Zvaigžņu evolūcijas izpēte nav iespējama, novērojot tikai vienu zvaigzni - daudzas izmaiņas zvaigznēs notiek pārāk lēni, lai tās pamanītu pat pēc daudziem gadsimtiem. Tāpēc zinātnieki pēta daudzas zvaigznes, no kurām katra atrodas noteiktā dzīves cikla posmā. Pēdējo desmitgažu laikā zvaigžņu struktūras modelēšana, izmantojot datortehnoloģiju, ir kļuvusi plaši izplatīta astrofizikā.

Enciklopēdisks YouTube

1 / 5

✪ Zvaigznes un zvaigžņu evolūcija (saka astrofiziķis Sergejs Popovs)

✪ Zvaigznes un zvaigžņu evolūcija (stāsta Sergejs Popovs un Ilgonis Vilks)

✪ Zvaigžņu evolūcija. Zilā milža evolūcija 3 minūtēs

✪ S. A. Lamzins - "Star Evolution"

✪ Surdin V.G. Star Evolution 1. daļa

Subtitri

Kodoltermiskā saplūšana zvaigžņu iekšienē

jaunās zvaigznes

Zvaigžņu veidošanās procesu var aprakstīt viennozīmīgi, taču turpmākie zvaigznes evolūcijas posmi gandrīz pilnībā ir atkarīgi no tās masas, un tikai pašās zvaigznes evolūcijas beigās var būt nozīme tās ķīmiskajam sastāvam.

Jaunas mazmasas zvaigznes

Jaunas mazas masas zvaigznes (līdz trim Saules masām) [ ] , kas ir ceļā uz galveno secību , ir pilnībā konvektīvās, - konvekcijas process aptver visu zvaigznes ķermeni. Tie joprojām faktiski ir protozvaigznes, kuru centros kodolreakcijas tikai sākas, un viss starojums notiek galvenokārt gravitācijas saspiešanas dēļ. Kamēr nav izveidots hidrostatiskais līdzsvars, zvaigznes spožums samazinās nemainīgā efektīvā temperatūrā. Hertzprung-Russell diagrammā šādas zvaigznes veido gandrīz vertikālu sliežu ceļu, ko sauc par Hayashi trasi. Tā kā kontrakcija palēninās, jaunā zvaigzne tuvojas galvenajai secībai. Šāda veida objekti ir saistīti ar Taurus tipa zvaigznēm.

Šobrīd zvaigznēm, kuru masa ir lielāka par 0,8 Saules masām, kodols kļūst caurspīdīgs starojumam, un starojuma enerģijas pārnešana kodolā kļūst par dominējošo, jo konvekciju arvien vairāk kavē pieaugošā zvaigžņu vielas sablīvēšanās. Zvaigznes ķermeņa ārējos slāņos dominē konvektīvā enerģijas pārnešana.

Nav precīzi zināms, kādas īpašības ir mazākas masas zvaigznēm brīdī, kad tās sasniedz galveno secību, jo laiks, ko šīs zvaigznes pavada jaunajā kategorijā, pārsniedz Visuma vecumu. ] . Visas idejas par šo zvaigžņu evolūciju ir balstītas tikai uz skaitliskiem aprēķiniem un matemātisko modelēšanu.

Zvaigznei saraujoties, sāk pieaugt deģenerētās elektronu gāzes spiediens, un, sasniedzot noteiktu zvaigznes rādiusu, kompresija apstājas, kas noved pie tālākas temperatūras pieauguma apstāšanās zvaigznes kodolā, ko izraisa saspiešanu un pēc tam tās samazināšanos. Zvaigznēm, kuru Saules masa ir mazāka par 0,0767, tas nenotiek: kodolreakciju laikā atbrīvotās enerģijas nekad nepietiks, lai līdzsvarotu iekšējo spiedienu un gravitācijas kontrakciju. Šādi "zemzvaigznes" izstaro vairāk enerģijas, nekā tiek saražots kodoltermisko reakciju procesā, un pieder pie tā sauktajiem brūnajiem punduriem. Viņu liktenis ir pastāvīga kontrakcija, līdz deģenerētās gāzes spiediens to aptur, un pēc tam pakāpeniska atdzišana, pārtraucot visas sākušās saplūšanas reakcijas.

Jaunas vidējas masas zvaigznes

Jaunas zvaigznes ar vidēju masu (no 2 līdz 8 Saules masām) [ ] kvalitatīvi attīstās tieši tādā pašā veidā kā viņu mazākās māsas un brāļi, izņemot to, ka viņiem nav konvekcijas zonu līdz galvenajai secībai.

Šāda veida objekti ir saistīti ar t.s. Ae\Be Herbig zvaigznes ir B-F0 spektrālā tipa neregulāri mainīgie. Viņiem ir arī diski un bipolāras sprauslas. Vielas aizplūšanas ātrums no virsmas, spožums un efektīvā temperatūra ir ievērojami augstāki nekā T Tauri, tāpēc tie efektīvi silda un izkliedē protozvaigžņu mākoņa paliekas.

Jaunas zvaigznes, kuru masa ir lielāka par 8 Saules masām

Zvaigznēm ar šādu masu jau ir parasto zvaigžņu īpašības, jo tās ir izgājušas visus starpposmus un spējušas sasniegt tādu kodolreakciju ātrumu, kas kompensēja enerģijas zudumus starojuma rezultātā, kamēr masa tika uzkrāta, lai sasniegtu hidrostatisko līdzsvaru. kodols. Šajās zvaigznēs masas un spilgtuma aizplūšana ir tik liela, ka tās ne tikai aptur molekulārā mākoņa ārējo reģionu gravitācijas sabrukumu, kas vēl nav kļuvuši par zvaigznes daļu, bet, gluži pretēji, tos izkliedē. Tādējādi izveidotās zvaigznes masa ir ievērojami mazāka par protozvaigžņu mākoņa masu. Visticamāk, tas izskaidro to, ka mūsu galaktikā nav zvaigžņu, kuru masa ir lielāka par aptuveni 300 Saules masām.

zvaigznes dzīves cikla vidusposms

Zvaigznes ir pieejamas dažādās krāsās un izmēros. Saskaņā ar jaunākajiem aprēķiniem to spektrālais tips svārstās no karsti ziliem līdz vēsiem sarkaniem, un to masa ir no 0,0767 līdz aptuveni 300 saules masām. Zvaigznes spožums un krāsa ir atkarīga no tās virsmas temperatūras, ko, savukārt, nosaka tās masa. Visas jaunās zvaigznes "ieņem savu vietu" galvenajā secībā atbilstoši to ķīmiskajam sastāvam un masai. Šeit, protams, nav runa par zvaigznes fizisko kustību – tikai par tās atrašanās vietu uz norādītās diagrammas, kas ir atkarīga no zvaigznes parametriem. Faktiski zvaigznes kustība pa diagrammu atbilst tikai zvaigznes parametru izmaiņām.

Jaunā līmenī atsāktā matērijas kodoltermiskā "sadedzināšana" izraisa milzīgu zvaigznes izplešanos. Zvaigzne "uzbriest", kļūstot ļoti "irdena", un tās izmērs palielinās apmēram 100 reizes. Tātad zvaigzne kļūst par sarkano gigantu, un hēlija degšanas fāze ilgst apmēram vairākus miljonus gadu. Gandrīz visi sarkanie milži ir mainīgas zvaigznes.

Zvaigžņu evolūcijas pēdējie posmi

Vecas zvaigznes ar mazu masu

Pašlaik nav precīzi zināms, kas notiek ar gaismas zvaigznēm pēc ūdeņraža padeves izsīkuma to iekšienē. Tā kā Visums ir 13,7 miljardus gadu vecs, kas nav pietiekami, lai izsmeltu ūdeņraža degvielas krājumus šādās zvaigznēs, pašreizējās teorijas balstās uz datorsimulācijām par procesiem, kas notiek šādās zvaigznēs.

Dažas zvaigznes var sintezēt hēliju tikai dažās aktīvajās zonās, kas izraisa to nestabilitāti un spēcīgus zvaigžņu vējus. Šajā gadījumā planētu miglājs neveidojas, un zvaigzne tikai iztvaiko, kļūstot vēl mazāka par brūno punduri [ ] .

Zvaigzne, kuras masa ir mazāka par 0,5 Saules masas, nespēj pārvērst hēliju pat pēc tam, kad tās kodolā izbeidzas reakcijas ar ūdeņradi - šādas zvaigznes masa ir pārāk maza, lai nodrošinātu jaunu gravitācijas saspiešanas fāzi tādā pakāpē, kas ir pietiekama. aizdedze" hēlijs. Šīs zvaigznes ietver sarkanos pundurus, piemēram, Proxima Centauri, kuru galvenās secības dzīves ilgums svārstās no desmitiem miljardu līdz desmitiem triljoniem gadu. Pēc kodolreakciju izbeigšanās savos kodolos tie, pakāpeniski atdziestot, turpinās vāji izstarot elektromagnētiskā spektra infrasarkanajā un mikroviļņu diapazonā.

vidēja izmēra zvaigznes

Sasniedzot vidēja izmēra zvaigzne (no 0,4 līdz 3,4 saules masām) [ ] no sarkanās milzu fāzes, tās kodolā beidzas ūdeņradis, un sākas oglekļa sintēzes reakcijas no hēlija. Šis process notiek augstākā temperatūrā, un tāpēc enerģijas plūsma no kodola palielinās, un rezultātā zvaigznes ārējie slāņi sāk paplašināties. Oglekļa sintēzes sākums iezīmē jaunu posmu zvaigznes dzīvē un turpinās kādu laiku. Zvaigznei, kas ir tuvu Saules izmēram, šis process var ilgt apmēram miljardu gadu.

Izstarotās enerģijas daudzuma izmaiņas liek zvaigznei iziet nestabilitātes periodus, tostarp izmaiņas izmērā, virsmas temperatūrā un enerģijas izdalīšanā. Enerģijas izdalīšanās tiek novirzīta zemfrekvences starojuma virzienā. To visu pavada pieaugošs masas zudums spēcīgu zvaigžņu vēju un intensīvas pulsācijas dēļ. Zvaigznes šajā fāzē sauc par "vēlā tipa zvaigznēm" (arī "atvaļinātām zvaigznēm"), OH-IR zvaigznes vai Mirai līdzīgas zvaigznes atkarībā no to precīzajām īpašībām. Izmestā gāze ir salīdzinoši bagāta ar smagajiem elementiem, kas rodas zvaigznes iekšpusē, piemēram, skābekli un oglekli. Gāze veido paplašinātu apvalku un atdziest, virzoties prom no zvaigznes, ļaujot veidoties putekļu daļiņām un molekulām. Ar spēcīgu infrasarkano starojumu no avota zvaigznes šādos apvalkos veidojas ideāli apstākļi kosmisko maseru aktivizēšanai.

Hēlija saplūšanas reakcijas ir ļoti jutīgas pret temperatūru. Dažreiz tas noved pie lielas nestabilitātes. Rodas visspēcīgākās pulsācijas, kuru rezultātā ārējie slāņi nodrošina pietiekamu paātrinājumu, lai tie tiktu izmesti un pārvērstos par planētu miglāju. Šāda miglāja centrā paliek kails zvaigznes kodols, kurā beidzas kodoltermiskās reakcijas, un, atdziestot, tas pārvēršas par hēlija balto punduri, kura masa parasti ir līdz 0,5-0,6 saules. masas un diametrs, kas atbilst Zemes diametram.

Lielākā daļa zvaigžņu, tostarp Saule, pabeidz savu evolūciju, saraujoties, līdz deģenerēto elektronu spiediens līdzsvaro gravitāciju. Šādā stāvoklī, kad zvaigznes izmērs samazinās par simts un blīvums kļūst miljons reižu lielāks nekā ūdens, zvaigzni sauc par balto punduri. Tam tiek atņemti enerģijas avoti un, pamazām atdziestot, tas kļūst par neredzamu melno punduri.

Zvaigznēs, kas ir masīvākas par Sauli, deģenerēto elektronu spiediens nevar apturēt tālāku kodola saspiešanu, un elektroni sāk "presēties" par atomu kodoliem, kas protonus pārvērš neitronos, starp kuriem nepastāv elektrostatiskā atgrūšanās spēks. Šāda matērijas neitronizācija noved pie tā, ka zvaigznes izmērs, kas tagad faktiski ir viens milzīgs atoma kodols, tiek mērīts vairākos kilometros, un blīvums ir 100 miljonus reižu lielāks nekā ūdens blīvums. Šādu objektu sauc par neitronu zvaigzni; tā līdzsvaru uztur deģenerētās neitronu vielas spiediens.

supermasīvas zvaigznes

Pēc tam, kad zvaigzne, kuras masa ir lielāka par piecām Saules masām, nonāk sarkanā supergiganta stadijā, tās kodols gravitācijas spēku ietekmē sāk sarukt. Palielinoties kompresijai, palielinās temperatūra un blīvums, un sākas jauna kodoltermisko reakciju secība. Šādās reakcijās tiek sintezēti arvien smagāki elementi: hēlijs, ogleklis, skābeklis, silīcijs un dzelzs, kas īslaicīgi ierobežo kodola sabrukumu.

Tā rezultātā, veidojoties arvien vairāk smagajiem periodiskās tabulas elementiem, dzelzs-56 tiek sintezēts no silīcija. Šajā posmā turpmāka eksotermiskā termokodolsintēze kļūst neiespējama, jo dzelzs-56 kodolam ir maksimālais masas defekts un smagāku kodolu veidošanās ar enerģijas izdalīšanos nav iespējama. Tāpēc, kad zvaigznes dzelzs kodols sasniedz noteiktu izmēru, spiediens tajā vairs nespēj izturēt zvaigznes pārklājošo slāņu svaru, un, neitronizējoties tās vielai, notiek tūlītējs kodola sabrukums.

Kas notiks tālāk, vēl nav pilnībā skaidrs, taču jebkurā gadījumā notiekošie procesi dažu sekunžu laikā noved pie neticama spēka supernovas sprādziena.

Spēcīgas neitrīno strūklas un rotējošais magnētiskais lauks izspiež lielāko daļu no zvaigznes uzkrātā materiāla [ ] - tā sauktie sēdekļu elementi, tostarp dzelzs un šķiltavu elementi. Paplašinošo vielu bombardē neitroni, kas izstaro no zvaigžņu kodola, tos uztverot un tādējādi radot elementu kopumu, kas ir smagāks par dzelzi, ieskaitot radioaktīvos, līdz pat urānam (un, iespējams, pat Kalifornijai). Tādējādi supernovas sprādzieni izskaidro par dzelzi smagāku elementu klātbūtni starpzvaigžņu vielā, taču tas nav vienīgais iespējamais to veidošanās veids, ko, piemēram, demonstrē tehnēcija zvaigznes.

sprādziena vilnis un neitrīno strūklas nes vielu prom no mirstošas ​​zvaigznes [ ] starpzvaigžņu telpā. Pēc tam, atdziestot un ceļojot pa kosmosu, šis supernovas materiāls var sadurties ar citiem kosmosa atkritumiem un, iespējams, piedalīties jaunu zvaigžņu, planētu vai satelītu veidošanā.

Procesi, kas notiek supernovas veidošanās laikā, joprojām tiek pētīti, un līdz šim šis jautājums nav skaidrs. Jautājums ir arī par brīdi, kas patiesībā paliek no sākotnējās zvaigznes. Tomēr tiek apsvērtas divas iespējas: neitronu zvaigznes un melnie caurumi.

neitronu zvaigznes

Zināms, ka dažās supernovās spēcīga gravitācija supergiganta iekšienē liek elektroniem absorbēt atoma kodolu, kur tie, saplūstot ar protoniem, veido neitronus. Šo procesu sauc par neitronizāciju. Elektromagnētiskie spēki, kas atdala tuvumā esošos kodolus, pazūd. Zvaigznes kodols tagad ir blīva atomu kodolu un atsevišķu neitronu bumba.

Šādas zvaigznes, kas pazīstamas kā neitronu zvaigznes, ir ārkārtīgi mazas — ne lielākas par lielu pilsētu — un tām ir neiedomājami liels blīvums. Viņu orbitālais periods kļūst ārkārtīgi īss, samazinoties zvaigznes izmēram (leņķiskā impulsa saglabāšanās dēļ). Dažas neitronu zvaigznes veic 600 apgriezienus sekundē. Dažiem no tiem leņķis starp starojuma vektoru un rotācijas asi var būt tāds, ka Zeme iekrīt šī starojuma veidotajā konusā; šajā gadījumā ir iespējams ierakstīt starojuma impulsu, kas atkārtojas laika intervālos, kas vienādi ar zvaigznes rotācijas periodu. Šādas neitronu zvaigznes sauca par "pulsāriem", un tās kļuva par pirmajām atklātajām neitronu zvaigznēm.

Melnie caurumi

Ne visas zvaigznes, izturējušas supernovas sprādziena fāzi, kļūst par neitronu zvaigznēm. Ja zvaigznei ir pietiekami liela masa, tad šādas zvaigznes sabrukums turpināsies, un paši neitroni sāks krist uz iekšu, līdz tās rādiuss kļūst mazāks par Švarcšilda rādiusu. Pēc tam zvaigzne kļūst par melno caurumu.

Melno caurumu esamību paredzēja vispārējā relativitātes teorija. Saskaņā ar šo teoriju,

> Zvaigznes dzīves cikls

Apraksts zvaigžņu dzīve un nāve: evolūcijas stadijas ar fotogrāfiju, molekulārie mākoņi, protozvaigzne, Vērsis, galvenā secība, sarkanais milzis, baltais punduris.

Viss šajā pasaulē attīstās. Jebkurš cikls sākas ar dzimšanu, augšanu un beidzas ar nāvi. Protams, zvaigznēm šie cikli ir īpašā veidā. Atcerēsimies, piemēram, ka tiem ir lielāks laika posms un tos mēra miljonos un miljardos gadu. Turklāt viņu nāve nes zināmas sekas. Kā tas izskatās zvaigžņu dzīves cikls?

Pirmais zvaigznes dzīves cikls: molekulārie mākoņi

Sāksim ar zvaigznes dzimšanu. Iedomājieties milzīgu aukstas molekulārās gāzes mākoni, kas var viegli pastāvēt Visumā bez jebkādām izmaiņām. Bet pēkšņi netālu no tās eksplodē supernova vai arī tā saduras ar citu mākoni. Šī grūdiena dēļ tiek aktivizēts iznīcināšanas process. Tas ir sadalīts mazās daļās, no kurām katra ir ievilkta sevī. Kā jūs jau sapratāt, visi šie ķekari gatavojas kļūt par zvaigznēm. Gravitācija uzsilda temperatūru, un saglabātais impulss uztur rotāciju. Apakšējā diagramma skaidri parāda zvaigžņu ciklu (dzīve, attīstības stadijas, transformācijas iespējas un debess ķermeņa nāve ar fotoattēlu).

Otrais zvaigznes dzīves cikls: protozvaigzne

Materiāls kondensējas blīvāk, uzsilst un to atgrūž gravitācijas sabrukums. Šādu objektu sauc par protozvaigzni, ap kuru veidojas materiāla disks. Daļa tiek piesaistīta objektam, palielinot tā masu. Pārējie atkritumi tiks sagrupēti un izveidos planētu sistēmu. Zvaigznes tālākā attīstība ir atkarīga no masas.

Trešais zvaigznes dzīves cikls: T Vērsis

Kad materiāls ietriecas zvaigznē, tiek atbrīvots milzīgs enerģijas daudzums. Jaunā zvaigžņu stadija tika nosaukta prototipa Vērsis vārdā. Šī ir mainīga zvaigzne, kas atrodas 600 gaismas gadu attālumā (netālu no).

Tas var sasniegt lielu spilgtumu, jo materiāls sadalās un atbrīvo enerģiju. Bet centrālajā daļā nav pietiekami daudz temperatūras, lai atbalstītu kodolsintēzi. Šī fāze ilgst 100 miljonus gadu.

Ceturtais zvaigznes dzīves cikls:Galvenā secība

Noteiktā brīdī debess ķermeņa temperatūra paaugstinās līdz vajadzīgajam līmenim, aktivizējot kodolsintēzi. Visas zvaigznes tam iziet cauri. Ūdeņradis tiek pārveidots par hēliju, atbrīvojot milzīgu siltuma rezervi un enerģiju.

Enerģija izdalās kā gamma stari, bet zvaigznes lēnas kustības dēļ tā nokrīt ar viļņa garumu. Gaisma tiek izspiesta uz āru un saskaras ar gravitāciju. Mēs varam pieņemt, ka šeit tiek radīts ideāls līdzsvars.

Cik ilgi viņa būs galvenajā virknējumā? Jums jāsāk no zvaigznes masas. Sarkanie punduri (puse no Saules masas) spēj tērēt simtiem miljardu (triljonus) gadu degvielas piegādei. Vidējās zvaigznes (patīk) dzīvo 10-15 miljardus. Bet lielākās ir miljardus vai miljonus gadu vecas. Skatiet diagrammā, kā izskatās dažādu klašu zvaigžņu evolūcija un nāve.

Piektais zvaigznes dzīves cikls: sarkanais milzis

Kušanas procesā ūdeņradis beidzas un hēlijs uzkrājas. Kad ūdeņraža vairs nav, visas kodolreakcijas apstājas, un zvaigzne gravitācijas ietekmē sāk sarukt. Ūdeņraža apvalks ap serdi uzkarst un aizdegas, izraisot objekta augšanu 1000-10000 reižu. Noteiktā brīdī mūsu Saule atkārtos šo likteni, pieaugusi līdz Zemes orbītai.

Temperatūra un spiediens sasniedz maksimumu, un hēlijs saplūst ar oglekli. Šajā brīdī zvaigzne saraujas un pārstāj būt sarkanais milzis. Ar lielāku masīvumu objekts sadedzinās citus smagos elementus.

Sestais zvaigznes dzīves cikls: baltais punduris

Saules masas zvaigznei nav pietiekami daudz gravitācijas spiediena, lai sakausētu oglekli. Tāpēc nāve iestājas līdz ar hēlija beigām. Ārējie slāņi tiek izmesti un parādās balts punduris. Sākumā tas ir karsts, bet pēc simtiem miljardu gadu tas atdziest.

Zvaigznes iekšējo dzīvi regulē divu spēku darbība: pievilkšanās spēks, kas pretojas zvaigznei, to notur, un spēks, kas izdalās kodolreakciju laikā, kas notiek kodolā. Gluži pretēji, tai ir tendence zvaigzni “nostumt” tālu kosmosā. Veidošanās stadijās blīva un saspiesta zvaigzne ir spēcīga gravitācijas ietekmē. Tā rezultātā notiek spēcīga karsēšana, temperatūra sasniedz 10-20 miljonus grādu. Ar to pietiek, lai sāktos kodolreakcijas, kuru rezultātā ūdeņradis pārvēršas hēlijā.

Tad ilgu laiku abi spēki līdzsvaro viens otru, zvaigzne atrodas stabilā stāvoklī. Kad kodola kodoldegviela pakāpeniski izžūst, zvaigzne nonāk nestabilitātes fāzē, pretojas divi spēki. Zvaigznei pienāk kritisks brīdis, spēlē dažādi faktori – temperatūra, blīvums, ķīmiskais sastāvs. Zvaigznes masa ir pirmajā vietā, no tās ir atkarīga šī debess ķermeņa nākotne - vai nu zvaigzne uzliesmo kā supernova, vai pārvēršas par baltu punduri, neitronu zvaigzni vai melno caurumu.

Kā beidzas ūdeņradis

Tikai ļoti lieli starp debess ķermeņiem (apmēram 80 reizes lielāka par Jupitera masu) kļūst par zvaigznēm, mazāki (apmēram 17 reizes mazāki par Jupiteru) kļūst par planētām. Ir arī vidējas masas ķermeņi, tie ir pārāk lieli, lai piederētu planētu klasei, un pārāk mazi un auksti, lai to dziļumos notiktu zvaigznēm raksturīgās kodolreakcijas.

Šiem tumšās krāsas debess ķermeņiem ir vājš spožums, tos debesīs ir diezgan grūti atšķirt. Tos sauc par "brūnajiem punduriem".

Tātad zvaigzne veidojas no mākoņiem, kas sastāv no starpzvaigžņu gāzes. Kā jau minēts, zvaigzne diezgan ilgu laiku paliek līdzsvarotā stāvoklī. Tad nāk nestabilitātes periods. Zvaigznes tālākais liktenis ir atkarīgs no dažādiem faktoriem. Apsveriet hipotētisku mazu zvaigzni, kuras masa ir no 0,1 līdz 4 Saules masām. Zemas masas zvaigznēm raksturīga iezīme ir konvekcijas neesamība iekšējos slāņos, t.i. vielas, kas veido zvaigzni, nesajaucas, kā tas notiek zvaigznēs ar lielu masu.

Tas nozīmē, ka tad, kad kodolā beidzas ūdeņradis, šī elementa ārējos slāņos nav jauna padeves. Ūdeņradis, degot, pārvēršas hēlijā. Pamazām kodols sasilst, virsmas slāņi destabilizē savu struktūru, un zvaigzne, kā redzams no D-R diagrammas, lēnām iziet no galvenās secības fāzes. Jaunajā fāzē palielinās matērijas blīvums zvaigznes iekšpusē, kodola sastāvs “deģenerējas”, kā rezultātā parādās īpaša konsistence. Tas atšķiras no parastās vielas.

Vielas modifikācija

Kad viela mainās, spiediens ir atkarīgs tikai no gāzu blīvuma, nevis no temperatūras.

Hertzprung-Russell diagrammā zvaigzne nobīdās pa labi un tad uz augšu, tuvojoties sarkanā milža reģionam. Tā izmēri ievērojami palielinās, un tāpēc ārējo slāņu temperatūra pazeminās. Sarkanā milža diametrs var sasniegt simtiem miljonu kilometru. Kad mūsējais ieies šajā fāzē, tas “norīs” jeb Venēru un, ja nespēs notvert Zemi, uzsildīs to tiktāl, ka dzīvība uz mūsu planētas beigs pastāvēt.

Zvaigznes evolūcijas laikā tās kodola temperatūra paaugstinās. Pirmkārt, notiek kodolreakcijas, pēc tam, kad tiek sasniegta optimālā temperatūra, hēlijs kūst. Kad tas notiek, pēkšņs kodols temperatūras pieaugums izraisa uzliesmojumu, un zvaigzne ātri pārvietojas uz H-R diagrammas kreiso pusi. Šī ir tā sauktā "hēlija zibspuldze". Šajā laikā hēliju saturošais kodols sadedzina kopā ar ūdeņradi, kas ir daļa no kodolu apņemošā apvalka. G-P diagrammā šis posms ir fiksēts, pārvietojoties pa horizontālo līniju pa labi.

Pēdējās evolūcijas fāzes

Hēlija pārvēršanās laikā ogleklī mainās kodols. Tā temperatūra paaugstinās līdz (ja zvaigzne ir liela), līdz ogleklis sāk degt. Ir jauns uzliesmojums. Jebkurā gadījumā zvaigznes evolūcijas pēdējās fāzēs tiek novērots ievērojams tās masas zudums. Tas var notikt pakāpeniski vai pēkšņi, uzliesmojuma laikā, kad zvaigznes ārējie slāņi pārsprāgst kā liels burbulis. Pēdējā gadījumā veidojas planetārais miglājs – sfērisks apvalks, kas izplatās kosmosā ar ātrumu vairāki desmiti vai pat simti kilometru sekundē.

Zvaigznes galīgais liktenis ir atkarīgs no masas, kas paliek pēc visa, kas tajā notiek. Ja visu pārvērtību un uzliesmojumu laikā tā izmeta daudz vielas un tās masa nepārsniedz 1,44 Saules masas, zvaigzne pārvēršas par balto punduri. Šis skaitlis tiek saukts par "Chandra-sekara robežu" par godu Pakistānas astrofiziķim Subrahmanjanam Čandrasekharam. Tā ir maksimālā zvaigznes masa, pie kuras var nenotikt katastrofāls beigas elektronu spiediena dēļ kodolā.

Pēc ārējo slāņu uzliesmojuma zvaigznei paliek kodols, un tās virsmas temperatūra ir ļoti augsta – aptuveni 100 000 °K. Zvaigzne pārvietojas uz G-R diagrammas kreiso malu un nolaižas. Tā spožums samazinās, samazinoties tā izmēram.

Zvaigzne lēnām sasniedz balto punduru zonu. Tās ir maza diametra zvaigznes (kā mūsējās), taču tām raksturīgs ļoti augsts blīvums, pusotru miljonu reižu lielāks par ūdens blīvumu. Viens kubikcentimetrs materiāla, kas veido balto punduri, uz Zemes svērtu apmēram vienu tonnu!

Baltais punduris attēlo zvaigznes evolūcijas pēdējo posmu bez uzliesmojumiem. Viņa lēnām atdziest.

Zinātnieki uzskata, ka baltā pundura gals paiet ļoti lēni, vismaz kopš Visuma pastāvēšanas sākuma šķiet, ka neviens baltais punduris nav cietis no “termiskās nāves”.

Ja zvaigzne ir liela un tās masa ir lielāka par Sauli, tā uzliesmos kā supernova. Uzliesmojuma laikā zvaigzne var tikt pilnībā vai daļēji iznīcināta. Pirmajā gadījumā tas atstās gāzes mākoni ar zvaigznes atliekām. Otrajā paliek vislielākā blīvuma debess ķermenis - neitronu zvaigzne vai melnais caurums.

Visums ir pastāvīgi mainīgs makrokosmoss, kurā katrs objekts, viela vai matērija atrodas transformācijas un pārmaiņu stāvoklī. Šie procesi ilgst miljardus gadu. Salīdzinot ar cilvēka mūža ilgumu, šis neaptveramais laika posms ir milzīgs. Kosmiskā mērogā šīs izmaiņas ir diezgan īslaicīgas. Zvaigznes, kuras mēs tagad novērojam naksnīgajās debesīs, bija tās pašas pirms tūkstošiem gadu, kad tās varēja redzēt Ēģiptes faraoni, taču patiesībā visu šo laiku debesu ķermeņu fizisko īpašību izmaiņas neapstājās ne uz sekundi. . Zvaigznes dzimst, dzīvo un noteikti noveco - zvaigžņu evolūcija turpinās kā parasti.

Lielās Ursas zvaigznāja zvaigžņu stāvoklis dažādos vēstures periodos intervālā pirms 100 000 gadu - mūsu laiks un pēc 100 tūkstošiem gadu

Zvaigžņu evolūcijas interpretācija no nespeciālistu skatījuma

Nespeciālistam kosmoss šķiet miera un klusuma pasaule. Patiesībā Visums ir gigantiska fizikālā laboratorija, kurā notiek grandiozas pārvērtības, kuru laikā mainās zvaigžņu ķīmiskais sastāvs, fizikālās īpašības un struktūra. Zvaigznes mūžs ilgst tik ilgi, kamēr tā spīd un izdala siltumu. Tomēr tik spožs stāvoklis nav mūžīgs. Spilgtai dzimšanai seko zvaigžņu brieduma periods, kas neizbēgami beidzas ar debess ķermeņa novecošanu un tā nāvi.

Protozvaigznes veidošanās no gāzes un putekļu mākoņa pirms 5-7 miljardiem gadu

Visa mūsu informācija par zvaigznēm šodien iekļaujas zinātnes ietvaros. Termodinamika sniedz mums skaidrojumu par hidrostatiskā un termiskā līdzsvara procesiem, kuros atrodas zvaigžņu viela. Kodolfizika un kvantu fizika ļauj izprast sarežģīto kodolsintēzes procesu, pateicoties kuram pastāv zvaigzne, kas izstaro siltumu un dod gaismu apkārtējai telpai. Zvaigznei piedzimstot, veidojas hidrostatiskais un termiskais līdzsvars, ko uztur tās enerģijas avoti. Spožas zvaigžņu karjeras saulrietā šis līdzsvars tiek izjaukts. Notiek virkne neatgriezenisku procesu, kuru rezultāts ir zvaigznes iznīcināšana vai sabrukums - grandiozs debesu ķermeņa tūlītējas un spožas nāves process.

Supernovas sprādziens ir spilgts Visuma pirmajos gados dzimušas zvaigznes dzīves beigas

Zvaigžņu fizisko īpašību izmaiņas ir saistītas ar to masu. Objektu evolūcijas ātrumu ietekmē to ķīmiskais sastāvs un zināmā mērā esošie astrofiziskie parametri - griešanās ātrums un magnētiskā lauka stāvoklis. Precīzi pateikt, kā viss patiesībā notiek, nav iespējams aprakstīto procesu milzīgā ilguma dēļ. Evolūcijas ātrums, transformācijas posmi ir atkarīgi no zvaigznes dzimšanas laika un tās atrašanās vietas Visumā dzimšanas brīdī.

Zvaigžņu evolūcija no zinātniskā viedokļa

Jebkura zvaigzne dzimst no aukstas starpzvaigžņu gāzes recekļa, kas ārējo un iekšējo gravitācijas spēku ietekmē tiek saspiesta līdz gāzes lodes stāvoklim. Gāzveida vielas saspiešanas process neapstājas pat ne mirkli, ko pavada kolosāla siltumenerģijas izdalīšanās. Jaunā veidojuma temperatūra paaugstinās līdz kodolsintēzes palaišanai. No šī brīža zvaigžņu vielas saspiešana beidzas, un tiek sasniegts līdzsvars starp objekta hidrostatisko un termisko stāvokli. Visums tika papildināts ar jaunu pilnvērtīgu zvaigzni.

Galvenā zvaigžņu degviela ir ūdeņraža atoms uzsāktas kodoltermiskās reakcijas rezultātā

Zvaigžņu evolūcijā to siltumenerģijas avotiem ir būtiska nozīme. Izstarojuma un siltuma enerģija, kas izplūst kosmosā no zvaigznes virsmas, tiek papildināta, pateicoties debess ķermeņa iekšējo slāņu atdzišanai. Pastāvīgi notiekošās kodoltermiskās reakcijas un gravitācijas kontrakcijas zvaigznes iekšienē kompensē zaudējumus. Kamēr zvaigznes dziļumā ir pietiekami daudz kodoldegvielas, zvaigzne spīd spilgti un izstaro siltumu. Tiklīdz kodolsintēzes process palēninās vai vispār apstājas, tiek iedarbināts zvaigznes iekšējās saspiešanas mehānisms, lai uzturētu termisko un termodinamisko līdzsvaru. Šajā posmā objekts jau izstaro siltumenerģiju, kas ir redzama tikai infrasarkanajā starā.

Pamatojoties uz aprakstītajiem procesiem, varam secināt, ka zvaigžņu evolūcija ir secīga zvaigžņu enerģijas avotu maiņa. Mūsdienu astrofizikā zvaigžņu transformācijas procesus var sakārtot pēc trim skalām:

• kodolenerģijas laika skala;
• zvaigznes dzīves termiskais segments;
• gaismekļa dzīves dinamiskais segments (galīgais).

Katrā atsevišķā gadījumā tiek aplūkoti procesi, kas nosaka zvaigznes vecumu, fiziskās īpašības un objekta nāves veidu. Kodolenerģijas laika skala ir interesanta tik ilgi, kamēr objekts tiek darbināts ar saviem siltuma avotiem un izstaro enerģiju, kas ir kodolreakciju rezultāts. Šī posma ilguma aplēse tiek aprēķināta, nosakot ūdeņraža daudzumu, kas kodolsintēzes procesā pārvērtīsies hēlijā. Jo lielāka ir zvaigznes masa, jo lielāka ir kodolreakciju intensitāte un attiecīgi arī objekta spožums.

Dažādu zvaigžņu izmēri un masa, sākot no supergiganta līdz sarkanajam pundurim

Termiskā laika skala nosaka evolūcijas posmu, kurā zvaigzne patērē visu siltumenerģiju. Šis process sākas no brīža, kad ir iztērētas pēdējās ūdeņraža rezerves un kodolreakcijas ir beigušās. Lai saglabātu objekta līdzsvaru, tiek uzsākts saspiešanas process. Zvaigžņu viela nokrīt uz centru. Šajā gadījumā notiek kinētiskās enerģijas pāreja siltumenerģijā, kas tiek tērēta nepieciešamā temperatūras līdzsvara uzturēšanai zvaigznes iekšpusē. Daļa enerģijas izplūst kosmosā.

Ņemot vērā to, ka zvaigžņu spožumu nosaka to masa, objekta saspiešanas brīdī tā spilgtums telpā nemainās.

Zvaigzne ceļā uz galveno secību

Zvaigžņu veidošanās notiek saskaņā ar dinamisku laika grafiku. Zvaigžņu gāze brīvi krīt uz iekšu virzienā uz centru, palielinot blīvumu un spiedienu topošā objekta zarnās. Jo lielāks blīvums gāzes lodītes centrā, jo augstāka ir temperatūra objekta iekšpusē. No šī brīža siltums kļūst par galveno debess ķermeņa enerģiju. Jo lielāks blīvums un augstāka temperatūra, jo lielāks spiediens topošās zvaigznes iekšpusē. Apstājas molekulu un atomu brīvā krišana, apstājas zvaigžņu gāzes saspiešanas process. Šo objekta stāvokli parasti sauc par protozvaigzni. Objekts sastāv no 90% molekulārā ūdeņraža. Sasniedzot 1800K temperatūru, ūdeņradis pāriet atomu stāvoklī. Sabrukšanas procesā tiek patērēta enerģija, temperatūras paaugstināšanās palēninās.

Visums 75% sastāv no molekulārā ūdeņraža, kas protozvaigžņu veidošanās procesā pārvēršas par atomu ūdeņradi - zvaigznes kodoldegvielu

Šādā stāvoklī spiediens gāzes lodes iekšpusē samazinās, tādējādi dodot brīvību spiedes spēkam. Šī secība tiek atkārtota katru reizi, kad viss ūdeņradis vispirms tiek jonizēts, un tad ir kārta hēlija jonizācijai. 10⁵ K temperatūrā gāze tiek pilnībā jonizēta, zvaigznes saspiešana apstājas un rodas objekta hidrostatiskais līdzsvars. Zvaigznes turpmākā evolūcija notiks saskaņā ar termisko laika skalu, daudz lēnāk un konsekventāk.

Kopš veidošanās sākuma protozvaigznes rādiuss ir samazinājies no 100 AU. līdz ¼ a.u. Objekts atrodas gāzes mākoņa vidū. Daļiņu uzkrāšanās rezultātā no zvaigžņu gāzes mākoņa ārējiem apgabaliem zvaigznes masa pastāvīgi palielināsies. Līdz ar to temperatūra objekta iekšienē paaugstināsies, pavadot konvekcijas procesu – enerģijas pārnešanu no zvaigznes iekšējiem slāņiem uz tās ārējo malu. Pēc tam, paaugstinoties temperatūrai debess ķermeņa iekšienē, konvekciju aizstāj ar radiācijas transportu, kas virzās uz zvaigznes virsmu. Šobrīd objekta spožums strauji palielinās, kā arī pieaug zvaigžņu lodes virsmas slāņu temperatūra.

Konvekcijas procesi un radiācijas transports jaunizveidotā zvaigznē pirms kodolsintēzes reakciju sākuma

Piemēram, zvaigznēm, kuru masa ir identiska mūsu Saules masai, protozvaigžņu mākoņa saspiešana notiek tikai dažu simtu gadu laikā. Runājot par objekta veidošanās pēdējo posmu, zvaigžņu vielas kondensācija ir izstiepta miljoniem gadu. Saule diezgan ātri virzās uz galveno secību, un šis ceļš prasīs simts miljonus vai miljardus gadu. Citiem vārdiem sakot, jo lielāka ir zvaigznes masa, jo ilgāks laiks tiek pavadīts pilnvērtīgas zvaigznes veidošanai. Zvaigzne ar masu 15 M virzīsies pa ceļu uz galveno secību daudz ilgāk - apmēram 60 tūkstošus gadu.

Galvenās secības fāze

Lai gan dažas saplūšanas reakcijas sākas zemākā temperatūrā, galvenā ūdeņraža sadegšanas fāze sākas 4 miljonu grādu temperatūrā. No šī brīža sākas galvenā secības fāze. Tiek izmantots jauns zvaigžņu enerģijas reprodukcijas veids, kodolenerģija. Objekta saspiešanas laikā atbrīvotā kinētiskā enerģija izzūd fonā. Sasniegtais līdzsvars nodrošina ilgu un klusu zvaigznes mūžu, kas atrodas galvenās virknes sākuma fāzē.

Ūdeņraža atomu sadalīšanās un sabrukšana kodoltermiskās reakcijas procesā, kas notiek zvaigznes iekšpusē

No šī brīža zvaigznes dzīves novērošana ir skaidri saistīta ar galvenās secības fāzi, kas ir svarīga debess ķermeņu evolūcijas sastāvdaļa. Šajā posmā vienīgais zvaigžņu enerģijas avots ir ūdeņraža sadegšanas rezultāts. Objekts atrodas līdzsvara stāvoklī. Patērējot kodoldegvielu, mainās tikai objekta ķīmiskais sastāvs. Saules uzturēšanās galvenās secības fāzē ilgs aptuveni 10 miljardus gadu. Tik daudz laika būs vajadzīgs, lai mūsu vietējais gaismeklis iztērētu visu ūdeņraža krājumu. Kas attiecas uz masīvām zvaigznēm, to evolūcija ir ātrāka. Izstarojot vairāk enerģijas, masīva zvaigzne paliek galvenās secības fāzē tikai 10-20 miljonus gadu.

Mazāk masīvas zvaigznes nakts debesīs deg daudz ilgāk. Tātad zvaigzne ar masu 0,25 M paliks galvenās secības fāzē desmitiem miljardu gadu.

Hertzprung-Russell diagramma, kas novērtē saistību starp zvaigžņu spektru un to spilgtumu. Diagrammas punkti ir zināmo zvaigžņu atrašanās vietas. Bultiņas norāda uz zvaigžņu pārvietošanos no galvenās secības milžu un balto punduru fāzēs.

Lai iedomāties zvaigžņu evolūciju, pietiek aplūkot diagrammu, kas raksturo debess ķermeņa ceļu galvenajā secībā. Diagrammas augšdaļa izskatās mazāk pārpildīta ar objektiem, jo ​​tieši tur koncentrējas masīvās zvaigznes. Šī atrašanās vieta ir izskaidrojama ar to īso dzīves ciklu. No šodien zināmajām zvaigznēm dažu masa ir 70 M. Objekti, kuru masa pārsniedz 100M augšējo robežu, var neveidoties vispār.

Debess ķermeņi, kuru masa ir mazāka par 0,08 M, nespēj pārvarēt kritisko masu, kas nepieciešama kodolsintēzes sākšanai, un palikt auksti visu mūžu. Mazākās protozvaigznes saraujas un veido planētām līdzīgus pundurus.

Planētu brūnais punduris, salīdzinot ar parasto zvaigzni (mūsu Sauli) un planētu Jupiteru

Secības apakšējā daļā ir koncentrēti objekti, kuros dominē zvaigznes, kuru masa ir vienāda ar mūsu Saules masu un nedaudz vairāk. Iedomātā robeža starp galvenās secības augšējo un apakšējo daļu ir objekti, kuru masa ir -1,5M.

Turpmākie zvaigžņu evolūcijas posmi

Katru no zvaigznes stāvokļa attīstības iespējām nosaka tās masa un laiks, kurā notiek zvaigžņu matērijas transformācija. Tomēr Visums ir daudzšķautņains un sarežģīts mehānisms, tāpēc zvaigžņu evolūcija var noritēt citos veidos.

Ceļojot pa galveno secību, zvaigznei, kuras masa ir aptuveni vienāda ar Saules masu, ir trīs galvenās maršruta iespējas:

1. mierīgi dzīvot savu dzīvi un mierīgi atpūsties Visuma plašajos plašumos;
2. ieiet sarkanā milža fāzē un lēnām noveco;
3. ieiet balto punduru kategorijā, pārsprāgt par supernovu un pārvērsties par neitronu zvaigzni.

Iespējamie protozvaigžņu evolūcijas varianti atkarībā no laika, objektu ķīmiskā sastāva un to masas

Pēc galvenās secības nāk milzu fāze. Līdz tam laikam ūdeņraža rezerves zvaigznes iekšpusē ir pilnībā izsmeltas, objekta centrālais apgabals ir hēlija kodols, un kodoltermiskās reakcijas tiek novirzītas uz objekta virsmu. Kodoltermiskās kodolsintēzes ietekmē apvalks izplešas, bet hēlija serdes masa aug. Parasta zvaigzne pārvēršas par sarkanu milzi.

Milzu fāze un tās pazīmes

Zvaigznēm ar nelielu masu kodola blīvums kļūst milzīgs, pārvēršot zvaigžņu vielu deģenerētā relatīvistiskā gāzē. Ja zvaigznes masa ir nedaudz lielāka par 0,26 M, spiediena un temperatūras paaugstināšanās noved pie hēlija saplūšanas sākuma, aptverot visu objekta centrālo reģionu. Kopš tā laika zvaigznes temperatūra strauji paaugstinās. Procesa galvenā iezīme ir tāda, ka deģenerētajai gāzei nav iespējas izplesties. Augstas temperatūras ietekmē palielinās tikai hēlija skaldīšanas ātrums, ko pavada sprādzienbīstama reakcija. Šādos brīžos mēs varam novērot hēlija uzplaiksnījumu. Objekta spilgtums palielinās simtiem reižu, bet zvaigznes agonija turpinās. Notiek zvaigznes pāreja uz jaunu stāvokli, kur visi termodinamiskie procesi notiek hēlija kodolā un retinātajā ārējā apvalkā.

Saules tipa galvenās secības zvaigznes un sarkanā milža struktūra ar izotermisku hēlija kodolu un slāņainu nukleosintēzes zonu

Šis stāvoklis ir īslaicīgs un nav ilgtspējīgs. Zvaigžņu viela tiek pastāvīgi sajaukta, savukārt ievērojama tās daļa tiek izmesta apkārtējā telpā, veidojot planetāru miglāju. Centrā paliek karsts kodols, ko sauc par balto punduri.

Lielmasas zvaigznēm šie procesi nav tik katastrofāli. Hēlija sadegšanu aizstāj oglekļa un silīcija kodola skaldīšanas reakcija. Galu galā zvaigžņu kodols pārvērtīsies par zvaigžņu dzelzi. Milža fāzi nosaka zvaigznes masa. Jo lielāka ir objekta masa, jo zemāka temperatūra tā centrā. Ar to acīmredzami nepietiek, lai sāktu oglekļa un citu elementu kodoldalīšanās reakciju.

Baltā pundura liktenis - neitronu zvaigzne vai melnais caurums

Atrodoties baltā pundura stāvoklī, objekts atrodas ārkārtīgi nestabilā stāvoklī. Apstājušās kodolreakcijas noved pie spiediena krituma, kodols nonāk sabrukšanas stāvoklī. Šajā gadījumā atbrīvotā enerģija tiek tērēta dzelzs sabrukšanai līdz hēlija atomiem, kas tālāk sadalās protonos un neitronos. Uzsāktais process attīstās strauji. Zvaigznes sabrukums raksturo skalas dinamisko posmu un aizņem sekundes daļu. Atlikušās kodoldegvielas aizdegšanās notiek sprādzienbīstamā veidā, sekundes daļā atbrīvojot milzīgu enerģijas daudzumu. Tas ir pilnīgi pietiekami, lai uzspridzinātu objekta augšējos slāņus. Baltā pundura pēdējais posms ir supernovas sprādziens.

Zvaigznes kodols sāk sabrukt (pa kreisi). Sabrukums veido neitronu zvaigzni un rada enerģijas plūsmu zvaigznes ārējos slāņos (centrā). Enerģija, kas izdalās zvaigznes ārējo slāņu izgrūšanas rezultātā supernovas sprādziena laikā (pa labi).

Atlikušais superblīvais kodols būs protonu un elektronu kopa, kas saduras viens ar otru, veidojot neitronus. Visums tika papildināts ar jaunu objektu - neitronu zvaigzni. Lielā blīvuma dēļ kodols deģenerējas, un kodola sabrukšanas process apstājas. Ja zvaigznes masa būtu pietiekami liela, sabrukums varētu turpināties, līdz zvaigžņu matērijas paliekas beidzot iekrīt objekta centrā, veidojot melno caurumu.

Zvaigžņu evolūcijas beigu daļas skaidrojums

Parasta līdzsvara zvaigznēm aprakstītie evolūcijas procesi ir maz ticami. Tomēr balto punduru un neitronu zvaigžņu esamība pierāda zvaigžņu vielas saspiešanas procesu reālu esamību. Neliels šādu objektu skaits Visumā norāda uz to pastāvēšanas īslaicīgumu. Zvaigžņu evolūcijas pēdējo posmu var attēlot kā divu veidu secīgu ķēdi:

• normāla zvaigzne - sarkanais milzis - ārējo slāņu izgrūšana - baltais punduris;
• masīva zvaigzne - sarkanais supergiants - supernovas sprādziens - neitronu zvaigzne vai melnais caurums - neesamība.

Zvaigžņu evolūcijas shēma. Iespējas zvaigžņu dzīves turpināšanai ārpus galvenās secības.

Ir diezgan grūti izskaidrot notiekošos procesus no zinātnes viedokļa. Kodolzinātnieki ir vienisprātis, ka zvaigžņu evolūcijas pēdējā posma gadījumā mēs saskaramies ar matērijas nogurumu. Ilgstošas ​​mehāniskās, termodinamiskās ietekmes rezultātā viela maina savas fizikālās īpašības. Zvaigžņu vielas nogurums, ko noplicina ilgstošas ​​kodolreakcijas, var izskaidrot deģenerētas elektronu gāzes parādīšanos, tās turpmāko neitronizāciju un iznīcināšanu. Ja visi iepriekš minētie procesi norisinās no sākuma līdz beigām, zvaigžņu viela pārstāj būt fiziska viela – zvaigzne pazūd kosmosā, neko neatstājot aiz sevis.

Starpzvaigžņu burbuļus un gāzes un putekļu mākoņus, kas ir zvaigžņu dzimtene, nevar papildināt tikai uz pazudušo un eksplodējušo zvaigžņu rēķina. Visums un galaktikas atrodas līdzsvarā. Pastāv pastāvīgs masas zudums, starpzvaigžņu telpas blīvums samazinās vienā kosmosa daļā. Līdz ar to citā Visuma daļā tiek radīti apstākļi jaunu zvaigžņu veidošanai. Citiem vārdiem sakot, shēma darbojas: ja vienā vietā ir pazudis noteikts vielas daudzums, citā Visuma vietā tas pats daudzums vielas parādījās citā formā.

Beidzot

Pētot zvaigžņu evolūciju, mēs nonākam pie secinājuma, ka Visums ir milzīgs retināts risinājums, kurā daļa matērijas tiek pārveidota par ūdeņraža molekulām, kas ir zvaigžņu būvmateriāls. Otra daļa izšķīst telpā, pazūdot no materiālo sajūtu sfēras. Melnais caurums šajā nozīmē ir visa materiāla pārejas punkts antimatērijā. Ir diezgan grūti pilnībā aptvert notiekošā jēgu, it īpaši, ja, pētot zvaigžņu evolūciju, paļaujoties tikai uz kodolenerģijas, kvantu fizikas un termodinamikas likumiem. Relatīvās varbūtības teorija būtu jāsaista ar šī jautājuma izpēti, kas pieļauj telpas izliekumu, kas ļauj vienu enerģiju pārveidot citā, vienu stāvokli citā.

Zvaigžņu dzīves cikls

Parasta zvaigzne atbrīvo enerģiju, pārvēršot ūdeņradi hēlijā kodolkrāsnī, kas atrodas tās kodolā. Pēc tam, kad zvaigzne ir iztērējusi centrā esošo ūdeņradi, tā sāk izdegt zvaigznes apvalkā, kas palielinās un uzbriest. Zvaigznes izmērs palielinās, tās temperatūra pazeminās. Šis process rada sarkanos milžus un supergigantus. Katras zvaigznes dzīves ilgumu nosaka tās masa. Masīvas zvaigznes savu dzīves ciklu beidz ar sprādzienu. Zvaigznes, piemēram, Saule, saraujas, kļūstot par blīviem baltiem punduriem. Pārvēršoties no sarkanā milža par balto punduri, zvaigzne var nomest ārējos slāņus kā vieglu gāzveida apvalku, atklājot kodolu.

No grāmatas CILVĒKS UN VIŅA DVĒSELES. Dzīve fiziskajā ķermenī un astrālajā pasaulē autors Ivanovs Ju M

No autora grāmatas Lielā padomju enciklopēdija (GI). TSB

No grāmatas Ceļotāji autors Dorožkins Nikolajs

No grāmatas Nekustamā īpašuma ekonomika autors Burhanova Natālija

Sarežģīts dzīves ceļš Mūsu pašmāju zinātnieku attieksme pret Svenu Hedinu ir piedzīvojusi būtiskas izmaiņas. Iemesli meklējami gan paša Hedina raksturā, gan viņa laika politiskajās situācijās. Kopš jaunības zinot krievu valodu un jūtot simpātijas pret Krieviju un to

No grāmatas Finance: Cheat Sheet autors autors nezināms

4. Nekustamā īpašuma objektu dzīves cikls Tā kā nekustamā īpašuma objekti to pastāvēšanas laikā piedzīvo ekonomiskas, fiziskas, juridiskas izmaiņas, jebkura nekustamā lieta (izņemot zemi) iziet sekojošus posmus

No grāmatas Viss par visu. 5. sējums autors Likums Arkādijs

47. FINANSĒJUMU IETEKME UZ IEDZĪVOTĀJU DZĪVES LĪMENI.

No grāmatas Organizational Behavior: Cheat Sheet autors autors nezināms

Vai tas ir tālu no zvaigznēm? Visumā ir zvaigznes, kas atrodas tik tālu no mums, ka mums pat nav iespējas zināt to attālumu vai noteikt to skaitu. Bet cik tālu no Zemes atrodas tuvākā zvaigzne? Attālums no Zemes līdz Saulei ir 150 000 000 kilometru. Kopš gaismas

No grāmatas Marketing: Cheat Sheet autors autors nezināms

50. ORGANIZĀCIJAS DZĪVES CIKLS Plaši izplatīts ir organizācijas dzīves cikla jēdziens - tas mainās ar noteiktu stāvokļu secību, mijiedarbojoties ar vidi. Ir noteikti posmi, ko organizācijas iziet, un

No grāmatas Bioloģija [Pilnīgs ceļvedis, lai sagatavotos eksāmenam] autors Lerners Georgijs Isaakovičs

45. PRODUKTA DZĪVES CIKLS Produkta dzīves cikls ir pārdošanas apjoma un peļņas izmaiņas tā dzīves laikā. Produktam ir izcelsmes, augšanas, brieduma stadija un beigas - "nāve", aiziešana.1. Posms "izstrāde un laišana tirgū". Šis ir investīciju periods mārketingā

No 200 slavenu saindēšanos grāmatas autors Antsiškins Igors

2.7. Šūna ir dzīvo būtņu ģenētiskā vienība. Hromosomas, to uzbūve (forma un izmērs) un funkcijas. Hromosomu skaits un to sugu noturība. Somatisko un dzimumšūnu īpašības. Šūnu dzīves cikls: starpfāze un mitoze. Mitoze ir somatisko šūnu dalīšanās. Mejoze. Fāzes

No grāmatas Nepieciešamo zināšanu ātrā uzziņu grāmata autors Čerņavskis Andrejs Vladimirovičs

4.5.1. Aļģu dzīves cikls Zaļo aļģu nodaļa ietver vienšūnas koloniālos un daudzšūnu augus. Kopumā ir aptuveni 13 tūkstoši sugu. Hlamidomonas, hlorellas ir vienšūnas. Kolonijas veido volvoksa un pandorīnas šūnas. Uz daudzšūnu

No grāmatas Populārs astrologs autors Šalašņikovs Igors

ZVAIGŽŅU UPURI Itāļu matemātiķis Kardano bija filozofs, ārsts un astrologs. Sākumā viņš nodarbojās tikai un vienīgi ar medicīnu, bet no 1534. gada bija matemātikas profesors Milānā un Boloņā; tomēr, lai palielinātu savus pieticīgos ienākumus, profesors neaizbrauca

No grāmatas Jaunākā filozofiskā vārdnīca autors Gritsanovs Aleksandrs Aleksejevičs

25 tuvākās zvaigznes mV - vizuālais lielums; r ir attālums līdz zvaigznei, pc; L ir zvaigznes spožums (starojuma jauda), kas izteikts Saules spilgtuma vienībās (3,86–1026).

No grāmatas es pazīstu pasauli. Vīrusi un slimības autors Čirkovs S. N.

Zvaigžņu veidi Salīdzinot ar citām Visuma zvaigznēm, Saule ir pundurzvaigzne un pieder pie parasto zvaigžņu kategorijas, kuru dziļumos ūdeņradis pārvēršas hēlijā. Tā vai citādi, bet zvaigžņu veidi aptuveni apraksta vienas dzīves ciklu

No autora grāmatas

"DZĪVES PASAULE" (Lebenswelt) ir viens no Huserla vēlīnās fenomenoloģijas centrālajiem jēdzieniem, kuru viņš formulējis strikti fenomenoloģiskas metodes šaurā horizonta pārvarēšanas rezultātā, risinot apziņas pasaules savienojumu problēmas. Šāda "globālā" iekļaušana

No autora grāmatas

Vīrusa dzīves cikls Katrs vīruss iekļūst šūnā savā unikālā veidā. Iekļuvis, viņam vispirms jānovelk virsdrēbes, lai vismaz daļēji atsegtu savu nukleīnskābi un sāktu to kopēt.Vīrusa darbs ir labi organizēts.