết về nguồn gốc của các ngôi sao, quá trình hình thành sao trong Vũ trụ vẫn chưa kết thúc. Những ngôi sao sáng nhất trong thiên hà của chúng ta không chỉ lớn nhất so với Mặt trời mà còn là những ngôi sao trẻ nhất. Các nhà vật lý thiên văn và thiên văn học gọi những ngôi sao như vậy là siêu khổng lồ màu xanh. Cuối cùng, chúng sẽ chịu chung số phận như hàng nghìn tỷ ngôi sao khác. Đầu tiên là sự ra đời nhanh chóng, rực rỡ và cuộc sống nhiệt huyết, sau đó bắt đầu một thời kỳ phân rã chậm. Các ngôi sao có kích thước bằng Mặt trời có vòng đời dài, nằm trong dãy chính (ở phần giữa của nó).
Sử dụng dữ liệu về khối lượng của ngôi sao, chúng ta có thể giả sử điều đó con đường tiến hóa phát triển. Một minh họa rõ ràng cho lý thuyết này là sự tiến hóa của ngôi sao của chúng ta. Không có gì tồn tại mãi mãi. Kết quả của phản ứng tổng hợp nhiệt hạch, hydro được chuyển đổi thành heli, do đó trữ lượng ban đầu của nó bị tiêu hao và giảm đi. Một ngày nào đó, không sớm lắm, lượng dự trữ này sẽ cạn kiệt. Đánh giá bằng việc Mặt trời của chúng ta tiếp tục tỏa sáng trong hơn 5 tỷ năm mà không thay đổi kích thước, tuổi trưởng thành của ngôi sao vẫn có thể kéo dài trong khoảng thời gian tương tự.
Sự cạn kiệt trữ lượng hydro sẽ dẫn đến thực tế là dưới tác động của trọng lực, lõi của mặt trời sẽ bắt đầu co lại nhanh chóng. Mật độ của lõi sẽ trở nên rất cao, do đó các quá trình nhiệt hạch sẽ di chuyển đến các lớp liền kề với lõi. Trạng thái này được gọi là sự sụp đổ, có thể được gây ra bởi sự diễn ra của các phản ứng nhiệt hạch trong lớp trên các ngôi sao. Kết quả là áp suất cao phản ứng nhiệt hạch liên quan đến helium được kích hoạt.
Dự trữ hydro và heli trong phần này của ngôi sao sẽ tồn tại hàng triệu năm. Sẽ không lâu nữa, sự cạn kiệt nguồn dự trữ hydro sẽ dẫn đến sự gia tăng cường độ bức xạ, làm tăng kích thước vỏ và kích thước của chính ngôi sao. Kết quả là Mặt trời của chúng ta sẽ trở nên rất lớn. Nếu bạn tưởng tượng bức tranh này sau hàng chục tỷ năm nữa, thì thay vì một chiếc đĩa sáng chói, một chiếc đĩa màu đỏ nóng có kích thước khổng lồ sẽ treo lơ lửng trên bầu trời. Sao khổng lồ đỏ là một giai đoạn tiến hóa tự nhiên của một ngôi sao, nó trạng thái chuyển tiếp vào loại sao biến quang.
Kết quả của sự biến đổi này là khoảng cách từ Trái đất đến Mặt trời sẽ giảm đi, khiến Trái đất rơi vào vùng ảnh hưởng vầng hào quang mặt trời và sẽ bắt đầu "chiên" trong đó. Nhiệt độ trên bề mặt hành tinh sẽ tăng gấp 10 lần, điều này sẽ dẫn đến sự biến mất của bầu khí quyển và sự bốc hơi của nước. Kết quả là hành tinh này sẽ biến thành một sa mạc đá vô hồn.
Giai đoạn cuối cùng của quá trình tiến hóa sao
Đã đạt đến giai đoạn khổng lồ đỏ, ngôi sao bình thường dưới ảnh hưởng quá trình hấp dẫn trở thành sao lùn trắng. Nếu khối lượng của một ngôi sao xấp xỉ bằng khối lượng Mặt trời của chúng ta, thì tất cả các quá trình chính trong đó sẽ diễn ra bình tĩnh, không có xung lực hoặc phản ứng nổ. Sao lùn trắng sẽ chết rất lâu, cháy rụi xuống đất.
Trong trường hợp ngôi sao ban đầu có khối lượng lớn hơn 1,4 lần Mặt trời thì sao lùn trắng sẽ không phải là giai đoạn cuối cùng. Với khối lượng lớn bên trong ngôi sao, quá trình nén vật chất của sao lên nguyên tử, cấp độ phân tử. Proton biến thành neutron, mật độ của ngôi sao tăng lên và kích thước của nó giảm nhanh chóng.
Các sao neutron được khoa học biết đến có đường kính từ 10-15 km. Với kích thước nhỏ như vậy, sao neutron có khối lượng khổng lồ. Một centimet khối vật chất của sao có thể nặng hàng tỷ tấn.
Trong trường hợp ban đầu chúng ta xử lý một ngôi sao khối lượng lớn, giai đoạn tiến hóa cuối cùng có những hình thức khác. Số phận của một ngôi sao khổng lồ là một lỗ đen - một vật thể có bản chất chưa được khám phá và hành vi không thể đoán trước. Khối lượng khổng lồ của ngôi sao góp phần làm tăng lực hấp dẫn, tạo ra lực nén. Không thể tạm dừng quá trình này. Mật độ vật chất tăng lên cho đến khi trở nên vô hạn, tạo thành một không gian kỳ dị (thuyết tương đối của Einstein). Bán kính của một ngôi sao như vậy cuối cùng sẽ trở thành bằng 0, trở thành một lỗ đen ngoài vũ trụ. Sẽ có nhiều lỗ đen hơn đáng kể nếu các ngôi sao nặng và siêu lớn chiếm phần lớn không gian.
Cần lưu ý rằng khi một sao khổng lồ đỏ biến thành sao neutron hoặc vào một lỗ đen, vũ trụ có thể tồn tại hiện tượng độc đáo- sự ra đời của một vật thể không gian mới.
Sự ra đời của siêu tân tinh là giai đoạn cuối cùng ngoạn mục nhất trong quá trình tiến hóa của các ngôi sao. Hợp lệ ở đây luật tự nhiên bản chất: sự chấm dứt sự tồn tại của một cơ thể sẽ tạo ra một cuộc sống mới. Khoảng thời gian của một chu kỳ như sự ra đời của siêu tân tinh chủ yếu liên quan đến các ngôi sao lớn. Nguồn dự trữ hydro cạn kiệt dẫn đến việc đưa heli và carbon vào quá trình tổng hợp nhiệt hạch. Kết quả của phản ứng này là áp suất lại tăng lên và lõi sắt được hình thành ở trung tâm ngôi sao. Dưới tác dụng của lực hấp dẫn mạnh, khối tâm dịch chuyển về phần trung tâm của ngôi sao. Phần lõi trở nên nặng đến mức nó không thể chống lại được trọng lực của chính nó. Kết quả là lõi bắt đầu giãn nở nhanh chóng, dẫn đến một vụ nổ ngay lập tức. Sự ra đời của siêu tân tinh là một vụ nổ, một làn sóng xung kích có sức mạnh khủng khiếp, một tia sáng chói lóa trong phạm vi rộng lớn của Vũ trụ.
Cần lưu ý rằng Mặt trời của chúng ta không ngôi sao lớn, do đó, một số phận tương tự không đe dọa nó, và hành tinh của chúng ta không nên lo sợ về một kết cục như vậy. Trong hầu hết các trường hợp, các vụ nổ siêu tân tinh xảy ra ở các thiên hà xa xôi, đó là lý do tại sao chúng hiếm khi được phát hiện.
Tóm lại
Sự tiến hóa của các ngôi sao là một quá trình kéo dài hàng chục tỷ năm. Ý tưởng của chúng tôi về các quá trình diễn ra chỉ là một mô hình toán học và vật lý, một lý thuyết. Thời gian trên Trái đất chỉ là một khoảnh khắc trong chu kỳ thời gian khổng lồ mà Vũ trụ của chúng ta đang tồn tại. Chúng ta chỉ có thể quan sát những gì đã xảy ra hàng tỷ năm trước và tưởng tượng những gì thế hệ trái đất trong tương lai có thể phải đối mặt.
Nếu có thắc mắc gì hãy để lại ở phần bình luận bên dưới bài viết. Chúng tôi hoặc khách truy cập của chúng tôi sẽ vui lòng trả lời họ