Изследването на еволюцията на звездите е невъзможно чрез наблюдение само на една звезда - много промени в звездите протичат твърде бавно, за да бъдат забелязани дори след много векове. Затова учените изучават много звезди, всяка от които е на определен етап от своя жизнен цикъл. През последните няколко десетилетия моделирането на структурата на звездите с помощта на компютърни технологии стана широко разпространено в астрофизиката.

Енциклопедичен YouTube

1 / 5

✪ Звезди и звездна еволюция (казва астрофизикът Сергей Попов)

✪ Звезди и звездна еволюция (разказано от Сергей Попов и Илгонис Вилкс)

✪ Звездна еволюция. Еволюцията на синия гигант за 3 минути

✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"

✪ Сурдин В.Г. Звездна еволюция част 1

субтитри

Термоядрен синтез във вътрешността на звездите

млади звезди

Процесът на звездообразуване може да се опише по един единствен начин, но следващите етапи от еволюцията на звездата зависят почти изцяло от нейната маса и едва в самия край на еволюцията на звездата нейният химичен състав може да играе роля.

Млади звезди с ниска маса

Млади звезди с ниска маса (до три слънчеви маси) [ ] , които са по пътя към главната последователност , са напълно конвективни, - процесът на конвекция обхваща цялото тяло на звездата. Това все още са всъщност протозвезди, в центровете на които тепърва започват ядрени реакции и цялото излъчване се дължи главно на гравитационното компресиране. Докато се установи хидростатично равновесие, светимостта на звездата намалява при постоянна ефективна температура. В диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел такива звезди образуват почти вертикална писта, наречена писта на Хаяши. Тъй като свиването се забавя, младата звезда се доближава до основната последователност. Обекти от този тип са свързани със звезди от типа T Телец.

По това време при звезди с маса, по-голяма от 0,8 слънчеви маси, ядрото става прозрачно за радиация и преносът на радиационна енергия в ядрото става преобладаващ, тъй като конвекцията все повече се възпрепятства от нарастващото уплътняване на звездната материя. Във външните слоеве на звездното тяло преобладава конвективният пренос на енергия.

Не е известно със сигурност какви характеристики имат звездите с по-малка маса в момента, в който попаднат в главната последователност, тъй като времето, което тези звезди прекарват в младата категория, надвишава възрастта на Вселената [ ] . Всички идеи за еволюцията на тези звезди се основават само на числени изчисления и математическо моделиране.

Когато звездата се свие, налягането на изродения електронен газ започва да нараства и когато се достигне определен радиус на звездата, компресията спира, което води до спиране на по-нататъшното повишаване на температурата в ядрото на звездата, причинено от компресия, а след това до нейното намаляване. За звезди с по-малко от 0,0767 слънчеви маси това не се случва: енергията, освободена по време на ядрени реакции, никога няма да бъде достатъчна, за да балансира вътрешното налягане и гравитационното свиване. Такива "подзвезди" излъчват повече енергия, отколкото се произвежда в процеса на термоядрени реакции, и принадлежат към така наречените кафяви джуджета. Тяхната съдба е постоянно свиване, докато налягането на изродения газ го спре, и след това постепенно охлаждане с прекратяване на всички реакции на синтез, които са започнали.

Млади звезди с междинна маса

Млади звезди с междинна маса (от 2 до 8 слънчеви маси) [ ] се развиват качествено точно по същия начин като техните по-малки сестри и братя, с изключение на това, че нямат конвективни зони до главната последователност.

Обектите от този тип са свързани с т.нар. Ae\Be Звездите на Хербиг са неправилни променливи от спектрален тип B-F0. Те също имат дискове и биполярни дюзи. Скоростта на изтичане на материя от повърхността, осветеността и ефективната температура са значително по-високи, отколкото за T Tauri, така че те ефективно нагряват и разпръскват остатъците от протозвездния облак.

Млади звезди с маса над 8 слънчеви маси

Звездите с такива маси вече имат характеристиките на нормалните звезди, тъй като са преминали всички междинни етапи и са успели да постигнат такава скорост на ядрени реакции, която компенсира загубата на енергия от радиация, докато масата е натрупана за постигане на хидростатично равновесие на сърцевината. В тези звезди изтичането на маса и светимост са толкова големи, че не само спират гравитационния колапс на външните области на молекулярния облак, които все още не са станали част от звездата, но, напротив, ги разпръскват. Така масата на образуваната звезда е значително по-малка от масата на протозвездния облак. Най-вероятно това обяснява липсата на звезди с маса, по-голяма от около 300 слънчеви маси в нашата галактика.

среден жизнен цикъл на звезда

Звездите се предлагат в голямо разнообразие от цветове и размери. Те варират в спектрален тип от горещо синьо до студено червено и в маса от 0,0767 до около 300 слънчеви маси, според последните оценки. Светимостта и цветът на звездата зависят от температурата на нейната повърхност, която от своя страна се определя от нейната маса. Всички нови звезди "заемат своето място" в главната последователност според техния химичен състав и маса. Тук, разбира се, не става дума за физическото движение на звездата, а само за нейното положение върху посочената диаграма, което зависи от параметрите на звездата. Всъщност движението на звезда по диаграмата съответства само на промяна в параметрите на звездата.

Термоядреното "изгаряне" на материята, възобновено на ново ниво, предизвиква чудовищно разширяване на звездата. Звездата се "издува", става много "хлабава", а размерът й се увеличава около 100 пъти. Така звездата се превръща в червен гигант, а фазата на изгаряне на хелий продължава около няколко милиона години. Почти всички червени гиганти са променливи звезди.

Последните етапи на еволюцията на звездите

Стари звезди с ниска маса

Понастоящем не е известно със сигурност какво се случва с леките звезди след изчерпване на запасите от водород в техните дълбини. Тъй като Вселената е на 13,7 милиарда години, което не е достатъчно, за да изчерпи запасите от водородно гориво в такива звезди, съвременните теории се основават на компютърни симулации на процесите, протичащи в такива звезди.

Някои звезди могат да синтезират хелий само в някои активни зони, което причинява тяхната нестабилност и силни звездни ветрове. В този случай не се образува планетарна мъглявина и звездата само се изпарява, ставайки дори по-малка от кафяво джудже [ ] .

Звезда с маса по-малка от 0,5 слънчева маса не е в състояние да преобразува хелий дори след прекратяване на реакции, включващи водород в нейното ядро ​​- масата на такава звезда е твърде малка, за да осигури нова фаза на гравитационно компресиране до степен, достатъчна за " запалване" хелий. Тези звезди включват червени джуджета, като Проксима Кентавър, чийто живот в основната последователност варира от десетки милиарди до десетки трилиони години. След прекратяване на термоядрените реакции в техните ядра, те, постепенно охлаждайки се, ще продължат да излъчват слабо в инфрачервения и микровълновия диапазон на електромагнитния спектър.

средно големи звезди

При достигане звезда със среден размер (от 0,4 до 3,4 слънчеви маси) [ ] на фазата на червения гигант, водородът завършва в ядрото му и започват реакциите на синтез на въглерод от хелий. Този процес протича при по-високи температури и следователно енергийният поток от ядрото се увеличава и в резултат на това външните слоеве на звездата започват да се разширяват. Началото на синтеза на въглерод бележи нов етап в живота на една звезда и продължава известно време. За звезда, близка до размера на Слънцето, този процес може да отнеме около милиард години.

Промените в количеството излъчена енергия карат звездата да преминава през периоди на нестабилност, включително промени в размера, повърхностната температура и освобождаването на енергия. Освобождаването на енергия се измества към нискочестотно излъчване. Всичко това е придружено от нарастваща загуба на маса поради силни звездни ветрове и интензивни пулсации. Звездите в тази фаза се наричат ​​„звезди от късен тип“ (също „звезди в пенсия“), OH-IR звездиили подобни на Мира звезди, в зависимост от точните им характеристики. Изхвърленият газ е сравнително богат на тежки елементи, произведени във вътрешността на звездата, като кислород и въглерод. Газът образува разширяваща се обвивка и се охлажда, докато се отдалечава от звездата, което позволява образуването на прахови частици и молекули. При силно инфрачервено лъчение от звездата източник в такива черупки се формират идеални условия за активиране на космическите мазери.

Реакциите на синтез на хелий са много чувствителни към температурата. Понякога това води до голяма нестабилност. Възникват най-силните пулсации, които в резултат дават на външните слоеве достатъчно ускорение, за да бъдат изхвърлени и превърнати в планетарна мъглявина. В центъра на такава мъглявина остава голото ядро ​​на звездата, в което термоядрените реакции спират и, докато се охлажда, се превръща в хелиево бяло джудже, като правило, с маса до 0,5-0,6 слънчева маси и диаметър от порядъка на диаметъра на Земята.

По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват своята еволюция чрез свиване, докато налягането на изродените електрони балансира гравитацията. В това състояние, когато размерът на звездата намалява с коефициент сто и плътността става милион пъти по-висока от плътността на водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, постепенно охлаждайки се, се превръща в невидимо черно джудже.

При звезди, по-масивни от Слънцето, налягането на изродените електрони не може да спре по-нататъшното компресиране на ядрото и електроните започват да се „притискат“ в атомните ядра, което превръща протоните в неутрони, между които няма сила на електростатично отблъскване. Такава неутронизация на материята води до факта, че размерът на звездата, която сега всъщност е едно огромно атомно ядро, се измерва на няколко километра, а плътността е 100 милиона пъти по-висока от плътността на водата. Такъв обект се нарича неутронна звезда; неговото равновесие се поддържа от налягането на изродената неутронна материя.

свръхмасивни звезди

След като звезда с маса по-голяма от пет слънчеви маси навлезе в стадия на червен свръхгигант, ядрото й започва да се свива под въздействието на гравитационните сили. С увеличаването на компресията температурата и плътността се увеличават и започва нова последователност от термоядрени реакции. При такива реакции се синтезират все по-тежки елементи: хелий, въглерод, кислород, силиций и желязо, което временно възпира разпадането на ядрото.

В резултат на това, тъй като се образуват все повече и повече тежки елементи от периодичната таблица, желязо-56 се синтезира от силиций. На този етап по-нататъшният екзотермичен термоядрен синтез става невъзможен, тъй като ядрото на желязо-56 има максимален дефект на масата и образуването на по-тежки ядра с освобождаване на енергия е невъзможно. Следователно, когато желязното ядро ​​на звезда достигне определен размер, налягането в него вече не е в състояние да издържи тежестта на горните слоеве на звездата и настъпва незабавен колапс на ядрото с неутронизацията на нейното вещество.

Какво се случва след това все още не е напълно ясно, но, така или иначе, протичащите процеси за секунди водят до експлозия на свръхнова с невероятна сила.

Силните струи неутрино и въртящото се магнитно поле изтласкват по-голямата част от материала, натрупан от звездата [ ] - така наречените елементи за сядане, включително железни и по-леки елементи. Разширяващата се материя е бомбардирана от неутрони, излъчвани от звездното ядро, улавяйки ги и по този начин създавайки набор от елементи, по-тежки от желязото, включително радиоактивни, до уран (и вероятно дори Калифорния). По този начин експлозиите на свръхнови обясняват наличието на елементи, по-тежки от желязото, в междузвездната материя, но това не е единственият възможен начин за тяхното образуване, което например се демонстрира от технециевите звезди.

взривна вълна и струи от неутрино отнасят материята далеч от умираща звезда [ ] в междузвездното пространство. Впоследствие, докато се охлажда и пътува през космоса, този материал от свръхнова може да се сблъска с други космически „скрап“ и евентуално да участва във формирането на нови звезди, планети или спътници.

Процесите, протичащи по време на образуването на свръхнова, все още се изучават и засега този въпрос не е ясен. Също така под въпрос е моментът какво всъщност остава от оригиналната звезда. Разглеждат се обаче два варианта: неутронни звезди и черни дупки.

неутронни звезди

Известно е, че при някои свръхнови силната гравитация във вътрешността на свръхгиганта кара електроните да се абсорбират от атомното ядро, където те, сливайки се с протоните, образуват неутрони. Този процес се нарича неутронизация. Електромагнитните сили, разделящи близките ядра, изчезват. Сега ядрото на звездата е плътна топка от атомни ядра и отделни неутрони.

Такива звезди, известни като неутронни звезди, са изключително малки - не по-големи от голям град - и имат невъобразимо висока плътност. Техният орбитален период става изключително кратък, когато размерът на звездата намалява (поради запазването на ъгловия момент). Някои неутронни звезди правят 600 оборота в секунда. За някои от тях ъгълът между вектора на излъчване и оста на въртене може да бъде такъв, че Земята да попадне в конуса, образуван от това излъчване; в този случай е възможно да се запише радиационен импулс, който се повтаря на интервали, равни на периода на въртене на звездата. Такива неутронни звезди бяха наречени "пулсари" и станаха първите открити неутронни звезди.

Черни дупки

Не всички звезди, преминали фазата на експлозия на свръхнова, стават неутронни звезди. Ако звездата има достатъчно голяма маса, тогава колапсът на такава звезда ще продължи и самите неутрони ще започнат да падат навътре, докато нейният радиус стане по-малък от радиуса на Шварцшилд. Тогава звездата се превръща в черна дупка.

Съществуването на черни дупки е предсказано от общата теория на относителността. Според тази теория,

> Жизнен цикъл на звезда

Описание живота и смъртта на звездите: еволюционни етапи със снимка, молекулярни облаци, протозвезда, T Телец, главна последователност, червен гигант, бяло джудже.

Всичко в този свят се развива. Всеки цикъл започва с раждане, растеж и завършва със смърт. Разбира се, звездите имат тези цикли по специален начин. Да припомним например, че те имат по-голяма времева рамка и се измерват в милиони и милиарди години. Освен това смъртта им носи определени последици. Как изглежда жизнения цикъл на звездите?

Първият жизнен цикъл на една звезда: Молекулярни облаци

Да започнем с раждането на една звезда. Представете си огромен облак от студен молекулен газ, който може лесно да съществува във Вселената без никакви промени. Но внезапно недалеч от него избухва свръхнова или се сблъсква с друг облак. Поради този тласък се активира процесът на унищожаване. Разделя се на малки части, всяка от които е изтеглена в себе си. Както вече разбрахте, всички тези групи се готвят да станат звезди. Гравитацията загрява температурата, а съхраненият импулс поддържа въртенето. Долната диаграма ясно демонстрира цикъла на звездите (живот, етапи на развитие, опции за трансформация и смърт на небесно тяло със снимка).

Вторият жизнен цикъл на една звезда:протозвезда

Материалът кондензира по-плътно, нагрява се и се отблъсква от гравитационен колапс. Такъв обект се нарича протозвезда, около който се образува диск от материал. Частта се привлича към обекта, увеличавайки масата му. Останалите отломки ще бъдат групирани и ще създадат планетарна система. По-нататъшното развитие на звездата зависи от масата.

Трети жизнен цикъл на звезда:Т Телец

Когато материал удари звезда, се освобождава огромно количество енергия. Новата звездна степен е кръстена на прототипа, T Taurus. Това е променлива звезда, разположена на 600 светлинни години (недалеч).

Може да достигне голяма яркост, защото материалът се разпада и освобождава енергия. Но в централната част няма достатъчно температура, за да поддържа ядрен синтез. Тази фаза продължава 100 милиона години.

Четвъртият жизнен цикъл на една звезда:Основна последователност

В определен момент температурата на небесното тяло се повишава до необходимото ниво, активирайки ядрения синтез. Всички звезди минават през това. Водородът се трансформира в хелий, освобождавайки огромен топлинен резерв и енергия.

Енергията се освобождава като гама лъчи, но поради бавното движение на звездата тя намалява с дължината на вълната. Светлината се изтласква навън и се изправя срещу гравитацията. Можем да предположим, че тук е създаден перфектен баланс.

Колко дълго ще бъде в основната последователност? Трябва да започнете от масата на звездата. Червените джуджета (половината от слънчевата маса) са способни да изразходват стотици милиарди (трилиони) години за доставките на гориво. Средно звезди (като) живеят 10-15 милиарда. Но най-големите са на милиарди или милиони години. Вижте как изглежда еволюцията и смъртта на звезди от различни класове на диаграмата.

Пети жизнен цикъл на звезда:червен гигант

По време на процеса на топене водородът свършва и се натрупва хелий. Когато изобщо не остане водород, всички ядрени реакции спират и звездата започва да се свива поради гравитацията. Водородната обвивка около ядрото се нагрява и се запалва, което кара обекта да расте 1000-10000 пъти. В определен момент нашето Слънце ще повтори тази съдба, като се увеличи до земната орбита.

Температурата и налягането достигат максимум и хелият се слива във въглерод. В този момент звездата се свива и престава да бъде червен гигант. При по-голяма масивност обектът ще изгори други тежки елементи.

Шестият жизнен цикъл на звезда:бяло джудже

Звезда със слънчева маса няма достатъчно гравитационно налягане, за да стопи въглерод. Следователно смъртта настъпва с края на хелия. Външните слоеве се изхвърлят и се появява бяло джудже. Първоначално е горещо, но след стотици милиарди години ще изстине.

Вътрешният живот на звездата се регулира от действието на две сили: силата на привличане, която се противопоставя на звездата, задържа я, и силата, освободена по време на ядрените реакции, протичащи в ядрото. Той, напротив, има тенденция да „избутва“ звездата в далечния космос. По време на етапите на формиране, плътна и компресирана звезда е под силно влияние на гравитацията. В резултат на това се получава силно нагряване, температурата достига 10-20 милиона градуса. Това е достатъчно, за да започнат ядрени реакции, в резултат на които водородът се превръща в хелий.

След това, в продължение на дълъг период, двете сили се балансират взаимно, звездата е в стабилно състояние. Когато ядреното гориво на ядрото постепенно изсъхва, звездата навлиза във фаза на нестабилност, две сили се противопоставят. За една звезда идва критичен момент, в действие влизат най-различни фактори – температура, плътност, химичен състав. Масата на звездата е на първо място, от нея зависи бъдещето на това небесно тяло - или звездата пламва като свръхнова, или се превръща в бяло джудже, неутронна звезда или черна дупка.

Как изтича водородът

Само много големи сред небесните тела (около 80 пъти масата на Юпитер) стават звезди, по-малките (около 17 пъти по-малки от Юпитер) стават планети. Има и тела със средна маса, те са твърде големи, за да принадлежат към класа на планетите, и твърде малки и студени, за да протичат ядрените реакции, характерни за звездите, в техните дълбини.

Тези тъмно оцветени небесни тела имат слаба светимост, те са доста трудни за разграничаване в небето. Те се наричат ​​"кафяви джуджета".

И така, звезда се образува от облаци, състоящи се от междузвезден газ. Както вече беше отбелязано, една звезда остава в балансирано състояние доста дълго време. След това идва период на нестабилност. По-нататъшната съдба на звездата зависи от различни фактори. Помислете за хипотетична малка звезда с маса между 0,1 и 4 слънчеви маси. Характерна особеност на звездите с малка маса е липсата на конвекция във вътрешните слоеве, т.е. веществата, които изграждат звездата, не се смесват, както се случва при звезди с голяма маса.

Това означава, че когато водородът в ядрото свърши, няма ново снабдяване с този елемент във външните слоеве. Водородът, изгаряйки, се превръща в хелий. Постепенно ядрото се затопля, повърхностните слоеве дестабилизират собствената си структура и звездата, както може да се види от D-R диаграмата, бавно излиза от фазата на основната последователност. В новата фаза плътността на материята вътре в звездата се увеличава, съставът на ядрото „се изражда“, в резултат на което се появява специална консистенция. Тя е различна от нормалната материя.

Модификация на материята

Когато материята се променя, налягането зависи само от плътността на газовете, а не от температурата.

В диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел звездата се измества надясно и след това нагоре, приближавайки се до областта на червения гигант. Размерите му се увеличават значително и поради това температурата на външните слоеве пада. Диаметърът на червения гигант може да достигне стотици милиони километри. Когато нашата навлезе в тази фаза, тя ще „погълне” или Венера и ако не успее да улови Земята, ще я нагрее до такава степен, че животът на нашата планета ще спре да съществува.

По време на еволюцията на една звезда температурата на нейното ядро ​​се повишава. Първо протичат ядрени реакции, след което, когато се достигне оптималната температура, хелият се топи. Когато това се случи, внезапното покачване на температурата на сърцевината предизвиква изблик и звездата бързо се премества в лявата страна на H-R диаграмата. Това е така наречената "хелиева светкавица". По това време ядрото, съдържащо хелий, изгаря заедно с водорода, който е част от обвивката около ядрото. На диаграмата G-P този етап се фиксира чрез движение надясно по хоризонталната линия.

Последните фази на еволюцията

При превръщането на хелия във въглерод ядрото се променя. Температурата му се повишава, докато (ако звездата е голяма), докато въглеродът започне да гори. Има ново огнище. Във всеки случай, по време на последните фази от еволюцията на една звезда се отбелязва значителна загуба на нейната маса. Това може да стане постепенно или внезапно, по време на изблик, когато външните слоеве на звездата се спукат като голям балон. В последния случай се образува планетарна мъглявина - сферична обвивка, която се разпространява в космическото пространство със скорост от няколко десетки или дори стотици километра в секунда.

Крайната съдба на една звезда зависи от масата, останала след всичко, което се случва в нея. Ако тя е изхвърлила много материя по време на всички трансформации и изблици и масата й не надвишава 1,44 слънчеви маси, звездата се превръща в бяло джудже. Тази цифра се нарича "граница на Чандра-секара" в чест на пакистанския астрофизик Субраманян Чандрасекар. Това е максималната маса на звезда, при която може да не настъпи катастрофален край поради налягането на електроните в ядрото.

След избухването на външните слоеве ядрото на звездата остава, а повърхностната й температура е много висока – около 100 000 °K. Звездата се премества в левия край на G-R диаграмата и се спуска. Светимостта му намалява с намаляване на размера му.

Звездата бавно достига зоната на белите джуджета. Това са звезди с малък диаметър (като нашите), но се характеризират с много висока плътност, милион и половина пъти плътността на водата. Кубичен сантиметър от материала, който изгражда бяло джудже, би тежал около един тон на Земята!

Бялото джудже представлява последния етап от еволюцията на звезда, без изригвания. Тя бавно изстива.

Учените смятат, че краят на бялото джудже минава много бавно, поне от началото на съществуването на Вселената, изглежда, че нито едно бяло джудже не е страдало от „топлинна смърт“.

Ако звездата е голяма и масата й е по-голяма от Слънцето, тя ще избухне като свръхнова. По време на изблик една звезда може да бъде напълно или частично унищожена. В първия случай ще остави облак от газ с остатъчните вещества на звездата. Във втория остава небесно тяло с най-висока плътност - неутронна звезда или черна дупка.

Вселената е постоянно променящ се макрокосмос, където всеки обект, вещество или материя е в състояние на трансформация и промяна. Тези процеси продължават милиарди години. В сравнение с продължителността на един човешки живот, този непонятен отрязък от време е огромен. В космически мащаб тези промени са доста мимолетни. Звездите, които сега наблюдаваме на нощното небе, са били същите преди хиляди години, когато египетските фараони са можели да ги видят, но всъщност през цялото това време промяната във физическите характеристики на небесните тела не е спирала нито за секунда . Звездите се раждат, живеят и със сигурност остаряват - еволюцията на звездите продължава както обикновено.

Позицията на звездите от съзвездието Голяма мечка в различни исторически периоди в интервала от преди 100 000 години - наше време и след 100 хиляди години

Тълкуване на еволюцията на звездите от гледна точка на лаика

За лаика пространството изглежда като свят на спокойствие и тишина. Всъщност Вселената е гигантска физическа лаборатория, в която се извършват грандиозни трансформации, по време на които се променят химическият състав, физическите характеристики и структурата на звездите. Животът на една звезда трае, докато свети и излъчва топлина. Такова блестящо състояние обаче не е вечно. Яркото раждане е последвано от период на звездна зрялост, който неизбежно завършва със стареенето на небесното тяло и неговата смърт.

Образуване на протозвезда от облак газ и прах преди 5-7 милиарда години

Цялата ни информация за звездите днес се вписва в рамките на науката. Термодинамиката ни дава обяснение на процесите на хидростатично и топлинно равновесие, в които се намира звездната материя. Ядрената и квантовата физика ни позволяват да разберем сложния процес на ядрен синтез, благодарение на който съществува звезда, излъчваща топлина и даваща светлина на околното пространство. При раждането на звезда се формира хидростатично и топлинно равновесие, поддържано от собствени източници на енергия. В залеза на една блестяща звездна кариера този баланс е нарушен. Настъпва поредица от необратими процеси, резултатът от които е унищожаването на звезда или колапса - грандиозен процес на мигновена и блестяща смърт на небесно тяло.

Експлозията на свръхнова е светъл край на живота на звезда, родена в ранните години на Вселената

Промяната във физическите характеристики на звездите се дължи на тяхната маса. Скоростта на еволюция на обектите се влияе от техния химичен състав и до известна степен от съществуващите астрофизични параметри - скоростта на въртене и състоянието на магнитното поле. Не е възможно да се каже как точно се случва всичко поради огромната продължителност на описаните процеси. Скоростта на еволюцията, етапите на трансформация зависят от времето на раждане на звездата и нейното местоположение във Вселената в момента на раждането.

Еволюцията на звездите от научна гледна точка

Всяка звезда се ражда от съсирек от студен междузвезден газ, който под въздействието на външни и вътрешни гравитационни сили се компресира до състояние на газова топка. Процесът на компресия на газообразно вещество не спира дори за миг, придружен от колосално освобождаване на топлинна енергия. Температурата на новото образувание се повишава, докато не започне термоядрен синтез. От този момент нататък компресията на звездната материя престава и се постига баланс между хидростатичното и топлинното състояние на обекта. Вселената беше попълнена с нова пълноценна звезда.

Основното звездно гориво е водороден атом в резултат на стартирала термоядрена реакция

В еволюцията на звездите техните източници на топлинна енергия са от основно значение. Лъчистата и топлинната енергия, изтичаща в космоса от повърхността на звездата, се попълва чрез охлаждане на вътрешните слоеве на небесното тяло. Постоянно протичащите термоядрени реакции и гравитационното свиване във вътрешността на звездата компенсират загубата. Докато в дълбините на звездата има достатъчно ядрено гориво, звездата свети ярко и излъчва топлина. Веднага щом процесът на термоядрен синтез се забави или спре напълно, се задейства механизмът на вътрешно компресиране на звездата, за да се поддържа термично и термодинамично равновесие. На този етап обектът вече излъчва топлинна енергия, която се вижда само в инфрачервения спектър.

Въз основа на описаните процеси можем да заключим, че еволюцията на звездите е последователна промяна на източниците на звездна енергия. В съвременната астрофизика процесите на трансформация на звездите могат да бъдат подредени в съответствие с три скали:

• ядрена времева линия;
• термичен сегмент от живота на звезда;
• динамичен сегмент (финал) от живота на светилото.

Във всеки отделен случай се разглеждат процесите, които определят възрастта на звездата, нейните физически характеристики и вида на смъртта на обекта. Ядрената времева линия е интересна, докато обектът се захранва от собствени източници на топлина и излъчва енергия, която е продукт на ядрени реакции. Оценката на продължителността на този етап се изчислява чрез определяне на количеството водород, което ще се превърне в хелий в процеса на термоядрен синтез. Колкото по-голяма е масата на звездата, толкова по-голяма е интензивността на ядрените реакции и съответно толкова по-висока е светимостта на обекта.

Размери и маси на различни звезди, вариращи от свръхгигант до червено джудже

Термичната времева скала определя етапа на еволюция, по време на който звездата консумира цялата топлинна енергия. Този процес започва от момента, в който са изразходвани последните запаси от водород и ядрените реакции са спрени. За да се поддържа балансът на обекта, се стартира процесът на компресия. Звездната материя пада към центъра. В този случай има преход на кинетичната енергия в топлинна енергия, изразходвана за поддържане на необходимия температурен баланс вътре в звездата. Част от енергията излиза в открития космос.

Като се има предвид факта, че яркостта на звездите се определя от тяхната маса, в момента на компресия на обекта неговата яркост в космоса не се променя.

Звезда по пътя към основната последователност

Звездообразуването става според динамична времева линия. Звездният газ пада свободно навътре към центъра, увеличавайки плътността и налягането в недрата на бъдещия обект. Колкото по-висока е плътността в центъра на газовата топка, толкова по-висока е температурата вътре в обекта. От този момент нататък топлината става основна енергия на небесното тяло. Колкото по-голяма е плътността и температурата, толкова по-голямо е налягането във вътрешността на бъдещата звезда. Спира свободното падане на молекулите и атомите, спира се процесът на компресия на звездния газ. Това състояние на обект обикновено се нарича протозвезда. Обектът е 90% молекулярен водород. При достигане на температура от 1800K водородът преминава в атомно състояние. В процеса на гниене се изразходва енергия, повишаването на температурата се забавя.

Вселената е 75% молекулярен водород, който в процеса на образуване на протозвезди се превръща в атомен водород - ядреното гориво на звездата

В такова състояние налягането вътре в газовата топка намалява, като по този начин дава свобода на силата на натиск. Тази последователност се повтаря всеки път, когато целият водород първо се йонизира, а след това идва ред на йонизацията на хелия. При температура от 10⁵ K газът е напълно йонизиран, компресията на звездата спира и настъпва хидростатичното равновесие на обекта. По-нататъшната еволюция на звездата ще се извършва в съответствие с топлинната времева скала, много по-бавно и по-последователно.

Радиусът на протозвездата се свива от 100 AU от началото на формирането. до ¼ a.u. Обектът е в средата на газов облак. В резултат на акрецията на частици от външните области на облака звезден газ, масата на звездата непрекъснато ще нараства. Следователно температурата вътре в обекта ще се повиши, придружавайки процеса на конвекция - пренос на енергия от вътрешните слоеве на звездата към нейния външен ръб. Впоследствие, с повишаване на температурата във вътрешността на небесното тяло, конвекцията се заменя с радиационен транспорт, движещ се към повърхността на звездата. В този момент светимостта на обекта бързо нараства, а температурата на повърхностните слоеве на звездната топка също расте.

Процеси на конвекция и радиационен транспорт в новообразувана звезда преди началото на реакциите на термоядрен синтез

Например, за звезди, чиято маса е идентична с тази на нашето Слънце, компресията на протозвездния облак става само за няколкостотин години. Що се отнася до последния етап от образуването на обект, кондензацията на звездната материя е продължила милиони години. Слънцето се движи към основната последователност доста бързо и този път ще отнеме сто милиона или милиарди години. С други думи, колкото по-голяма е масата на звездата, толкова по-дълъг е периодът от време, изразходван за формирането на пълноценна звезда. Звезда с маса 15 M ще се движи по пътя към основната последователност много по-дълго - около 60 хиляди години.

Фаза на основната последователност

Въпреки че някои реакции на синтез започват при по-ниски температури, основната фаза на изгаряне на водород започва при 4 милиона градуса. От този момент нататък започва фазата на основната последователност. Нова форма на възпроизвеждане на звездна енергия, ядрена, влиза в действие. Кинетичната енергия, освободена по време на компресията на обекта, изчезва на заден план. Постигнатото равновесие осигурява дълъг и спокоен живот на звезда, която се намира в началната фаза на главната последователност.

Деленето и разпадането на водородни атоми в процеса на термоядрена реакция, протичаща във вътрешността на звезда

От този момент нататък наблюдението на живота на една звезда е ясно обвързано с фазата на главната последователност, която е важна част от еволюцията на небесните тела. Именно на този етап единственият източник на звездна енергия е резултатът от изгарянето на водород. Обектът е в състояние на равновесие. С изразходването на ядреното гориво се променя само химичният състав на обекта. Престоят на Слънцето във фазата на главната последователност ще продължи приблизително 10 милиарда години. Толкова много време ще е необходимо на нашето родно светило, за да изразходва целия запас от водород. Що се отнася до масивните звезди, тяхната еволюция е по-бърза. Излъчвайки повече енергия, масивна звезда остава във фазата на главната последователност само за 10-20 милиона години.

По-малко масивните звезди горят много по-дълго в нощното небе. Така че звезда с маса 0,25 M ще остане във фазата на главната последователност за десетки милиарди години.

Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел, оценяваща връзката между спектъра на звездите и тяхната яркост. Точките на диаграмата са местоположенията на известни звезди. Стрелките показват изместването на звездите от основната последователност във фазите на гиганти и бели джуджета.

За да си представите еволюцията на звездите, достатъчно е да погледнете диаграмата, която характеризира пътя на небесното тяло в главната последователност. Горната част на графиката изглежда по-малко претъпкана с обекти, тъй като там са концентрирани масивните звезди. Това местоположение се обяснява с краткия им жизнен цикъл. От известните днес звезди някои имат маса 70M. Обекти, чиято маса надвишава горната граница от 100M, може изобщо да не се образуват.

Небесните тела, чиято маса е по-малка от 0,08M, нямат способността да преодолеят критичната маса, необходима за началото на термоядрения синтез и остават студени през целия си живот. Най-малките протозвезди се свиват и образуват планетоподобни джуджета.

Планетарно кафяво джудже в сравнение с нормална звезда (нашето Слънце) и планетата Юпитер

В долната част на последователността са концентрирани обекти, доминирани от звезди с маса, равна на масата на нашето Слънце и малко повече. Въображаемата граница между горната и долната част на основната последователност са обекти, чиято маса е - 1,5M.

Последващите етапи на еволюцията на звездите

Всеки от вариантите за развитие на състоянието на звезда се определя от нейната маса и продължителността на времето, през което се извършва трансформацията на звездната материя. Вселената обаче е многостранен и сложен механизъм, така че еволюцията на звездите може да върви по други начини.

Пътувайки по главната последователност, звезда с маса, приблизително равна на масата на Слънцето, има три основни опции за маршрут:

1. живейте живота си спокойно и почивайте спокойно в необятните простори на Вселената;
2. преминават във фазата на червения гигант и остаряват бавно;
3. отидете в категорията на белите джуджета, избухнете в свръхнова и се превърнете в неутронна звезда.

Възможни варианти за еволюцията на протозвездите в зависимост от времето, химичния състав на обектите и тяхната маса

След основната последователност идва гигантската фаза. До този момент запасите от водород във вътрешността на звездата са напълно изчерпани, централната област на обекта е хелиево ядро ​​и термоядрените реакции се изместват към повърхността на обекта. Под въздействието на термоядрения синтез обвивката се разширява, но масата на хелиевото ядро ​​нараства. Една обикновена звезда се превръща в червен гигант.

Гигантската фаза и нейните характеристики

При звезди с малка маса плътността на ядрото става колосална, превръщайки звездната материя в изроден релативистичен газ. Ако масата на звездата е малко повече от 0,26M, повишаването на налягането и температурата води до началото на синтез на хелий, покриващ цялата централна област на обекта. Оттогава температурата на звездата се покачва бързо. Основната характеристика на процеса е, че изроденият газ няма способността да се разширява. Под въздействието на висока температура се увеличава само скоростта на делене на хелия, което е придружено от експлозивна реакция. В такива моменти можем да наблюдаваме светкавица на хелий. Яркостта на обекта се увеличава стотици пъти, но агонията на звездата продължава. Има преход на звездата в ново състояние, при което всички термодинамични процеси протичат в хелиевото ядро ​​и в разредената външна обвивка.

Структурата на звезда от главната последователност от слънчев тип и червен гигант с изотермично хелиево ядро ​​и слоеста зона на нуклеосинтеза

Това състояние е временно и не е устойчиво. Звездната материя постоянно се смесва, докато значителна част от нея се изхвърля в околното пространство, образувайки планетарна мъглявина. В центъра остава горещо ядро, което се нарича бяло джудже.

За звездите с голяма маса тези процеси не са толкова катастрофални. Изгарянето на хелий се заменя с реакцията на ядрено делене на въглерод и силиций. В крайна сметка звездното ядро ​​ще се превърне в звездно желязо. Фазата на гиганта се определя от масата на звездата. Колкото по-голяма е масата на един обект, толкова по-ниска е температурата в центъра му. Това очевидно не е достатъчно, за да започне реакция на ядрено делене на въглерод и други елементи.

Съдбата на бяло джудже - неутронна звезда или черна дупка

Веднъж в състояние на бяло джудже, обектът е в изключително нестабилно състояние. Спрените ядрени реакции водят до спад на налягането, ядрото преминава в състояние на колапс. Енергията, освободена в този случай, се изразходва за разпадането на желязо до атоми на хелий, които допълнително се разпадат на протони и неутрони. Стартиралият процес се развива с бързи темпове. Колапсът на звезда характеризира динамичния участък от скалата и отнема част от секундата във времето. Запалването на останалото ядрено гориво става по експлозивен начин, освобождавайки колосално количество енергия за части от секундата. Това е напълно достатъчно за взривяване на горните слоеве на обекта. Последният етап на бялото джудже е експлозия на свръхнова.

Ядрото на звездата започва да се свива (вляво). Колапсът образува неутронна звезда и създава поток от енергия във външните слоеве на звездата (център). Енергията, освободена в резултат на изхвърлянето на външните слоеве на звезда по време на експлозия на свръхнова (вдясно).

Останалото свръхплътно ядро ​​ще бъде клъстер от протони и електрони, които, сблъсквайки се един с друг, образуват неутрони. Вселената беше попълнена с нов обект - неутронна звезда. Поради високата плътност ядрото се изражда и процесът на колапс на ядрото спира. Ако масата на звездата беше достатъчно голяма, колапсът можеше да продължи, докато остатъците от звездна материя най-накрая попаднат в центъра на обекта, образувайки черна дупка.

Обяснение на последната част от еволюцията на звездите

За нормалните равновесни звезди описаните процеси на еволюция са малко вероятни. Съществуването на бели джуджета и неутронни звезди обаче доказва реалното съществуване на процеси на компресия на звездната материя. Малък брой такива обекти във Вселената показва преходността на тяхното съществуване. Последният етап от еволюцията на звездите може да бъде представен като последователна верига от два вида:

• нормална звезда - червен гигант - изхвърляне на външни слоеве - бяло джудже;
• масивна звезда - червен свръхгигант - експлозия на свръхнова - неутронна звезда или черна дупка - несъществуване.

Схема на еволюцията на звездите. Опции за продължаване на живота на звездите извън основната последователност.

От гледна точка на науката е доста трудно да се обяснят протичащите процеси. Ядрените учени са съгласни, че в случая на последния етап от еволюцията на звездите имаме работа с умора на материята. В резултат на продължително механично, термодинамично въздействие материята променя своите физични свойства. Умората на звездната материя, изтощена от дългосрочни ядрени реакции, може да обясни появата на изроден електронен газ, последващата му неутронизация и анихилация. Ако всички изброени процеси вървят от началото до края, звездната материя престава да бъде физическа субстанция - звездата изчезва в космоса, без да оставя нищо след себе си.

Междузвездните мехурчета и облаците от газ и прах, които са родното място на звездите, не могат да се възстановяват само за сметка на изчезнали и избухнали звезди. Вселената и галактиките са в равновесие. Има постоянна загуба на маса, плътността на междузвездното пространство намалява в една част от космическото пространство. Следователно в друга част на Вселената се създават условия за образуване на нови звезди. С други думи, схемата работи: ако определено количество материя е изчезнало на едно място, на друго място от Вселената същото количество материя се е появило в различна форма.

Накрая

Изучавайки еволюцията на звездите, стигаме до извода, че Вселената е гигантски разреден разтвор, в който част от материята се трансформира във водородни молекули, които са строителният материал за звездите. Другата част се разтваря в пространството, изчезвайки от сферата на материалните усещания. Черната дупка в този смисъл е точката на преход на целия материал в антиматерия. Доста е трудно да се разбере напълно смисълът на случващото се, особено ако при изучаване на еволюцията на звездите се разчита само на законите на ядрената, квантовата физика и термодинамиката. Теорията на относителната вероятност трябва да бъде свързана с изследването на този въпрос, който позволява кривината на пространството, което позволява една енергия да се трансформира в друга, едно състояние в друго.

Жизнен цикъл на звездите

Една обикновена звезда освобождава енергия, като превръща водорода в хелий в ядрена пещ, разположена в нейното ядро. След като звездата изразходва водорода в центъра, той започва да изгаря в обвивката на звездата, която се увеличава по размер и набъбва. Размерът на звездата се увеличава, температурата й пада. Този процес поражда червени гиганти и свръхгиганти. Продължителността на живота на всяка звезда се определя от нейната маса. Масивните звезди завършват жизнения си цикъл с експлозия. Звезди като Слънцето се свиват, за да се превърнат в плътни бели джуджета. В процеса на трансформация от червен гигант в бяло джудже, една звезда може да изхвърли външните си слоеве като лека газова обвивка, разкривайки ядрото.

От книгата ЧОВЕКЪТ ​​И НЕГОВАТА ДУША. Живот във физическото тяло и астралния свят авторът Иванов Ю М

От книгата Велика съветска енциклопедия (GI) на автора TSB

От книгата Пътешественици автор Дорожкин Николай

От книгата Икономика на недвижимите имоти автор Бурханова Наталия

Труден жизнен път Отношението на нашите местни учени към Свен Хедин претърпя значителни промени. Причините се крият както в характера на самия Хедин, така и в политическите ситуации на неговото време. От младини знае руски език и изпитва симпатия към Русия и нейните

От книгата Finance: Cheat Sheet автор автор неизвестен

4. Жизнен цикъл на обектите на недвижими имоти Тъй като обектите на недвижими имоти претърпяват икономически, физически, правни промени по време на тяхното съществуване, всяка недвижима вещ (с изключение на земята) преминава през следните етапи

От книгата Всичко за всичко. Том 5 авторът Ликум Аркадий

47. ВЪЗДЕЙСТВИЕ НА ФИНАНСИТЕ ВЪРХУ ЖИВОТНОТО СТАНДАРТ НА НАСЕЛЕНИЕТО

От книгата Организационно поведение: Cheat Sheet автор автор неизвестен

Далеч ли е от звездите? Във Вселената има звезди, които са толкова далеч от нас, че ние дори нямаме способността да знаем разстоянието до тях или да зададем броя им. Но колко далеч е най-близката звезда от Земята? Разстоянието от Земята до Слънцето е 150 000 000 километра. Тъй като светлината

От книгата Маркетинг: Cheat Sheet автор автор неизвестен

50. ЖИЗНЕН ЦИКЪЛ НА ОРГАНИЗАЦИЯТА Широко разпространена е концепцията за жизнения цикъл на организацията – нейните изменения с определена последователност от състояния при взаимодействие с околната среда. Има определени етапи, през които преминават организациите и

От книгата Биология [Пълно ръководство за подготовка за изпита] автор Лернер Георгий Исаакович

45. ЖИЗНЕН ЦИКЪЛ НА ПРОДУКТА Жизненият цикъл на продукт е промяната в продажбите и печалбите по време на живота му. Продуктът има етап на възникване, растеж, зрялост и край - "смърт", напускане.1. Етап "разработване и пускане на пазара". Това е период на инвестиции в маркетинга

От книгата с 200 известни отравяния авторът Анцишкин Игор

2.7. Клетката е генетичната единица на живите същества. Хромозоми, тяхната структура (форма и размер) и функции. Броят на хромозомите и тяхното видово постоянство. Характеристики на соматичните и зародишните клетки. Жизнен цикъл на клетката: интерфаза и митоза. Митозата е деленето на соматичните клетки. Мейоза. Фази

От книгата Бърз справочник на необходимите знания автор Чернявски Андрей Владимирович

4.5.1. Жизненият цикъл на водораслите Отделът на зелените водорасли включва едноклетъчни колониални и многоклетъчни растения. Общо има около 13 хиляди вида. Chlamydomonas, chlorella са едноклетъчни. Колониите се образуват от клетки на волвокс и пандорина. До многоклетъчни

От книгата Популярен астролог автор Шалашников Игор

ЖЕРТВИ НА ЗВЕЗДИТЕ Италианският математик Кардано е бил философ, лекар и астролог. Отначало той се занимава изключително с медицина, но от 1534 г. е професор по математика в Милано и Болоня; въпреки това, за да увеличи скромния си доход, професорът не напусна

От книгата Най-новият философски речник автор Грицанов Александър Алексеевич

25 най-близки звезди mV - визуална величина; r е разстоянието до звездата, pc; L е светимостта (силата на излъчване) на звездата, изразена в единици светимост на Слънцето (3,86–1026

От книгата познавам света. Вируси и болести автор Чирков С. Н.

Видове звезди В сравнение с други звезди във Вселената, Слънцето е звезда джудже и принадлежи към категорията на нормалните звезди, в чиито дълбини водородът се превръща в хелий. По един или друг начин, но видовете звезди грубо описват жизнения цикъл на една поотделно

От книгата на автора

„ЖИЗНЕН СВЯТ“ (Lebenswelt) е едно от централните понятия на късната феноменология на Хусерл, формулирано от него в резултат на преодоляването на тесния хоризонт на строго феноменологичния метод чрез разглеждане на проблемите на световните връзки на съзнанието. Такова включване на "глобалното"

От книгата на автора

Жизненият цикъл на вируса Всеки вирус навлиза в клетка по свой уникален начин. Проникнал, той трябва преди всичко да свали връхните си дрехи, за да разкрие поне частично своята нуклеинова киселина и да започне да я копира.Работата на вируса е добре организирана.