25 artimiausios žvaigždės mV – vizualinis dydis; r - atstumas iki žvaigždės, vnt; L yra žvaigždės šviesumas (spinduliavimo galia), išreikštas saulės šviesumo vienetais (3,86–1026).

Žvaigždžių tipai Lyginant su kitomis Visatos žvaigždėmis, Saulė yra nykštukinė žvaigždė ir priklauso normalių žvaigždžių kategorijai, kurių gelmėse vandenilis virsta heliu. Vienaip ar kitaip, žvaigždžių tipai apytiksliai apibūdina vienos gyvavimo ciklą atskirai

„GYVENIMO PASAULIS“ (Lebenswelt) yra viena iš pagrindinių Husserlio vėlyvosios fenomenologijos sąvokų, suformuluota kaip rezultatas, įveikęs siaurą griežtai fenomenologinio metodo horizontą, sprendžiant pasaulio sąmonės sąsajų problemas. Toks „pasaulio“ įtraukimas

Viruso gyvavimo ciklas Kiekvienas virusas prasiskverbia į ląstelę savo unikaliu būdu. Įsiskverbęs, jis pirmiausia turi nusivilkti viršutinius drabužius, kad bent iš dalies atskleistų savo nukleino rūgštį ir pradėtų ją kopijuoti. Viruso darbas yra gerai organizuotas.

Žvaigždės vidinį gyvenimą reguliuoja dviejų jėgų įtaka: gravitacijos jėga, kuri atsveria žvaigždę ir ją laiko, ir jėgos, išsiskiriančios branduolyje vykstančių branduolinių reakcijų metu. Priešingai, ji linkusi „stumti“ žvaigždę į tolimą erdvę. Susiformavimo stadijose tankią ir suspaustą žvaigždę stipriai veikia gravitacija. Dėl to atsiranda stiprus kaitinimas, temperatūra siekia 10-20 milijonų laipsnių. To pakanka, kad prasidėtų branduolinės reakcijos, kurių metu vandenilis virsta heliu.

Tada per ilgą laiką dvi jėgos subalansuoja viena kitą, žvaigždė yra stabilios būsenos. Kai pamažu baigiasi branduolio branduolinis kuras, žvaigždė patenka į nestabilumo fazę, dvi jėgos priešinasi viena kitai. Žvaigždei ateina kritinis momentas, atsiranda įvairių veiksnių – temperatūra, tankis, cheminė sudėtis. Žvaigždės masė pirmiausia priklauso nuo jos – arba žvaigždė sprogs kaip supernova, arba pavirs balta nykštuke, neutronine žvaigžde arba juodąja skyle.

Kaip vandenilis baigiasi

Tik patys didžiausi tarp dangaus kūnų (apie 80 kartų didesni už Jupiterį) tampa žvaigždėmis, mažesni (apie 17 kartų mažesni už Jupiterį) – planetomis. Taip pat yra vidutinės masės kūnų, jie per dideli, kad priklausytų planetų klasei, ir per maži bei šalti, kad jų gelmėse vyktų žvaigždėms būdingos branduolinės reakcijos.

Šie tamsios spalvos dangaus kūnai turi mažą šviesumą ir juos gana sunku atskirti danguje. Jie vadinami „rudaisiais nykštukais“.

Taigi žvaigždė susidaro iš tarpžvaigždinių dujų debesų. Kaip jau minėta, žvaigždė gana ilgą laiką išlieka subalansuota. Tada ateina nestabilumo laikotarpis. Tolesnis žvaigždės likimas priklauso nuo įvairių veiksnių. Apsvarstykite hipotetinę mažą žvaigždę, kurios masė svyruoja nuo 0,1 iki 4 saulės masių. Būdingas mažos masės žvaigždžių bruožas yra konvekcijos nebuvimas vidiniuose sluoksniuose, t.y. medžiagos, sudarančios žvaigždę, nesimaišo, kaip nutinka didelės masės žvaigždėse.

Tai reiškia, kad pasibaigus vandeniliui šerdyje, išoriniuose sluoksniuose nebelieka naujų šio elemento atsargų. Vandenilis dega ir virsta heliu. Po truputį šerdis įkaista, paviršiniai sluoksniai destabilizuoja savo struktūrą, o žvaigždė, kaip matyti iš H-R diagramos, pamažu palieka pagrindinės sekos fazę. Naujoje fazėje medžiagos tankis žvaigždės viduje didėja, šerdies sudėtis „išsigimsta“, todėl atsiranda ypatinga konsistencija. Tai skiriasi nuo įprastos medžiagos.

Medžiagos modifikavimas

Keičiantis medžiagai, slėgis priklauso tik nuo dujų tankio, o ne nuo temperatūros.

Hertzsprung-Russell diagramoje žvaigždė juda į dešinę ir tada aukštyn, artėjant prie raudonojo milžino regiono. Jo matmenys žymiai padidėja, todėl išorinių sluoksnių temperatūra nukrenta. Raudonojo milžino skersmuo gali siekti šimtus milijonų kilometrų. Kai mūsiškis įeis į šią fazę, jis „praris“ arba Venerą, o jei negalės užfiksuoti Žemės, įkaitins ją tiek, kad gyvybė mūsų planetoje nustos egzistavusi.

Žvaigždės evoliucijos metu jos šerdies temperatūra pakyla. Pirmiausia įvyksta branduolinės reakcijos, tada, pasiekus optimalią temperatūrą, helis pradeda tirpti. Kai taip nutinka, staigus šerdies temperatūros padidėjimas sukelia pliūpsnį ir žvaigždė greitai pasislenka į kairę H-R diagramos pusę. Tai vadinamoji helio blykstė. Šiuo metu šerdis, kurioje yra helio, dega kartu su vandeniliu, kuris yra šerdį supančio apvalkalo dalis. H-R diagramoje šis etapas užfiksuojamas judant į dešinę išilgai horizontalios linijos.

Paskutinės evoliucijos fazės

Kai helis virsta anglimi, branduolys modifikuojamas. Jo temperatūra kyla tol, kol (jei žvaigždė yra didelė), kol anglis pradeda degti. Atsiranda naujas protrūkis. Bet kuriuo atveju per paskutines žvaigždės evoliucijos fazes pastebimas didelis jos masės praradimas. Tai gali atsitikti palaipsniui arba staiga, protrūkio metu, kai išoriniai žvaigždės sluoksniai sprogsta kaip didelis burbulas. Pastaruoju atveju susidaro planetinis ūkas – sferinis apvalkalas, kosminėje erdvėje plintantis kelių dešimčių ar net šimtų km/sek greičiu.

Galutinis žvaigždės likimas priklauso nuo masės, likusios po visko, kas joje vyksta. Jei per visus virsmus ir pliūpsnius ji išsviedė daug medžiagos ir jos masė neviršija 1,44 Saulės masės, žvaigždė virsta balta nykštuke. Ši figūra vadinama „Chandra-sekhar riba“ Pakistano astrofiziko Subrahmanyano Čandrasekharo garbei. Tai didžiausia žvaigždės masė, kuriai esant katastrofiška pabaiga gali neįvykti dėl elektronų slėgio šerdyje.

Po išorinių sluoksnių sprogimo išlieka žvaigždės šerdis, o jos paviršiaus temperatūra labai aukšta – apie 100 000 °K. Žvaigždė juda į kairįjį H-R diagramos kraštą ir nusileidžia. Jo šviesumas mažėja mažėjant jo dydžiui.

Žvaigždė pamažu pasiekia baltųjų nykštukų zoną. Tai mažo skersmens žvaigždės (kaip mūsų), tačiau pasižyminčios labai dideliu tankiu, pusantro milijono kartų didesniu už vandens tankį. Vienas kubinis centimetras medžiagos, sudarančios baltąją nykštuką, Žemėje svertų apie vieną toną!

Baltoji nykštukė simbolizuoja paskutinį žvaigždžių evoliucijos etapą be protrūkių. Ji pamažu atšąla.

Mokslininkai mano, kad baltosios nykštukės pabaiga yra labai lėta, bent jau nuo Visatos pradžios atrodo, kad nei vienas baltasis nykštukas nepatyrė „terminės mirties“.

Jei žvaigždė yra didelė ir jos masė didesnė už Saulę, ji sprogs kaip supernova. Blyksnio metu žvaigždė gali visiškai arba iš dalies subyrėti. Pirmuoju atveju liks dujų debesis su žvaigždės liekanomis medžiagomis. Antrajame lieka didžiausio tankio dangaus kūnas – neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė.

Termobranduolinė sintezė žvaigždžių viduje

Šiuo metu žvaigždžių, kurių masė didesnė nei 0,8 Saulės masės, šerdis tampa permatoma spinduliuotei, o šerdyje vyrauja spinduliuotės energijos perdavimas, o apvalkalas viršuje išlieka konvekcinis. Niekas tiksliai nežino, kaip mažesnės masės žvaigždės patenka į pagrindinę seką, nes laikas, kurį šios žvaigždės praleidžia jaunoje kategorijoje, viršija Visatos amžių. Visos mūsų idėjos apie šių žvaigždžių evoliuciją yra pagrįstos skaitiniais skaičiavimais.

Žvaigždei susitraukiant pradeda didėti išsigimusių elektronų dujų slėgis, o esant tam tikram žvaigždės spinduliui, šis slėgis sustabdo centrinės temperatūros kilimą, o vėliau pradeda ją mažinti. O mažesnėms nei 0,08 žvaigždėms tai tampa lemtinga: branduolinių reakcijų metu išsiskiriančios energijos niekada nepakaks padengti radiacijos išlaidoms. Tokios sub-žvaigždės vadinamos rudosiomis nykštukėmis, o jų likimas yra nuolatinis suspaudimas, kol išsigimusių dujų slėgis jį sustabdo, o vėliau laipsniškas aušinimas sustojus visoms branduolinėms reakcijoms.

Jaunos vidutinės masės žvaigždės

Jaunos vidutinės masės žvaigždės (nuo 2 iki 8 kartų didesnės už Saulės masę) kokybiškai vystosi lygiai taip pat, kaip ir jų mažesnės seserys, tik iki pagrindinės sekos jos neturi konvekcinių zonų.

Šio tipo objektai siejami su vadinamaisiais. Ae\Be Herbit žvaigždės su netaisyklingais B-F5 spektrinio tipo kintamaisiais. Jie taip pat turi dvipolius reaktyvinius diskus. Ištekėjimo greitis, šviesumas ir efektyvi temperatūra yra žymiai didesni nei τ Jautis, todėl jie efektyviai šildo ir išsklaido protožvaigždinio debesies likučius.

Jaunos žvaigždės, kurių masė didesnė nei 8 Saulės masės

Tiesą sakant, tai jau normalios žvaigždės. Kol hidrostatinės šerdies masė kaupėsi, žvaigždė sugebėjo peršokti visas tarpines stadijas ir įkaitinti branduolines reakcijas tiek, kad jos kompensavo nuostolius dėl radiacijos. Šioms žvaigždėms masės ir šviesumo nutekėjimas yra toks didelis, kad ne tik sustabdo likusių išorinių regionų griūtį, bet ir stumia juos atgal. Taigi gautos žvaigždės masė yra pastebimai mažesnė už protožvaigždinio debesies masę. Greičiausiai tai paaiškina, kad mūsų galaktikoje nėra žvaigždžių, kurių Saulės masė didesnė nei 100–200.

Žvaigždės gyvenimo ciklas vidurio

Tarp susiformavusių žvaigždžių yra didžiulė spalvų ir dydžių įvairovė. Jų spektrinis tipas svyruoja nuo karštai mėlynos iki šaltai raudonos, o masė – nuo ​​0,08 iki daugiau nei 200 saulės masių. Žvaigždės šviesumas ir spalva priklauso nuo jos paviršiaus temperatūros, kurią, savo ruožtu, lemia jos masė. Visos naujos žvaigždės „užima savo vietą“ pagrindinėje sekoje pagal savo cheminę sudėtį ir masę. Kalbame ne apie fizinį žvaigždės judėjimą – tik apie jos padėtį nurodytoje diagramoje, priklausomai nuo žvaigždės parametrų. Tai yra, mes iš tikrųjų kalbame tik apie žvaigždės parametrų keitimą.

Kas atsitiks toliau, priklauso nuo žvaigždės masės.

Vėlesni metai ir žvaigždžių mirtis

Senos mažos masės žvaigždės

Iki šiol nėra tiksliai žinoma, kas nutinka šviesioms žvaigždėms, kai jų vandenilio atsargos išsenka. Kadangi Visatos amžius yra 13,7 milijardo metų, o to nepakanka vandenilio kuro atsargoms išeikvoti, šiuolaikinės teorijos remiasi kompiuteriniu tokiose žvaigždėse vykstančių procesų modeliavimu.

Kai kurios žvaigždės gali sujungti helią tik tam tikruose aktyviuose regionuose, sukeldamos nestabilumą ir stiprius saulės vėjus. Tokiu atveju planetinis ūkas nesusiformuoja, o žvaigždė tik išgaruoja, tapdama dar mažesnė už rudąją nykštukę.

Tačiau žvaigždė, kurios masė mažesnė nei 0,5 saulės, niekada negalės susintetinti helio net po to, kai branduolyje nutrūks reakcijos, kuriose dalyvauja vandenilis. Jų žvaigždžių apvalkalas nėra pakankamai masyvus, kad įveiktų šerdies sukuriamą slėgį. Tarp šių žvaigždžių yra raudonosios nykštukės (pvz., Proxima Centauri), kurios pagrindinėje sekoje buvo šimtus milijardų metų. Nutrūkus termobranduolinėms reakcijoms jų šerdyje, jos, palaipsniui vėsdamos, ir toliau silpnai skleis elektromagnetinio spektro infraraudonųjų ir mikrobangų diapazonus.

Vidutinio dydžio žvaigždės

Kai vidutinio dydžio (nuo 0,4 iki 3,4 Saulės masės) žvaigždė pasiekia raudonojo milžino fazę, jos išoriniai sluoksniai toliau plečiasi, šerdis susitraukia, o reakcijos ima sintetinti anglį iš helio. Sintezija išskiria daug energijos, suteikdama žvaigždei laikiną atgaivą. Žvaigždei, panašaus dydžio į Saulę, šis procesas gali užtrukti apie milijardą metų.

Dėl skleidžiamos energijos kiekio pokyčių žvaigždė išgyvena nestabilumo periodus, įskaitant dydžio, paviršiaus temperatūros ir energijos išeigos pokyčius. Energijos išeiga pasislenka žemo dažnio spinduliuotės link. Visa tai lydi didėjantis masės praradimas dėl stipraus saulės vėjo ir intensyvių pulsacijų. Žvaigždės šioje fazėje vadinamos vėlyvojo tipo žvaigždės, OH -IR žvaigždės arba į Mirą panašios žvaigždės, priklausomai nuo tikslių jų savybių. Išmestose dujose gana daug žvaigždės viduje susidarančių sunkiųjų elementų, tokių kaip deguonis ir anglis. Dujos sudaro besiplečiantį apvalkalą ir toldamos nuo žvaigždės atvėsta, todėl gali susidaryti dulkių dalelės ir molekulės. Esant stipriai infraraudonajai spinduliuotei iš centrinės žvaigždės, tokiuose apvalkaluose susidaro idealios sąlygos maseriams aktyvuoti.

Helio degimo reakcijos yra labai jautrios temperatūrai. Kartais tai sukelia didelį nestabilumą. Vyksta smarkus pulsavimas, kuris galiausiai suteikia pakankamai kinetinės energijos išoriniams sluoksniams, kad jie būtų išstumti ir taptų planetiniu ūku. Ūko centre išlieka žvaigždės šerdis, kuri, vėsdama, virsta helio baltąja nykštuke, kurios masė paprastai yra iki 0,5-0,6 saulės, o skersmuo yra maždaug Žemės skersmens. .

Baltieji nykštukai

Didžioji dauguma žvaigždžių, įskaitant Saulę, baigia savo evoliuciją susitraukdamos tol, kol išsigimusių elektronų slėgis subalansuos gravitaciją. Šioje būsenoje, kai žvaigždės dydis sumažėja šimtą kartų, o tankis tampa milijoną kartų didesnis už vandens tankį, žvaigždė vadinama baltąja nykštuke. Jis netenka energijos šaltinių ir, palaipsniui vėsdamas, tampa tamsus ir nematomas.

Žvaigždėse, masyvesnėse už Saulę, išsigimusių elektronų slėgis negali sulaikyti šerdies suspaudimo, ir jis tęsiasi tol, kol dauguma dalelių paverčiama neutronais, suspaustais taip sandariai, kad žvaigždės dydis matuojamas kilometrais ir yra 100 milijonus kartų tankesnis vanduo. Toks objektas vadinamas neutronine žvaigžde; jos pusiausvyrą palaiko išsigimusios neutroninės medžiagos slėgis.

Supermasyvios žvaigždės

Po to, kai žvaigždės, kurios masė didesnė nei penkios Saulės masės, išoriniai sluoksniai išsibarstė ir suformuoja raudoną supergigantą, dėl gravitacinių jėgų šerdis pradeda spausti. Didėjant suspaudimui, didėja temperatūra ir tankis, prasideda nauja termobranduolinių reakcijų seka. Tokiose reakcijose sintetinami sunkieji elementai, kurie laikinai sulaiko branduolio žlugimą.

Galiausiai, kai susidaro vis sunkesni periodinės lentelės elementai, geležis-56 sintetinama iš silicio. Iki šio momento elementų sintezė išskirdavo daug energijos, tačiau didžiausią masės defektą turi geležies -56 branduolys ir sunkesnių branduolių susidarymas yra nepalankus. Todėl, kai žvaigždės geležinis šerdis pasiekia tam tikrą vertę, slėgis joje nebepajėgia atlaikyti kolosalios gravitacijos jėgos, o jos medžiagai neutronizavus įvyksta iš karto šerdies kolapsas.

Kas bus toliau, nėra visiškai aišku. Bet kad ir kas tai būtų, per kelias sekundes jis sukelia neįtikėtinos galios supernovos sprogimą.

Lydintis neutrinų pliūpsnis išprovokuoja smūgio bangą. Stiprios neutrinų srovės ir besisukantis magnetinis laukas išstumia didžiąją dalį žvaigždės sukauptos medžiagos – vadinamųjų sėklinių elementų, įskaitant geležį ir lengvesnius elementus. Sprogstančią medžiagą bombarduoja iš branduolio skleidžiami neutronai, juos užfiksuodami ir taip sukuriant elementų, sunkesnių už geležį, įskaitant radioaktyviuosius, rinkinį iki urano (o gal net ir kalifornio). Taigi supernovos sprogimai paaiškina sunkesnių už geležį elementų buvimą tarpžvaigždinėje medžiagoje.

Sprogimo banga ir neutrinų srovės neša medžiagą iš mirštančios žvaigždės į tarpžvaigždinę erdvę. Vėliau, judant per erdvę, ši supernovos medžiaga gali susidurti su kitomis kosminėmis šiukšlėmis ir galbūt dalyvauti formuojant naujas žvaigždes, planetas ar palydovus.

Supernovos formavimosi metu vykstantys procesai vis dar tiriami ir kol kas aiškumo šiuo klausimu nėra. Taip pat abejotina, kas iš tikrųjų liko iš pirminės žvaigždės. Tačiau svarstomos dvi galimybės:

Neutroninės žvaigždės

Yra žinoma, kad kai kuriose supernovose dėl stiprios gravitacijos supermilžino gelmėse elektronai patenka į atomo branduolį, kur susilieja su protonais ir susidaro neutronai. Elektromagnetinės jėgos, skiriančios šalia esančius branduolius, išnyksta. Dabar žvaigždės šerdį sudaro tankus atomo branduolių ir atskirų neutronų rutulys.

Tokios žvaigždės, žinomos kaip neutroninės žvaigždės, yra itin mažos – ne didesnės nei didelio miesto dydžio – ir jų tankis yra neįsivaizduojamai didelis. Mažėjant žvaigždės dydžiui (dėl kampinio impulso išsaugojimo) jų orbitos periodas tampa itin trumpas. Kai kurie daro 600 apsisukimų per sekundę. Kai šios greitai besisukančios žvaigždės šiaurinį ir pietinį magnetinius polius jungianti ašis nukreipta į Žemę, galima aptikti spinduliuotės impulsą, pasikartojantį žvaigždės orbitos periodo intervalais. Tokios neutroninės žvaigždės buvo vadinamos „pulsarais“ ir tapo pirmosiomis atrastomis neutroninėmis žvaigždėmis.

Juodosios skylės

Ne visos supernovos tampa neutroninėmis žvaigždėmis. Jei žvaigždės masė yra pakankamai didelė, tada žvaigždės žlugimas tęsis ir patys neutronai pradės kristi į vidų, kol jos spindulys taps mažesnis už Schwarzschildo spindulį. Po to žvaigždė tampa juodąja skyle.

Juodųjų skylių egzistavimą numatė bendroji reliatyvumo teorija. Pagal bendrąją reliatyvumo teoriją materija ir informacija jokiomis sąlygomis negali palikti juodosios skylės. Tačiau kvantinė mechanika leidžia išimtis iš šios taisyklės.

Liko keletas atvirų klausimų. Vyriausiasis iš jų: „Ar iš viso yra juodųjų skylių? Juk norint tiksliai pasakyti, kad tam tikras objektas yra juodoji skylė, būtina stebėti jo įvykių horizontą. Visi bandymai tai padaryti baigėsi nesėkmingai. Tačiau vis dar yra vilties, nes kai kurie objektai negali būti paaiškinti be sankaupos ir priaugimo ant objekto be kieto paviršiaus, tačiau tai neįrodo paties juodųjų skylių egzistavimo.

Klausimai taip pat atviri: ar įmanoma, kad žvaigždė, aplenkdama supernovą, subyrėtų tiesiai į juodąją skylę? Ar yra supernovų, kurios vėliau taps juodosiomis skylėmis? Kokią tikslią žvaigždės pradinės masės įtaką objektų formavimuisi jos gyvavimo ciklo pabaigoje?

> Žvaigždės gyvavimo ciklas

Aprašymas žvaigždžių gyvenimas ir mirtis: raidos etapai su nuotraukomis, molekuliniai debesys, protožvaigždė, T Tauri, pagrindinė seka, raudonasis milžinas, baltoji nykštukė.

Viskas šiame pasaulyje vystosi. Bet koks ciklas prasideda gimimu, augimu ir baigiasi mirtimi. Žinoma, žvaigždės šiuos ciklus turi ypatingu būdu. Prisiminkime bent, kad jų laiko tarpai yra didesni ir matuojami milijonais ir milijardais metų. Be to, jų mirtis turi tam tikrų pasekmių. Kaip atrodo žvaigždžių gyvavimo ciklas?

Pirmasis žvaigždės gyvavimo ciklas: molekuliniai debesys

Pradėkime nuo žvaigždės gimimo. Įsivaizduokite didžiulį šaltų molekulinių dujų debesį, kuris gali ramiai egzistuoti Visatoje be jokių pokyčių. Bet staiga netoli nuo jos sprogsta supernova arba ji susiduria su kitu debesiu. Dėl tokio postūmio suaktyvinamas naikinimo procesas. Jis yra padalintas į mažas dalis, kurių kiekviena yra įtraukta į save. Kaip jau supratote, visos šios grupės ruošiasi tapti žvaigždėmis. Gravitacija įkaitina temperatūrą, o sukauptas impulsas palaiko sukimosi procesą. Apatinė diagrama aiškiai parodo žvaigždžių ciklą (gyvenimas, vystymosi etapai, transformacijos galimybės ir dangaus kūno mirtis su nuotrauka).

Antrasis žvaigždės gyvenimo ciklas: Protostar

Medžiaga tankiau kondensuojasi, įkaista ir yra atstumiama dėl gravitacinio griūties. Toks objektas vadinamas protožvaigžde, aplink kurią susidaro medžiagos diskas. Dalis pritraukiama prie objekto, padidinant jo masę. Likusios nuolaužos susigrupuos ir sukurs planetų sistemą. Tolesnis žvaigždės vystymasis priklauso nuo masės.

Trečiasis žvaigždės gyvenimo ciklas: T Jautis

Kai medžiaga patenka į žvaigždę, išsiskiria didžiulis energijos kiekis. Naujoji žvaigždžių scena buvo pavadinta prototipo vardu – T Tauri. Tai kintamoji žvaigždė, esanti už 600 šviesmečių (netoli).

Jis gali pasiekti didelį ryškumą, nes medžiaga suyra ir išskiria energiją. Tačiau centrinė dalis neturi pakankamai temperatūros palaikyti branduolių sintezę. Ši fazė trunka 100 milijonų metų.

Ketvirtasis žvaigždės gyvenimo ciklas:Pagrindinė seka

Tam tikru momentu dangaus kūno temperatūra pakyla iki reikiamo lygio, aktyvuojasi branduolių sintezė. Visos žvaigždės tai išgyvena. Vandenilis virsta heliu, išskirdamas milžinišką šilumos ir energijos kiekį.

Energija išsiskiria kaip gama spinduliai, tačiau dėl lėto žvaigždės judėjimo ji krenta tokiu pat bangos ilgiu. Šviesa išstumiama ir prieštarauja gravitacijai. Galime manyti, kad čia sukuriama ideali pusiausvyra.

Kiek laiko ji bus pagrindinėje serijoje? Pradėti reikia nuo žvaigždės masės. Raudonieji nykštukai (pusė saulės masės) gali degti per savo kurą šimtus milijardų (trilijonų) metų. Vidutinės žvaigždės (kaip ) gyvena 10–15 mlrd. Tačiau didžiausios yra milijardų ar milijonų metų senumo. Pažiūrėkite, kaip atrodo skirtingų klasių žvaigždžių evoliucija ir mirtis diagramoje.

Penktasis žvaigždės gyvavimo ciklas: Raudonasis milžinas

Lydymosi proceso metu vandenilis baigiasi ir kaupiasi helis. Kai visiškai nebelieka vandenilio, visos branduolinės reakcijos sustoja, o žvaigždė dėl gravitacijos pradeda trauktis. Vandenilio apvalkalas aplink šerdį įkaista ir užsidega, todėl objektas išauga 1000–10 000 kartų didesnis. Tam tikru momentu mūsų Saulė pakartos šį likimą, pakildama į Žemės orbitą.

Temperatūra ir slėgis pasiekia maksimumą, o helis susilieja į anglį. Šiuo metu žvaigždė susitraukia ir nustoja būti raudona milžine. Esant didesniam masyvumui, objektas sudegins kitus sunkius elementus.

Šeštasis žvaigždės gyvenimo ciklas: Baltasis nykštukas

Saulės masės žvaigždė neturi pakankamai gravitacinio slėgio, kad sulydytų anglį. Todėl mirtis įvyksta pasibaigus heliui. Išoriniai sluoksniai išstumiami ir atsiranda balta nykštukė. Prasideda karšta, bet po šimtų milijardų metų atšąla.

Visata yra nuolat besikeičiantis makrokosmosas, kuriame kiekvienas objektas, medžiaga ar materija yra transformacijos ir pokyčių būsenoje. Šie procesai trunka milijardus metų. Palyginti su žmogaus gyvenimo trukme, šis nesuvokiamas laikotarpis yra milžiniškas. Kosminiu mastu šie pokyčiai yra gana trumpalaikiai. Žvaigždės, kurias dabar matome naktiniame danguje, buvo tos pačios prieš tūkstančius metų, kai jas galėjo matyti Egipto faraonai, tačiau iš tikrųjų visą šį laiką dangaus kūnų fizinių savybių pokyčiai nesustojo nė sekundei. Žvaigždės gimsta, gyvena ir tikrai sensta – žvaigždžių evoliucija vyksta kaip įprasta.

Ursa Major žvaigždyno žvaigždžių padėtis skirtingais istoriniais laikotarpiais intervale prieš 100 000 metų - mūsų laikais ir po 100 tūkstančių metų

Žvaigždžių evoliucijos aiškinimas paprasto žmogaus požiūriu

Paprastam žmogui erdvė atrodo kaip ramybės ir tylos pasaulis. Tiesą sakant, Visata yra milžiniška fizinė laboratorija, kurioje vyksta milžiniškos transformacijos, kurių metu kinta žvaigždžių cheminė sudėtis, fizinės savybės ir struktūra. Žvaigždės gyvenimas tęsiasi tol, kol ji šviečia ir skleidžia šilumą. Tačiau tokia nuostabi būsena netrunka amžinai. Po šviesaus gimimo seka žvaigždės brandos laikotarpis, kuris neišvengiamai baigiasi dangaus kūno senėjimu ir jo mirtimi.

Prieš 5-7 milijardus metų susiformavo protožvaigždė iš dujų ir dulkių debesies

Visa mūsų informacija apie žvaigždes šiandien patenka į mokslo rėmus. Termodinamika paaiškina hidrostatinės ir šiluminės pusiausvyros procesus, kuriuose gyvena žvaigždžių medžiaga. Branduolinė ir kvantinė fizika leidžia suprasti sudėtingą branduolių sintezės procesą, kuris leidžia žvaigždei egzistuoti, skleidžiant šilumą ir suteikiant šviesą supančiai erdvei. Žvaigždės gimimo metu susidaro hidrostatinė ir šiluminė pusiausvyra, kurią palaiko jos pačios energijos šaltiniai. Pasibaigus nuostabiai žvaigždžių karjerai, ši pusiausvyra sutrinka. Prasideda daugybė negrįžtamų procesų, kurių rezultatas yra žvaigždės sunaikinimas arba žlugimas - grandiozinis momentinės ir nuostabios dangaus kūno mirties procesas.

Supernovos sprogimas yra ryškus žvaigždės, gimusios ankstyvaisiais Visatos metais, gyvenimo pabaiga.

Žvaigždžių fizinių savybių pokyčius lemia jų masė. Objektų evoliucijos greičiui įtakos turi jų cheminė sudėtis ir tam tikru mastu esami astrofiziniai parametrai – sukimosi greitis ir magnetinio lauko būsena. Tiksliai kalbėti apie tai, kaip viskas vyksta iš tikrųjų, neįmanoma dėl milžiniškos aprašytų procesų trukmės. Evoliucijos greitis ir transformacijos etapai priklauso nuo žvaigždės gimimo laiko ir jos vietos Visatoje gimimo metu.

Žvaigždžių evoliucija moksliniu požiūriu

Bet kuri žvaigždė gimsta iš šaltų tarpžvaigždinių dujų gumulės, kurios, veikiamos išorinių ir vidinių gravitacinių jėgų, suspaudžiamos iki dujų rutulio būsenos. Dujinės medžiagos suspaudimo procesas nesibaigia nė akimirkai, lydimas milžiniško šiluminės energijos išsiskyrimo. Naujojo darinio temperatūra didėja, kol prasidės termobranduolinė sintezė. Nuo šio momento žvaigždžių medžiagos suspaudimas sustoja ir pasiekiama pusiausvyra tarp objekto hidrostatinės ir šiluminės būsenos. Visata pasipildė nauja visateise žvaigžde.

Pagrindinis žvaigždžių kuras yra vandenilio atomas, atsirandantis dėl prasidėjusios termobranduolinės reakcijos.

Žvaigždžių evoliucijoje esminę reikšmę turi jų šiluminės energijos šaltiniai. Iš žvaigždės paviršiaus į kosmosą išbėganti spinduliuotė ir šiluminė energija pasipildo vėsinant dangaus kūno vidinius sluoksnius. Nuolat vykstančios termobranduolinės reakcijos ir gravitacinis suspaudimas žvaigždės žarnyne kompensuoja nuostolius. Kol žvaigždės žarnyne yra pakankamai branduolinio kuro, žvaigždė šviečia ryškia šviesa ir skleidžia šilumą. Kai tik termobranduolinės sintezės procesas sulėtėja arba visiškai sustoja, įsijungia vidinio žvaigždės suspaudimo mechanizmas, kad būtų išlaikyta šiluminė ir termodinaminė pusiausvyra. Šiame etape objektas jau skleidžia šiluminę energiją, kuri matoma tik infraraudonųjų spindulių diapazone.

Remiantis aprašytais procesais, galime daryti išvadą, kad žvaigždžių evoliucija rodo nuoseklų žvaigždžių energijos šaltinių kaitą. Šiuolaikinėje astrofizikoje žvaigždžių transformacijos procesai gali būti išdėstyti pagal tris skales:

• branduolinė laiko juosta;
• terminis žvaigždės gyvenimo laikotarpis;
• dinaminis šviestuvo gyvavimo segmentas (galutinis).

Kiekvienu atskiru atveju atsižvelgiama į procesus, lemiančius žvaigždės amžių, jos fizines savybes ir objekto mirties tipą. Branduolinė laiko juosta yra įdomi tol, kol objektas yra maitinamas savo šilumos šaltinių ir skleidžia energiją, kuri yra branduolinių reakcijų produktas. Šio etapo trukmė apskaičiuojama nustatant vandenilio kiekį, kuris termobranduolinės sintezės metu bus paverstas heliu. Kuo didesnė žvaigždės masė, tuo didesnis branduolinių reakcijų intensyvumas ir atitinkamai didesnis objekto šviesumas.

Įvairių žvaigždžių dydžiai ir masė – nuo ​​supermilžinės iki raudonosios nykštukės

Šiluminė laiko skalė apibrėžia evoliucijos etapą, per kurį žvaigždė išeikvoja visą savo šiluminę energiją. Šis procesas prasideda nuo to momento, kai išnaudojamos paskutinės vandenilio atsargos ir sustoja branduolinės reakcijos. Norint išlaikyti objekto pusiausvyrą, pradedamas suspaudimo procesas. Žvaigždžių medžiaga krenta link centro. Šiuo atveju kinetinė energija paverčiama šilumine energija, kuri išleidžiama palaikyti reikiamą temperatūros balansą žvaigždės viduje. Dalis energijos išeina į kosmosą.

Atsižvelgiant į tai, kad žvaigždžių šviesumą lemia jų masė, objekto suspaudimo momentu jo ryškumas erdvėje nekinta.

Žvaigždė pakeliui į pagrindinę seką

Žvaigždžių formavimasis vyksta pagal dinaminę laiko skalę. Žvaigždžių dujos laisvai krinta į vidų link centro, padidindamos tankį ir slėgį būsimo objekto žarnyne. Kuo didesnis tankis dujų rutulio centre, tuo aukštesnė temperatūra objekto viduje. Nuo šio momento šiluma tampa pagrindine dangaus kūno energija. Kuo didesnis tankis ir aukštesnė temperatūra, tuo didesnis slėgis būsimos žvaigždės žarnyne. Laisvas molekulių ir atomų kritimas sustoja, o žvaigždžių dujų suspaudimo procesas sustoja. Tokia objekto būsena paprastai vadinama protožvaigžde. Objektas yra 90% molekulinio vandenilio. Kai temperatūra pasiekia 1800 K, vandenilis pereina į atominę būseną. Skilimo proceso metu sunaudojama energija, o temperatūros kilimas lėtėja.

Visata susideda iš 75% molekulinio vandenilio, kuris formuojantis protožvaigždėms virsta atominiu vandeniliu – žvaigždės branduoliniu kuru.

Šioje būsenoje slėgis dujų rutulio viduje mažėja, todėl suspaudimo jėga suteikiama laisvė. Ši seka kartojama kiekvieną kartą, kai pirmiausia jonizuojamas visas vandenilis, o po to jonizuojamas helis. Esant 10⁵ K temperatūrai, dujos visiškai jonizuojasi, žvaigždės suspaudimas sustoja ir susidaro objekto hidrostatinė pusiausvyra. Tolesnė žvaigždės evoliucija vyks pagal terminio laiko skalę, daug lėčiau ir nuosekliau.

Protožvaigždės spindulys mažėja nuo 100 AU nuo pat formavimosi pradžios. iki ¼ a.u. Objektas yra dujų debesies viduryje. Dėl dalelių kaupimosi iš išorinių žvaigždžių dujų debesies sričių žvaigždės masė nuolat didės. Vadinasi, temperatūra objekto viduje padidės, lydima konvekcijos – energijos perdavimo iš vidinių žvaigždės sluoksnių į išorinį kraštą – procesą. Vėliau, kylant temperatūrai dangaus kūno viduje, konvekciją pakeičia spinduliuotės perdavimas, judant žvaigždės paviršiaus link. Šiuo metu objekto šviesumas sparčiai didėja, o žvaigždžių rutulio paviršinių sluoksnių temperatūra taip pat didėja.

Konvekciniai procesai ir spinduliuotės perdavimas naujai susidariusioje žvaigždėje prieš prasidedant termobranduolinės sintezės reakcijoms

Pavyzdžiui, žvaigždėms, kurių masė identiška mūsų Saulės masei, protožvaigždinio debesies suspaudimas įvyksta vos per kelis šimtus metų. Kalbant apie paskutinį objekto formavimo etapą, žvaigždžių medžiagos kondensacija tęsiasi milijonus metų. Saulė gana greitai juda pagrindinės sekos link, o ši kelionė užtruks šimtus milijonų ar milijardų metų. Kitaip tariant, kuo didesnė žvaigždės masė, tuo ilgesnis laiko tarpas skiriamas pilnavertės žvaigždės formavimuisi. 15M masės žvaigždė keliu į pagrindinę seką judės daug ilgiau – apie 60 tūkstančių metų.

Pagrindinės sekos fazė

Nepaisant to, kad kai kurios termobranduolinės sintezės reakcijos prasideda žemesnėje temperatūroje, pagrindinė vandenilio degimo fazė prasideda 4 milijonų laipsnių temperatūroje. Nuo šio momento prasideda pagrindinės sekos fazė. Įsijungia nauja žvaigždžių energijos atkūrimo forma – branduolinė. Objekto suspaudimo metu išsiskirianti kinetinė energija išnyksta į foną. Pasiekta pusiausvyra užtikrina ilgą ir ramų gyvenimą žvaigždei, kuri atsiduria pradinėje pagrindinės sekos fazėje.

Vandenilio atomų dalijimasis ir skilimas termobranduolinės reakcijos metu, vykstančios žvaigždės viduje

Nuo šio momento žvaigždės gyvenimo stebėjimas yra aiškiai susietas su pagrindinės sekos faze, kuri yra svarbi dangaus kūnų evoliucijos dalis. Būtent šiame etape vienintelis žvaigždžių energijos šaltinis yra vandenilio degimo rezultatas. Objektas yra pusiausvyros būsenoje. Vartojant branduolinį kurą, keičiasi tik objekto cheminė sudėtis. Saulės buvimas pagrindinėje sekos fazėje truks maždaug 10 milijardų metų. Tiek užtruks, kol mūsų gimtoji žvaigždė išnaudos visas vandenilio atsargas. Kalbant apie masyvias žvaigždes, jų evoliucija vyksta greičiau. Išskirdama daugiau energijos, masyvi žvaigždė pagrindinės sekos fazėje išlieka tik 10-20 milijonų metų.

Mažiau masyvios žvaigždės dega naktiniame danguje daug ilgiau. Taigi žvaigždė, kurios masė 0,25 M, išliks pagrindinės sekos fazėje dešimtis milijardų metų.

Hertzsprung-Russell diagrama, įvertinanti ryšį tarp žvaigždžių spektro ir jų šviesumo. Diagramos taškai yra žinomų žvaigždžių vietos. Rodyklės rodo žvaigždžių poslinkį iš pagrindinės sekos į milžiniškos ir baltosios nykštukės fazes.

Norėdami įsivaizduoti žvaigždžių evoliuciją, tiesiog pažiūrėkite į diagramą, apibūdinančią dangaus kūno kelią pagrindinėje sekoje. Viršutinė grafiko dalis atrodo mažiau prisotinta objektų, nes čia sutelktos didžiulės žvaigždės. Ši vieta paaiškinama trumpu jų gyvavimo ciklu. Kai kurios iš šiandien žinomų žvaigždžių turi 70M masę. Objektai, kurių masė viršija viršutinę 100M ribą, gali visai nesusiformuoti.

Dangaus kūnai, kurių masė mažesnė nei 0,08 M, neturi galimybės įveikti kritinės masės, reikalingos termobranduolinės sintezės pradžiai, ir išlikti šalti visą savo gyvenimą. Mažiausios protožvaigždės žlunga ir suformuoja į planetą panašius nykštukus.

Į planetą panaši ruda nykštukė, palyginti su įprasta žvaigžde (mūsų Saule) ir Jupiterio planeta

Sekos apačioje yra sutelkti objektai, kuriuose dominuoja žvaigždės, kurių masė lygi mūsų Saulės masei ir šiek tiek didesnė. Įsivaizduojama riba tarp pagrindinės sekos viršutinės ir apatinės dalių yra objektai, kurių masė – 1,5 M.

Vėlesni žvaigždžių evoliucijos etapai

Kiekvieną iš žvaigždės būsenos raidos variantų lemia jos masė ir laikas, per kurį įvyksta žvaigždžių materijos transformacija. Tačiau Visata yra daugialypis ir sudėtingas mechanizmas, todėl žvaigždžių evoliucija gali vykti kitais keliais.

Keliaudama pagrindine seka žvaigždė, kurios masė maždaug lygi Saulės masei, turi tris pagrindinius maršruto variantus:

1. ramiai gyvenk savo gyvenimą ir ramiai ilsėkis didžiulėse Visatos platybėse;
2. įeikite į raudonojo milžino fazę ir lėtai sensta;
3. patenka į baltųjų nykštukų kategoriją, sprogsta kaip supernova ir virsta neutronine žvaigžde.

Galimi protožvaigždžių evoliucijos variantai priklausomai nuo laiko, objektų cheminės sudėties ir jų masės

Po pagrindinės sekos ateina milžiniška fazė. Iki to laiko vandenilio atsargos žvaigždės žarnyne yra visiškai išnaudotos, centrinė objekto sritis yra helio šerdis, o termobranduolinės reakcijos persikelia į objekto paviršių. Termobranduolinės sintezės įtakoje apvalkalas plečiasi, tačiau helio šerdies masė didėja. Paprasta žvaigždė virsta raudonu milžinu.

Milžiniška fazė ir jos ypatybės

Mažos masės žvaigždėse branduolio tankis tampa milžiniškas, paversdamas žvaigždžių medžiagą išsigimusiomis reliatyvistinėmis dujomis. Jei žvaigždės masė yra šiek tiek didesnė nei 0,26 M, slėgio ir temperatūros padidėjimas lemia helio sintezės pradžią, apimančią visą centrinę objekto sritį. Nuo šio momento žvaigždės temperatūra sparčiai kyla. Pagrindinis proceso bruožas yra tas, kad išsigimusios dujos neturi galimybės plėstis. Esant aukštai temperatūrai, tik didėja helio dalijimosi greitis, kurį lydi sprogstama reakcija. Tokiais momentais galime stebėti helio blyksnį. Objekto ryškumas padidėja šimtus kartų, tačiau žvaigždės agonija tęsiasi. Žvaigždė pereina į naują būseną, kai visi termodinaminiai procesai vyksta helio šerdyje ir išsikrovusiame išoriniame apvalkale.

Saulės tipo pagrindinės sekos žvaigždės ir raudonojo milžino struktūra su izotermine helio šerdimi ir sluoksniuota nukleosintezės zona

Ši būklė yra laikina ir nėra stabili. Žvaigždžių medžiaga nuolat maišosi, o nemaža jos dalis išmetama į supančią erdvę, sudarydama planetinį ūką. Centre lieka karšta šerdis, vadinama baltąja nykštuke.

Didelės masės žvaigždėms aukščiau išvardyti procesai nėra tokie katastrofiški. Helio degimą pakeičia anglies ir silicio branduolio dalijimosi reakcija. Galų gale žvaigždės šerdis pavirs į žvaigždės geležį. Milžinišką fazę lemia žvaigždės masė. Kuo didesnė objekto masė, tuo žemesnė temperatūra jo centre. Akivaizdu, kad to nepakanka anglies ir kitų elementų branduolio dalijimosi reakcijai sukelti.

Baltosios nykštukės likimas – neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė

Patekęs į baltosios nykštukės būseną, objektas yra itin nestabilios būsenos. Sustojusios branduolinės reakcijos lemia slėgio kritimą, šerdis pereina į žlugimo būseną. Šiuo atveju išsiskirianti energija išleidžiama geležies skilimui į helio atomus, kurie toliau skyla į protonus ir neutronus. Pradėtas procesas vystosi sparčiai. Žvaigždės žlugimas apibūdina dinamišką skalės segmentą ir trunka sekundės dalį. Branduolinio kuro likučių degimas vyksta sprogstamai, per sekundės dalį išskiriant milžinišką energijos kiekį. To visiškai pakanka, kad susprogdintumėte viršutinius objekto sluoksnius. Paskutinis baltosios nykštuko etapas yra supernovos sprogimas.

Žvaigždės šerdis pradeda griūti (kairėje). Dėl žlugimo susidaro neutroninė žvaigždė ir sukuriamas energijos srautas į išorinius žvaigždės sluoksnius (centrą). Energija, išsiskirianti, kai supernovos sprogimo metu išsilieja išoriniai žvaigždės sluoksniai (dešinėje).

Likęs itin tankus branduolys bus protonų ir elektronų spiečius, kurie, susidūrę vienas su kitu, sudarys neutronus. Visata pasipildė nauju objektu – neutronine žvaigžde. Dėl didelio tankio šerdis išsigimsta, o šerdies žlugimo procesas sustoja. Jei žvaigždės masė būtų pakankamai didelė, griūtis galėtų tęstis tol, kol likusi žvaigždžių medžiaga galiausiai nukristų į objekto centrą ir suformuotų juodąją skylę.

Paskutinės žvaigždžių evoliucijos dalies paaiškinimas

Normalios pusiausvyros žvaigždėms aprašyti evoliucijos procesai mažai tikėtini. Tačiau baltųjų nykštukų ir neutroninių žvaigždžių egzistavimas įrodo realų žvaigždžių medžiagos suspaudimo procesų egzistavimą. Mažas tokių objektų skaičius Visatoje rodo jų egzistavimo laikinumą. Paskutinis žvaigždžių evoliucijos etapas gali būti pavaizduotas kaip nuosekli dviejų tipų grandinė:

• normali žvaigždė - raudonas milžinas - išorinių sluoksnių nusileidimas - balta nykštukė;
• masyvi žvaigždė – raudonasis supermilžinas – supernovos sprogimas – neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė – niekis.

Žvaigždžių evoliucijos diagrama. Galimybės tęsti žvaigždžių gyvenimą už pagrindinės sekos ribų.

Gana sunku paaiškinti vykstančius procesus moksliniu požiūriu. Branduoliniai mokslininkai sutinka, kad paskutiniame žvaigždžių evoliucijos etape susiduriame su materijos nuovargiu. Dėl ilgalaikio mechaninio ir termodinaminio poveikio medžiaga keičia savo fizines savybes. Žvaigždžių medžiagos, išeikvotos dėl ilgalaikių branduolinių reakcijų, nuovargis gali paaiškinti išsigimusių elektronų dujų atsiradimą, vėlesnį jų neutronizavimą ir anihiliaciją. Jei visi minėti procesai vyksta nuo pradžios iki pabaigos, žvaigždžių medžiaga nustoja būti fizine substancija – žvaigždė išnyksta erdvėje, nieko nepalikdama.

Tarpžvaigždinių burbulų ir dujų bei dulkių debesų, kurie yra žvaigždžių gimtinė, negali papildyti tik išnykusios ir sprogusios žvaigždės. Visata ir galaktikos yra pusiausvyros būsenoje. Nuolat mažėja masė, vienoje kosmoso dalyje mažėja tarpžvaigždinės erdvės tankis. Vadinasi, kitoje Visatos dalyje susidaro sąlygos formuotis naujoms žvaigždėms. Kitaip tariant, schema veikia: jei vienoje vietoje buvo prarastas tam tikras kiekis medžiagos, kitoje Visatos vietoje toks pat kiekis medžiagos atsirado kitokia forma.

Apibendrinant

Tyrinėdami žvaigždžių evoliuciją, darome išvadą, kad Visata yra milžiniškas išretėjęs tirpalas, kuriame dalis medžiagos virsta vandenilio molekulėmis, kurios yra žvaigždžių statybinė medžiaga. Kita dalis ištirpsta erdvėje, išnyksta iš materialių pojūčių sferos. Juodoji skylė šia prasme yra visos medžiagos perėjimo į antimateriją vieta. Gana sunku iki galo suvokti to, kas vyksta, prasmę, ypač jei tyrinėdamas žvaigždžių evoliuciją remiamasi tik branduolinės, kvantinės fizikos ir termodinamikos dėsniais. Šio klausimo tyrimas turėtų apimti santykinės tikimybės teoriją, leidžiančią iškreipti erdvę, leidžiančią transformuoti vieną energiją į kitą, vieną būseną į kitą.