Razvoj zvezd z veliko maso. Življenjski cikel zvezde

Pozdravljeni dragi bralci! Rad bi govoril o čudovitem nočnem nebu. Zakaj glede noči? vprašaš. Ker so na njem lepo vidne zvezde, te čudovite svetleče pikice na črno modrem ozadju našega neba. Toda v resnici niso majhne, ​​ampak preprosto ogromne in zaradi velike razdalje se zdijo tako majhne.

Si je kdo od vas predstavljal, kako se zvezde rodijo, kako živijo svoje življenje, kako jim je na splošno? Predlagam, da zdaj preberete ta članek in si na tej poti predstavljate razvoj zvezd. Za vizualni primer sem pripravil nekaj videov 😉

Nebo je posejano s številnimi zvezdami, med katerimi so razpršeni ogromni oblaki prahu in plinov, predvsem vodika. Zvezde se rojevajo prav v takih meglicah oziroma medzvezdnih območjih.

Zvezda živi tako dolgo (do več deset milijard let), da astronomi ne morejo izslediti življenja niti ene izmed njih od začetka do konca. Imajo pa možnost opazovati različne stopnje razvoja zvezd.

Znanstveniki so združili pridobljene podatke in lahko sledili življenjskim fazam tipičnih zvezd: trenutku rojstva zvezde v medzvezdnem oblaku, njeni mladosti, srednji starosti, starosti in včasih zelo spektakularni smrti.

Rojstvo zvezde.

Nastajanje zvezde se začne z zbijanjem snovi znotraj meglice. Postopoma se nastala zbitost zmanjša v velikosti in se skrči pod vplivom gravitacije. Med tem stiskanjem, ali propad, se sprosti energija, ki segreje prah in plin ter povzroči, da zasijeta.

Obstaja tako imenovani protozvezda. Temperatura in gostota snovi v njegovem središču ali jedru je največja. Ko temperatura doseže približno 10.000.000 °C, se začnejo v plinu odvijati termonuklearne reakcije.

Jedra vodikovih atomov se začnejo združevati in spreminjati v jedra atomov helija. Ta fuzija sprosti ogromno energije. Ta energija se s procesom konvekcije prenese na površinsko plast, nato pa se v obliki svetlobe in toplote oddaja v prostor. Tako se protozvezda spremeni v pravo zvezdo.

Sevanje, ki prihaja iz jedra, segreva plinasto okolje, ustvarja pritisk, ki je usmerjen navzven in tako preprečuje gravitacijski kolaps zvezde.

Rezultat tega je, da najde ravnovesje, to je, da ima stalne dimenzije, konstantno površinsko temperaturo in konstantno količino sproščene energije.

Astronomi imenujejo zvezdo na tej stopnji razvoja zvezda glavne sekvence, kar nakazuje mesto, ki ga zavzema na Hertzsprung-Russellovem diagramu. Ta diagram prikazuje razmerje med temperaturo in svetilnostjo zvezde.

Protozvezde, ki imajo majhno maso, se nikoli ne segrejejo na temperaturo, ki je potrebna za sprožitev termonuklearne reakcije. Te zvezde se zaradi stiskanja spremenijo v zatemnjene rdeče pritlikavke , ali celo zatemnjen rjave pritlikavke . Prvo rjavo pritlikavo zvezdo so odkrili šele leta 1987.

Velikani in palčki.

Premer Sonca je približno 1.400.000 km, njegova površinska temperatura je okoli 6.000 °C in oddaja rumenkasto svetlobo. Že 5 milijard let je del glavnega zaporedja zvezd.

Vodikovo "gorivo" na takšni zvezdi bo izčrpano v približno 10 milijardah let, v njenem jedru pa bo ostal predvsem helij. Ko ni več ničesar za »goreti«, intenziteta sevanja, usmerjenega iz jedra, ni več zadostna za uravnoteženje gravitacijskega kolapsa jedra.

Toda energija, ki se v tem primeru sprosti, je dovolj za segrevanje okoliške snovi. V tej lupini se začne sinteza vodikovih jeder in sprosti se več energije.

Zvezda začne sijati močneje, vendar zdaj z rdečkasto svetlobo, hkrati pa se tudi razširi in poveča velikost desetkrat. Zdaj pa taka zvezda imenovan rdeči velikan.

Jedro rdečega velikana se skrči in temperatura se dvigne na 100.000.000 °C ali več. Tu pride do fuzijske reakcije jeder helija, ki ga spremeni v ogljik. Zahvaljujoč energiji, ki se sprošča, zvezda še vedno sveti približno 100 milijonov let.

Ko zmanjka helija in zamrejo reakcije, se celotna zvezda postopoma pod vplivom gravitacije skrči na skoraj velikost . Energija, ki se sprosti v tem primeru, je dovolj, da zvezda (zdaj beli pritlikavec)še nekaj časa močno svetil.

Stopnja stiskanja snovi v beli pritlikavki je zelo visoka, zato ima zelo visoko gostoto - teža ene žlice lahko doseže tisoč ton. Tako poteka evolucija zvezd v velikosti našega Sonca.

Video, ki prikazuje evolucijo našega Sonca v belo pritlikavko

Zvezda s petkratno maso Sonca ima veliko krajši življenjski cikel in se razvija nekoliko drugače. Takšna zvezda je veliko svetlejša in njena površinska temperatura je 25.000 ° C ali več; obdobje bivanja v glavnem zaporedju zvezd je le približno 100 milijonov let.

Ko na oder stopi taka zvezda rdeči velikan , temperatura v njegovem jedru presega 600.000.000 °C. Podvržen je fuzijskim reakcijam ogljikovih jeder, ki se pretvorijo v težje elemente, vključno z železom.

Zvezda se pod vplivom sproščene energije razširi do velikosti, ki so več stokrat večje od njene prvotne velikosti. Zvezda na tej stopnji imenovan supergigant .

Proces proizvodnje energije v jedru se nenadoma ustavi in ​​se skrči v nekaj sekundah. Ob vsem tem se sprosti ogromna količina energije in nastane katastrofalen udarni val.

Ta energija potuje skozi celotno zvezdo in njen velik del z eksplozivno silo izžene v vesolje, kar povzroči pojav, znan kot eksplozija supernove .

Za lažjo vizualizacijo vsega napisanega si poglejmo diagram evolucijskega cikla zvezd

Februarja 1987 so podoben izbruh opazili v sosednji galaksiji, Velikem Magellanovem oblaku. Ta supernova je za kratek čas zažarela močneje od bilijona Sonc.

Jedro supergiganta se stisne in tvori nebesno telo s premerom le 10-20 km, njegova gostota pa je tolikšna, da lahko čajna žlička njegove snovi tehta 100 milijonov ton!!! Tako nebesno telo je sestavljeno iz nevtronov inimenujemo nevtronska zvezda .

Nevtronska zvezda, ki je pravkar nastala, ima visoko hitrost vrtenja in zelo močan magnetizem.

To ustvarja močno elektromagnetno polje, ki oddaja radijske valove in druge vrste sevanja. V obliki žarkov se širijo iz magnetnih polov zvezde.

Zdi se, da ti žarki zaradi rotacije zvezde okoli svoje osi skenirajo vesolje. Ko hitijo mimo naših radijskih teleskopov, jih zaznamo kot kratke bliske ali impulze. Zato se takšne zvezde imenujejo pulzarji.

Pulsarje so odkrili zaradi radijskih valov, ki jih oddajajo. Zdaj je postalo znano, da mnogi od njih oddajajo svetlobo in rentgenske impulze.

Prvi svetlobni pulsar je bil odkrit v meglici Rakovica. Njegovi impulzi se ponavljajo 30-krat na sekundo.

Pulzi drugih pulsarjev se ponavljajo veliko pogosteje: PIR (pulzirajoči radijski vir) 1937+21 utripne 642-krat na sekundo. To si je celo težko predstavljati!

Zvezde, ki imajo največjo maso, več desetkrat večjo od mase Sonca, prav tako vzplamtijo kot supernove. Toda zaradi njihove ogromne mase je njihov propad veliko bolj katastrofalen.

Destruktivno stiskanje se ne ustavi niti na stopnji nastajanja nevtronske zvezde, kar ustvarja območje, v katerem navadna snov preneha obstajati.

Ostala je samo ena gravitacija, ki je tako močna, da se njenemu vplivu ne more izogniti nič, niti svetloba. To območje se imenuje črna luknja.Da, razvoj velikih zvezd je strašljiv in zelo nevaren.

V tem videu bomo govorili o tem, kako se supernova spremeni v pulsar in črno luknjo.

Ne vem za vas, dragi bralci, ampak osebno imam zelo rada in me zanima vesolje in vse, kar je povezano z njim, tako skrivnostno in lepo je, da dih jemajoče! Razvoj zvezd nam je povedal veliko o naši prihodnosti in vse.

Ko opazujete jasno nočno nebo stran od mestnih luči, zlahka opazite, da je vesolje polno zvezd. Kako je naravi uspelo ustvariti nešteto teh predmetov? Navsezadnje se ocenjuje, da je samo v Rimski cesti okoli 100 milijard zvezd. Poleg tega se zvezde rojevajo še danes, 10-20 milijard let po nastanku vesolja. Kako nastanejo zvezde? Kakšnim spremembam je podvržena zvezda, preden doseže enakomerno stanje kot naše Sonce?

S fizikalnega vidika je zvezda plinska krogla

S fizikalnega vidika je to plinska krogla. Toplota in tlak, ki nastaneta pri jedrskih reakcijah – predvsem pri fuziji helija iz vodika – preprečita, da bi se zvezda zrušila pod lastno gravitacijo. Življenje tega razmeroma preprostega predmeta poteka po zelo specifičnem scenariju. Najprej se iz razpršenega oblaka medzvezdnega plina rodi zvezda, nato sledi dolg sodni dan. Toda sčasoma, ko bo izčrpano vse jedrsko gorivo, se bo spremenilo v šibko svetlečo belo pritlikavko, nevtronsko zvezdo ali črno luknjo.

Ta opis lahko daje vtis, da podrobna analiza nastanka in zgodnjih stopenj evolucije zvezd ne bi smela predstavljati večjih težav. Toda interakcija gravitacije in toplotnega tlaka povzroči, da se zvezde obnašajo na nepredvidljive načine.
Upoštevajte na primer razvoj svetilnosti, to je spremembo količine energije, ki jo oddaja zvezdana površina na časovno enoto. Notranja temperatura mlade zvezde je prenizka, da bi se vodikovi atomi zlili skupaj, zato bi morala biti njena svetilnost relativno nizka. Lahko se poveča, ko se začnejo jedrske reakcije, in šele nato postopoma pada. Pravzaprav je zelo mlada zvezda izjemno svetla. Njegova svetilnost se s staranjem zmanjšuje in med zgorevanjem vodika doseže začasen minimum.

V zgodnjih fazah evolucije se v zvezdah dogajajo različni fizični procesi.

V zgodnjih fazah evolucije so zvezde podvržene različnim fizičnim procesom, od katerih so nekateri še vedno slabo razumljeni. Šele v zadnjih dveh desetletjih so astronomi začeli graditi podrobno sliko o razvoju zvezd na podlagi napredka v teoriji in opazovanjih.
Zvezde se rodijo iz velikih oblakov, ki niso vidni v vidni svetlobi in se nahajajo v diskih spiralnih galaksij. Astronomi te predmete imenujejo velikanski molekularni kompleksi. Izraz "molekularni" odraža dejstvo, da plin v kompleksih sestoji predvsem iz vodika v molekularni obliki. Takšni oblaki so največje tvorbe v Galaksiji, ki včasih dosežejo več kot 300 svetlobnih let. let v premeru.

Ob podrobnejši analizi razvoja zvezde

Natančnejša analiza razkrije, da so zvezde oblikovane iz posameznih zgostitev – kompaktnih con – v velikanskem molekularnem oblaku. Astronomi so preučevali lastnosti kompaktnih območij z uporabo velikih radijskih teleskopov, edinih instrumentov, ki lahko zaznajo šibke milimo oblake. Iz opazovanj tega sevanja sledi, da ima tipično kompaktno območje premer več svetlobnih mesecev, gostoto 30.000 molekul vodika na cm2 in temperaturo 10 Kelvinov.
Na podlagi teh vrednosti je bilo ugotovljeno, da je tlak plina v kompaktnih conah tak, da se lahko upre stiskanju pod vplivom samogravitacijskih sil.

Da bi torej nastala zvezda, mora biti kompaktno območje stisnjeno iz nestabilnega stanja in tako, da gravitacijske sile presežejo notranji tlak plina.
Ni še jasno, kako se kompaktne cone kondenzirajo iz začetnega molekularnega oblaka in pridobijo tako nestabilno stanje. Kljub temu so astrofiziki že pred odkritjem kompaktnih con imeli priložnost simulirati proces nastajanja zvezd. Že v šestdesetih letih prejšnjega stoletja so teoretiki z računalniškimi simulacijami ugotavljali, kako se nestabilni oblaki zrušijo.
Čeprav je bil za teoretične izračune uporabljen širok razpon začetnih pogojev, so bili rezultati enaki: v preveč nestabilnem oblaku se najprej stisne notranji del, torej snov v središču najprej prosto pade, medtem ko periferne regije ostajajo stabilne. Postopoma se območje stiskanja širi navzven in pokriva celoten oblak.

Globoko v globinah območja krčenja se začne evolucija zvezd

Globoko v globini območja krčenja se začne nastajanje zvezd. Premer zvezde je le ena svetlobna sekunda, to je milijoninka premera kompaktne cone. Za tako relativno majhne velikosti celotna slika stiskanja oblakov ni pomembna, glavno vlogo pa igra hitrost snovi, ki pada na zvezdo.

Hitrost padanja snovi je lahko različna, vendar je neposredno odvisna od temperature oblaka. Višja kot je temperatura, večja je hitrost. Izračuni kažejo, da se lahko masa, ki je enaka masi Sonca, nabere v središču sesedajočega kompaktnega območja v obdobju od 100 tisoč do 1 milijona let. Telo, ki nastane v središču sesedajočega oblaka, se imenuje protozvezda. S pomočjo računalniških simulacij so astronomi razvili model, ki opisuje strukturo protozvezde.
Izkazalo se je, da padajoči plin zadene površino protozvezde z zelo veliko hitrostjo. Zato nastane močna udarna fronta (nenaden prehod v zelo visok tlak). Znotraj udarne fronte se plin segreje na skoraj 1 milijon Kelvinov, nato pa se med sevanjem na površini hitro ohladi na približno 10.000 K in tvori protozvezdo plast za plastjo.

Prisotnost udarne fronte pojasnjuje visoko svetlost mladih zvezd

Prisotnost udarne fronte pojasnjuje visoko svetlost mladih zvezd. Če je masa praživali enaka enemu soncu, potem lahko njegova svetilnost desetkrat preseže sončno. Vendar je ne povzročajo reakcije termonuklearne fuzije, kot pri običajnih zvezdah, temveč kinetična energija snovi, pridobljena v gravitacijskem polju.
Protozvezde je mogoče opazovati, vendar ne z običajnimi optičnimi teleskopi.
Ves medzvezdni plin, vključno s tistim, iz katerega nastanejo zvezde, vsebuje "prah" - mešanico trdnih delcev submikronske velikosti. Sevanje udarne fronte na svoji poti naleti na veliko število teh delcev, ki skupaj s plinom padejo na površino protozvezde.
Hladni prašni delci absorbirajo fotone, ki jih oddaja udarna fronta, in jih ponovno oddajajo pri daljših valovnih dolžinah. To dolgovalovno sevanje nato absorbira in nato ponovno oddaja še bolj oddaljen prah. Torej, ko se foton prebija skozi oblake prahu in plina, njegova valovna dolžina konča v infrardečem območju elektromagnetnega spektra. Toda le nekaj svetlobnih ur stran od protozvezde postane valovna dolžina fotona predolga, da bi ga prah absorbiral, in končno lahko neovirano hiti do zemeljskih infrardečih teleskopov.
Kljub obsežnim zmožnostim sodobnih detektorjev astronomi ne morejo trditi, da teleskopi dejansko beležijo sevanje protozvezd. Očitno so globoko skriti v globinah kompaktnih con, registriranih v radijskem območju. Negotovost pri odkrivanju izhaja iz dejstva, da detektorji ne morejo razlikovati protozvezde od starejših zvezd, ki so vgrajene v plin in prah.
Za zanesljivo identifikacijo mora infrardeči ali radijski teleskop zaznati Dopplerjev premik spektralnih emisijskih linij protozvezde. Dopplerjev premik bi razkril pravo gibanje plina, ki pada na njegovo površino.
Takoj, ko zaradi padca snovi masa protozvezde doseže več desetin mase Sonca, postane temperatura v središču zadostna za začetek reakcij termonuklearne fuzije. Vendar se termonuklearne reakcije v protozvezdah bistveno razlikujejo od reakcij v zvezdah srednjih let. Vir energije za takšne zvezde so reakcije termonuklearne fuzije helija iz vodika.

Vodik je najpogostejši kemični element v vesolju

Vodik je najpogostejši kemični element v vesolju. Ob rojstvu vesolja (veliki pok) je ta element nastal v svoji običajni obliki z jedrom, sestavljenim iz enega protona. Toda dve od vsakih 100.000 jeder sta jedri devterija, sestavljena iz protona in nevtrona. Ta izotop vodika je v sodobnem času prisoten v medzvezdnem plinu, iz katerega vstopa v zvezde.
Omeniti velja, da ima ta drobna nečistoča prevladujočo vlogo v življenju protozvezd. Temperatura v njihovih globinah je nezadostna za reakcije navadnega vodika, ki potekajo pri 10 milijonih Kelvinov. Toda kot posledica gravitacijske kompresije lahko temperatura v središču protozvezde zlahka doseže 1 milijon Kelvinov, ko se začne zlitje jeder devterija, pri čemer se sprosti tudi ogromna energija.

Motnost protozvezdne snovi je prevelika

Motnost protozvezdne snovi je prevelika, da bi se ta energija prenesla s sevalnim prenosom. Zato zvezda postane konvektivno nestabilna: plinski mehurčki, segreti z "jedrskim ognjem", plavajo na površje. Te tokove navzgor uravnotežijo tokovi hladnega plina navzdol proti središču. Podobna konvektivna gibanja, vendar v veliko manjšem obsegu, se dogajajo v prostoru s parnim ogrevanjem. V protozvezdi konvektivni vrtinci prenašajo devterij s površine v njeno notranjost. Na ta način gorivo, potrebno za termonuklearne reakcije, doseže jedro zvezde.
Kljub zelo nizki koncentraciji jeder devterija ima toplota, ki se sprošča pri njihovi fuziji, močan vpliv na protozvezdo. Glavna posledica reakcij zgorevanja devterija je "nabrekanje" protozvezde. Zaradi učinkovitega prenosa toplote s konvekcijo, ki je posledica "gorenja" devterija, se protozvezda poveča v velikosti, ki je odvisna od njene mase. Protozvezda z eno sončno maso ima polmer enak petim sončnim masam. Z maso, ki je enaka trem solarnim, se protozvezda napihne do polmera, ki je enak 10 solarnim.
Masa tipične kompaktne cone je večja od mase zvezde, ki jo proizvaja. Zato mora obstajati nek mehanizem, ki odstrani odvečno maso in ustavi padanje snovi. Večina astronomov je prepričanih, da je kriv močan zvezdni veter, ki uhaja s površine protozvezde. Zvezdni veter piha padajoči plin v nasprotni smeri in sčasoma razprši kompaktno območje.

Ideja o zvezdnem vetru

"Ideja o zvezdnem vetru" ne izhaja iz teoretičnih izračunov. In presenečeni teoretiki so dobili dokaze o tem pojavu: opazovanja tokov molekularnega plina, ki se premikajo iz virov infrardečega sevanja. Ti tokovi so povezani s protozvezdnim vetrom. Njegov izvor je ena najglobljih skrivnosti mladih zvezd.
Ko se kompaktna cona razprši, se izpostavi objekt, ki ga lahko opazujemo v optičnem območju – mlada zvezda. Tako kot protozvezda ima visoko svetilnost, ki je bolj odvisna od gravitacije kot od termonuklearne fuzije. Tlak v notranjosti zvezde prepreči katastrofalen gravitacijski kolaps. Toda toplota, odgovorna za ta pritisk, seva s površine zvezde, zato zvezda sije zelo močno in se počasi krči.
Ko se skrči, njegova notranja temperatura postopoma narašča in na koncu doseže 10 milijonov Kelvinov. Nato začnejo fuzijske reakcije vodikovih jeder tvoriti helij. Ustvarjena toplota ustvarja pritisk, ki preprečuje stiskanje, zvezda pa bo svetila še dolgo, dokler ne bo zmanjkalo jedrskega goriva v njenih globinah.
Naše Sonce, tipična zvezda, je potrebovalo približno 30 milijonov let, da se je skrčilo od protozvezdne do sodobne velikosti. Zahvaljujoč toploti, ki se sprošča med termonuklearnimi reakcijami, ohranja te razsežnosti približno 5 milijard let.
Tako se rojevajo zvezde. Toda kljub tako očitnim uspehom znanstvenikov, ki so nam omogočili, da smo spoznali eno od mnogih skrivnosti vesolja, veliko več znanih lastnosti mladih zvezd še ni povsem razumljenih. To se nanaša na njihovo neenakomerno spremenljivost, gromozanski zvezdni veter in nepričakovane svetle izbruhe. Na ta vprašanja še ni zanesljivih odgovorov. Toda te nerešene težave je treba obravnavati kot prelome v verigi, katere glavni členi so že zvarjeni skupaj. In to verigo bomo lahko sklenili in dopolnili biografijo mladih zvezd, če bomo našli ključ, ki ga je ustvarila narava sama. In ta ključ utripa na jasnem nebu nad nami.

Zvezda je rojena video:

Znano je, da zvezde pridobivajo energijo iz reakcij termonuklearne fuzije in vsaka zvezda prej ali slej pride do točke, ko ji zmanjka termonuklearnega goriva. Večja kot je masa zvezde, hitreje zgori vse, kar lahko, in vstopi v končno fazo svojega obstoja. Nadaljnji dogodki lahko potekajo po različnih scenarijih, kateri pa je odvisen predvsem od množic.
Medtem ko vodik v središču zvezde »izgori«, se v njem sprosti helijevo jedro, ki stiska in sprošča energijo. Nato se lahko v njem začnejo reakcije zgorevanja helija in naslednjih elementov (glej spodaj). Zunanje plasti se večkrat razširijo pod vplivom povečanega pritiska, ki prihaja iz segretega jedra, zvezda postane rdeči velikan.
Glede na maso zvezde lahko v njej pride do različnih reakcij. To določa, kakšno sestavo bo imela zvezda do trenutka, ko bo fuzija izumrla.

Bele pritlikavke

Pri zvezdah z maso do približno 10 MC tehta jedro manj kot 1,5 MC. Po končanih termonuklearnih reakcijah sevalni tlak preneha, jedro pa se pod vplivom gravitacije začne krčiti. Krči se, dokler se tlak degeneriranega elektronskega plina, ki ga povzroča Paulijev princip, ne začne motiti. Zunanje plasti se razlivajo in razpršijo ter tvorijo planetarno meglico. Prvo takšno meglico je leta 1764 odkril francoski astronom Charles Messier in jo katalogiziral pod številko M27.
Tisto, kar nastane iz jedra, imenujemo bela pritlikavka. Bele pritlikavke imajo gostoto večjo od 10 7 g/cm 3 in površinsko temperaturo reda 10 4 K. Svetlost je 2-4 velikosti nižja od svetilnosti Sonca. V njem ne pride do termonuklearne fuzije, vsa energija, ki jo oddaja, se je akumulirala prej, zato se bele pritlikavke počasi ohlajajo in prenehajo biti vidne.
Bela pritlikavka ima še vedno možnost, da je aktivna, če je del dvojne zvezde in nase potegne maso spremljevalca (na primer, spremljevalec je postal rdeči velikan in je s svojo maso napolnil ves Rochev reženj). V tem primeru se lahko sinteza vodika v ciklu CNO začne s pomočjo ogljika, ki ga vsebuje bela pritlikavka, in se konča s sproščanjem zunanje plasti vodika (»nova« zvezda). Ali pa bi lahko masa bele pritlikavke tako narasla, da bi se njena komponenta ogljik-kisik vžgala v valu eksplozivnega izgorevanja, ki prihaja iz središča. Posledično nastanejo težki elementi s sproščanjem velike količine energije:

12 C + 16 O → 28 Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV

Svetlost zvezde močno narašča 2 tedna, nato pa hitro upada v naslednjih 2 tednih, nato pa se še naprej zmanjšuje za približno 2-krat v 50 dneh. Glavna energija (približno 90 %) se oddaja v obliki gama žarkov iz razpadne verige izotopa niklja. Ta pojav imenujemo supernova tipa 1.
Belih pritlikavk z maso 1,5 ali več Sončevih mas ni. To je razloženo z dejstvom, da je za obstoj belega pritlikavca potrebno uravnotežiti gravitacijsko stiskanje s tlakom elektronskega plina, vendar se to zgodi pri masah, ki ne presegajo 1,4 M C, ta omejitev se imenuje Chandrasekharjeva meja. Vrednost lahko dobimo kot pogoj enakosti tlačnih sil silam gravitacijskega stiskanja ob predpostavki, da so momenti elektronov določeni z razmerjem negotovosti za prostornino, ki jo zasedajo, in se gibljejo s hitrostjo blizu svetlobne hitrosti. .

Nevtronske zvezde

Pri masivnejših (> 10 M C) zvezdah se vse dogaja nekoliko drugače. Visoka temperatura v jedru aktivira reakcije absorpcije energije, kot je izbijanje protonov, nevtronov in alfa delcev iz jedra, pa tudi e-. zajemanje visokoenergijskih elektronov, ki kompenzirajo masno razliko dveh jeder. Druga reakcija povzroči presežek nevtronov v jedru. Obe reakciji vodita do njenega ohlajanja in splošnega stiskanja zvezde. Ko zmanjka energije jedrske fuzije, se stiskanje spremeni v skoraj prost padec lupine na sesedajoče se jedro. Hkrati se hitrost termonuklearne fuzije v zunanjih padajočih plasteh močno pospeši, kar povzroči emisijo ogromne količine energije v nekaj minutah (primerljivo z energijo, ki jo svetlobne zvezde oddajajo ves čas svojega obstoja).
Kolabirajoče jedro zaradi velike mase premaga pritisk elektronskega plina in se dodatno skrči. V tem primeru pride do reakcij p + e - → n + ν e, po katerih v jedru skoraj ne ostanejo elektroni, ki bi motili stiskanje. Stiskanje poteka do velikosti 10 − 30 km, kar ustreza gostoti, ki jo vzpostavi tlak nevtronskega degeneriranega plina. Snov, ki pade na jedro, prejme udarni val, ki se odbije od nevtronskega jedra in del energije, ki se sprosti med njegovim stiskanjem, kar povzroči hiter izmet zunanje lupine na stranice. Nastali objekt se imenuje nevtronska zvezda. Večino (90 %) energije, ki se sprosti pri gravitacijskem stiskanju, odnesejo nevtrini v prvih sekundah po kolapsu. Zgornji proces se imenuje eksplozija supernove tipa 2. Energija poka je tolikšna, da so nekateri od njih (redko) vidni s prostim očesom tudi podnevi. Prvo supernovo so leta 185 posneli kitajski astronomi. Trenutno je zabeleženih več sto izbruhov na leto.
Nastala nevtronska zvezda ima gostoto ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . Ohranjanje vrtilne količine med stiskanjem zvezde vodi do zelo kratkih obhodnih obdobij, običajno v razponu od 1 do 1000 ms. Za običajne zvezde so takšna obdobja nemogoča, saj Njihova gravitacija ne bo mogla preprečiti centrifugalnih sil takšne rotacije. Nevtronska zvezda ima zelo veliko magnetno polje, ki na površini doseže 10 12 -10 13 plina, kar povzroči močno elektromagnetno sevanje. Magnetna os, ki ne sovpada z osjo vrtenja, vodi do dejstva, da nevtronska zvezda pošilja periodične (z obdobjem vrtenja) impulze sevanja v dani smeri. Takšna zvezda se imenuje pulzar. To dejstvo je pomagalo pri njihovem eksperimentalnem odkritju in se uporablja za odkrivanje. Zaznavanje nevtronske zvezde z optičnimi metodami je veliko težje zaradi njene majhne svetilnosti. Orbitalna doba se postopoma zmanjšuje zaradi prehoda energije v sevanje.
Zunanjo plast nevtronske zvezde sestavljajo kristalne snovi, predvsem železo in njegovi sosednji elementi. Večino preostale mase predstavljajo nevtroni in hiperoni so v samem središču. Gostota zvezde narašča proti središču in lahko doseže vrednosti, ki so opazno večje od gostote jedrske snovi. Obnašanje snovi pri takšnih gostotah je slabo razumljeno. Obstajajo teorije o prostih kvarkih, vključno ne samo prve generacije, pri tako ekstremnih gostotah hadronske snovi. Možna so superprevodna in superfluidna stanja nevtronske snovi.
Obstajata 2 mehanizma za hlajenje nevtronske zvezde. Eden izmed njih je, tako kot povsod drugje, oddajanje fotonov. Drugi mehanizem je nevtrino. Prevladuje, dokler je temperatura sredice nad 10 8 K. To običajno ustreza površinski temperaturi nad 10 6 K in traja 10 5 −10 6 let. Obstaja več načinov za oddajanje nevtrinov:

Črne luknje

Če je masa prvotne zvezde presegla 30 sončnih mas, bo jedro, ki je nastalo v eksploziji supernove, težje od 3 M C. Pri tej masi tlak nevtronskega plina ne more več zadrževati gravitacije in jedro se ne ustavi na stopnji nevtronske zvezde, ampak se še naprej seseda (vendar imajo eksperimentalno zaznane nevtronske zvezde maso največ 2 sončevih mas, ne tri). Tokrat nič ne bo preprečilo propada in nastane črna luknja. Ta objekt ima čisto relativistično naravo in ga ni mogoče razložiti brez splošne teorije relativnosti. Kljub temu, da se je materija po teoriji sesedla v točko - singularnost, ima črna luknja različen od nič polmer, imenovan Schwarzschildov radij:

R Ø = 2GM/s 2.

Radij označuje mejo gravitacijskega polja črne luknje, ki je nepremostljiva tudi za fotone, imenovano event horizont. Na primer, Schwarzschildov radij Sonca je samo 3 km. Zunaj obzorja dogodkov je gravitacijsko polje črne luknje enako kot pri običajnem predmetu njene mase. Črno luknjo lahko opazujemo le s posrednimi učinki, saj sama ne oddaja opazne energije.
Čeprav nič ne more uiti obzorju dogodkov, lahko črna luknja še vedno ustvarja sevanje. V kvantnem fizičnem vakuumu se nenehno rojevajo in izginjajo virtualni pari delec-antidelec. Najmočnejše gravitacijsko polje črne luknje lahko sodeluje z njimi, preden izginejo in absorbirajo antidelec. Če je bila skupna energija virtualnega antidelca negativna, črna luknja izgubi maso, preostali delec pa postane resničen in prejme dovolj energije, da odleti iz polja črne luknje. To sevanje imenujemo Hawkingovo sevanje in ima spekter črnega telesa. Temu je mogoče pripisati določeno temperaturo:

Učinek tega procesa na maso večine črnih lukenj je zanemarljiv v primerjavi z energijo, ki jo prejmejo celo od kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja. Izjema so reliktne mikroskopske črne luknje, ki bi lahko nastale v zgodnjih fazah evolucije vesolja. Majhne velikosti pospešijo proces izhlapevanja in upočasnijo proces pridobivanja mase. Končne faze izhlapevanja takih črnih lukenj bi se morale končati z eksplozijo. Eksplozije, ki bi ustrezale opisu, niso bile zabeležene.
Snov, ki pade v črno luknjo, se segreje in postane vir rentgenskega sevanja, kar je posreden znak prisotnosti črne luknje. Ko snov z veliko vrtilno količino pade na črno luknjo, okoli nje oblikuje vrteč se akrecijski disk, v katerem delci izgubijo energijo in vrtilno količino, preden padejo v črno luknjo. V primeru supermasivne črne luknje se pojavita dve različni smeri vzdolž osi diska, v katerih tlak oddanega sevanja in elektromagnetni učinki pospešujejo delce, ki se izbijejo iz diska. To ustvarja močne curke snovi v obe smeri, ki jih je mogoče tudi registrirati. Po eni od teorij so tako strukturirana aktivna galaktična jedra in kvazarji.
Vrteča se črna luknja je bolj zapleten objekt. S svojo rotacijo »zajame« določeno območje prostora za obzorjem dogodkov (»Lense-Thirring efekt«). To področje imenujemo ergosfera, njegova meja pa meja statičnosti. Statična meja je elipsoid, ki sovpada s horizontom dogodkov na obeh polih vrtenja črne luknje.
Rotirajoče črne luknje imajo dodaten mehanizem izgube energije s prenosom energije na delce, ujete v ergosferi. To izgubo energije spremlja izguba vrtilne količine in upočasni vrtenje.

Reference

1. S.B.Popov, M.E.Prohorov "Astrofizika enojnih nevtronskih zvezd: radijsko tihe nevtronske zvezde in magnetarji" SAI MSU, 2002
2. William J. Kaufman "Kozmične meje relativnosti" 1977
3. Drugi internetni viri

20. december 10 g.

Kot vsa telesa v naravi tudi zvezde ne morejo ostati nespremenjene. Rojevajo se, razvijajo in na koncu »umrejo«. Razvoj zvezd traja milijarde let, vendar obstaja razprava o času njihovega nastanka. Prej so astronomi verjeli, da je proces njihovega "rojstva" iz zvezdnega prahu trajal milijone let, ne tako dolgo nazaj pa so bile pridobljene fotografije območja neba iz Velike Orionove meglice. V nekaj letih se je pojavila majhna

Fotografije iz leta 1947 so pokazale majhno skupino zvezdam podobnih objektov na tej lokaciji. Do leta 1954 so nekateri že postali podolgovati, pet let kasneje pa so ti predmeti razpadli na ločene. Tako se je proces rojstva zvezde prvič zgodil dobesedno pred očmi astronomov.

Oglejmo si podrobno strukturo in razvoj zvezd, kjer se njihovo neskončno, po človeških standardih, življenje začne in konča.

Tradicionalno znanstveniki domnevajo, da zvezde nastanejo kot posledica kondenzacije oblakov plina in prahu. Pod vplivom gravitacijskih sil se iz nastalih oblakov oblikuje neprozorna plinska krogla, goste strukture. Njegov notranji tlak ne more uravnotežiti gravitacijskih sil, ki ga stiskajo. Postopoma se krogla toliko skrči, da se temperatura zvezdne notranjosti dvigne, pritisk vročega plina v krogli pa uravnoteži zunanje sile. Po tem se stiskanje ustavi. Trajanje tega procesa je odvisno od mase zvezde in se običajno giblje od dveh do nekaj sto milijonov let.

Struktura zvezd pomeni zelo visoke temperature v njihovih jedrih, kar prispeva k neprekinjenim termonuklearnim procesom (vodik, ki jih tvori, se spremeni v helij). Prav ti procesi povzročajo intenzivno sevanje zvezd. Čas, v katerem porabijo razpoložljivo zalogo vodika, je določen z njihovo maso. Od tega je odvisno tudi trajanje obsevanja.

Ko se zaloge vodika izčrpajo, se evolucija zvezd približa fazi nastajanja. To se zgodi na naslednji način. Po prenehanju sproščanja energije začnejo jedro stiskati gravitacijske sile. Hkrati se zvezda znatno poveča. Svetlost se prav tako poveča, ko se proces nadaljuje, vendar le v tanki plasti na meji jedra.

Ta proces spremlja povišanje temperature skrčenega helijevega jedra in preoblikovanje helijevih jeder v ogljikova jedra.

Napoveduje se, da bi lahko naše Sonce čez osem milijard let postalo rdeči velikan. Njegov polmer se bo povečal za nekaj desetkrat, njegova svetilnost pa se bo povečala za več stokrat v primerjavi s trenutnimi ravnmi.

Življenjska doba zvezde je, kot smo že omenili, odvisna od njene mase. Objekti z maso, ki je manjša od Sonca, svoje zaloge »porabljajo« zelo ekonomično, tako da lahko svetijo več deset milijard let.

Razvoj zvezd se konča z nastankom tistih med njimi, katerih masa je blizu mase Sonca, tj. ne presega 1,2 od tega.

Zvezde velikanke ponavadi hitro izčrpajo svoje zaloge jedrskega goriva. To spremlja znatna izguba mase, zlasti zaradi odpadanja zunanjih lupin. Posledično ostane le postopoma ohlajajoč se osrednji del, v katerem so jedrske reakcije popolnoma zastale. Sčasoma takšne zvezde prenehajo sevati in postanejo nevidne.

Toda včasih sta normalen razvoj in struktura zvezd motena. Najpogosteje gre za masivne predmete, ki so izčrpali vse vrste termonuklearnega goriva. Potem jih je mogoče pretvoriti v nevtrone, ali In bolj ko znanstveniki izvejo o teh predmetih, več novih vprašanj se poraja.

V začetku 20. stoletja sta Hertzsprung in Russell na diagram "Absolutna magnituda" - "spektralni razred" narisala različne zvezde in izkazalo se je, da jih je večina razvrščenih vzdolž ozke krivulje. Kasneje se je izkazalo, da je ta diagram (danes imenovan Hertzsprung-Russellov diagram) ključ do razumevanja in preučevanja procesov, ki se dogajajo v zvezdi.

Diagram omogoča (čeprav ne zelo natančno) iskanje absolutne vrednosti po spektralnem razredu. Še posebej za spektralne razrede 0-F. Za poznejše razrede je to zapleteno zaradi potrebe po izbiri med velikanom in pritlikavcem. Vendar pa nam določene razlike v intenzivnosti nekaterih linij omogočajo samozavestno izbiro.

Večina zvezd (približno 90%) se nahaja na diagramu vzdolž dolgega ozkega traku, imenovanega glavno zaporedje. Razteza se od zgornjega levega kota (od modrih supergigantov) do spodnjega desnega kota (do rdečih pritlikavk). Zvezde glavnega zaporedja vključujejo Sonce, katerega sij se šteje za enoto.

Točke, ki ustrezajo velikanom in supergigantom, se nahajajo nad glavnim zaporedjem na desni, točke, ki ustrezajo belim pritlikavkam, pa so v spodnjem levem kotu, pod glavnim zaporedjem.

Zdaj je postalo jasno, da so zvezde glavnega zaporedja običajne zvezde, podobne Soncu, v katerih pride do zgorevanja vodika v termonuklearnih reakcijah. Glavno zaporedje je zaporedje zvezd različnih mas. Največje zvezde po masi se nahajajo na vrhu glavnega zaporedja in so modre velikanke. Najmanjše zvezde po masi so pritlikavke. Nahajajo se na dnu glavnega zaporedja. Podpritlikavci se nahajajo vzporedno z glavnim zaporedjem, vendar nekoliko pod njim. Od zvezd glavnega zaporedja se razlikujejo po nižji vsebnosti kovin.

Zvezda večino svojega življenja preživi na glavni sekvenci. V tem obdobju njegova barva, temperatura, svetilnost in drugi parametri ostanejo skoraj nespremenjeni. Toda preden zvezda doseže to stabilno stanje, medtem ko je še v stanju protozvezde, ima rdečo barvo in za kratek čas večjo svetilnost, kot bi jo imela na glavnem zaporedju.

Zvezde z veliko maso (nadrejakinje) izdatno porabljajo svojo energijo, razvoj takšnih zvezd pa traja le stotine milijonov let. Zato so modri supergiganti mlade zvezde.

Tudi stopnje evolucije zvezd po glavnem zaporedju so kratke. Tipične zvezde postanejo rdeče velikanke, zelo masivne zvezde pa postanejo rdeče supervelikanke. Zvezda se hitro povečuje in njena svetilnost narašča. Prav te faze evolucije se odražajo v Hertzsprung-Russellovem diagramu.

Vsaka zvezda preživi približno 90 % svojega življenja na glavnem zaporedju. V tem obdobju so glavni vir energije za zvezdo termonuklearne reakcije, ki vodik v njenem središču pretvorijo v helij. Po izčrpanju tega vira se zvezda premakne v območje velikanov, kjer preživi približno 10% svojega življenja. V tem času je glavni vir energije, ki jo sprosti zvezda, pretvorba vodika v helij v plasti, ki obdaja gosto jedro helija. To je t.i oder rdečega velikana.

Rojstvo zvezd

Razvoj zvezde se začne v velikanskem molekularnem oblaku, imenovanem tudi zvezdna zibelka, v kateri zaradi gravitacijske nestabilnosti začne naraščati primarno nihanje gostote. Večina "praznega" prostora v galaksiji dejansko vsebuje med 0,1 in 1 molekulo na cm³. Molekularni oblak ima gostoto približno milijon molekul na cm³. Masa takšnega oblaka zaradi svoje velikosti presega maso Sonca za 100.000-10.000.000-krat: od 50 do 300 svetlobnih let.

Med sesedanjem se molekularni oblak razdeli na dele, ki tvorijo vse manjše kepe. Fragmenti z maso, manjšo od ~100 sončnih mas, lahko tvorijo zvezdo. V takšnih formacijah se plin ob krčenju zaradi sproščanja gravitacijske potencialne energije segreje in oblak postane protozvezda, ki se spremeni v vrteč se sferični objekt.

Zvezde v zgodnjih fazah svojega obstoja so običajno skrite očem v gostem oblaku prahu in plina. Te zapredke, ki nastajajo zvezde, lahko pogosto vidimo obrise ob svetlem sevanju okoliškega plina. Takšne tvorbe imenujemo Bokove globule.

Zelo majhen del protozvezd ne doseže temperature, ki bi zadostovala za reakcije termonuklearne fuzije. Takšne zvezde imenujemo "rjave pritlikavke", njihova masa ne presega ene desetine Sonca. Takšne zvezde umrejo hitro in se postopoma ohlajajo več sto milijonov let. V nekaterih najbolj masivnih protozvezdah lahko temperatura zaradi močne kompresije doseže 10 milijonov K, kar omogoča sintezo helija iz vodika. Takšna zvezda začne žareti. Začetek termonuklearnih reakcij vzpostavi hidrostatsko ravnovesje, ki jedru prepreči nadaljnji gravitacijski kolaps. Poleg tega lahko zvezda obstaja v stabilnem stanju.

Začetna stopnja evolucije zvezd

Na Hertzsprung-Russellovem diagramu nastajajoča zvezda zaseda točko v zgornjem desnem kotu: ima visoko svetilnost in nizko temperaturo. Glavno sevanje se pojavi v infrardečem območju. Sevanje iz hladne prašne lupine doseže nas. Med procesom evolucije se bo položaj zvezde na diagramu spremenil. Edini vir energije na tej stopnji je gravitacijska kompresija. Zato se zvezda precej hitro premika vzporedno z ordinatno osjo.

Temperatura površine se ne spremeni, zmanjšata pa se radij in svetilnost. Temperatura v središču zvezde se dvigne in doseže vrednost, pri kateri se začnejo reakcije z lahkimi elementi: litijem, berilijem, borom, ki hitro izgorejo, vendar uspejo upočasniti stiskanje. Tir se vrti vzporedno z ordinatno osjo, temperatura na površini zvezde se poveča, sij pa ostane skoraj nespremenjen. Končno se v središču zvezde začnejo reakcije nastajanja helija iz vodika (zgorevanje vodika). Zvezda vstopi v glavno sekvenco.

Trajanje začetne stopnje je določeno z maso zvezde. Za zvezde, kot je Sonce, je približno 1 milijon let, za zvezdo z maso 10 M ☉ približno 1000-krat manj, za zvezdo z maso 0,1 M pa ☉ tisočkrat več.

Faza glavnega zaporedja

Na stopnji glavnega zaporedja zvezda sveti zaradi sproščanja energije v jedrskih reakcijah pretvorbe vodika v helij. Zaloga vodika zagotavlja sijaj zvezde z maso 1M ☉ približno 10 10 let. Zvezde z večjo maso porabijo vodik hitreje: npr. zvezda z maso 10 M ☉ bo porabil vodik v manj kot 10 7 letih (svetilnost je sorazmerna s četrto masno potenco).

Zvezde z majhno maso

Ko vodik izgori, so osrednji predeli zvezde močno stisnjeni.

Zvezde z veliko maso

Po vstopu v glavno zaporedje je evolucija zvezde z veliko maso (>1,5 M ☉ ) določajo pogoji zgorevanja jedrskega goriva v notranjosti zvezde. Na stopnji glavnega zaporedja je to zgorevanje vodika, vendar za razliko od zvezd z majhno maso v jedru prevladujejo reakcije cikla ogljik-dušik. V tem ciklu imata atoma C in N vlogo katalizatorja. Hitrost sproščanja energije v reakcijah takega cikla je sorazmerna s T17. Zato se v jedru oblikuje konvektivno jedro, ki ga obdaja cona, v kateri se energija prenaša s sevanjem.

Sij zvezd z veliko maso je veliko večji od sija Sonca, vodik pa se porablja veliko hitreje. To je tudi posledica dejstva, da je tudi temperatura v središču takih zvezd precej višja.

Z zmanjševanjem deleža vodika v snovi konvektivnega jedra se zmanjšuje hitrost sproščanja energije. Toda ker je hitrost sproščanja določena s svetilnostjo, se jedro začne krčiti, hitrost sproščanja energije pa ostane konstantna. Istočasno se zvezda razširi in premakne v območje rdečih velikank.

Stara stopnja zrelosti

Zvezde z majhno maso

Ko vodik popolnoma izgori, se v središču zvezde z majhno maso oblikuje majhno helijevo jedro. V jedru gostota snovi in ​​temperatura dosežeta vrednosti 10 9 kg/m 3 oziroma 10 8 K. Na površini jedra pride do zgorevanja vodika. Ko se temperatura v jedru dvigne, se stopnja izgorevanja vodika poveča in svetilnost se poveča. Sevalno območje postopoma izgine. In zaradi povečanja hitrosti konvektivnih tokov se zunanje plasti zvezde napihnejo. Njena velikost in sij se povečata - zvezda se spremeni v rdečega velikana.

Zvezde z veliko maso

Ko je vodik v zvezdi z veliko maso popolnoma izčrpan, se začne v jedru odvijati trojna reakcija helija in hkrati reakcija nastajanja kisika (3He=>C in C+He=>O). Istočasno začne na površini helijevega jedra goreti vodik. Prikaže se vir prve plasti.

Zaloga helija se zelo hitro izčrpa, saj se pri opisanih reakcijah pri vsakem elementarnem dejanju sprosti relativno malo energije. Slika se ponovi in ​​v zvezdi se pojavita dva slojna vira, v jedru pa se začne reakcija C+C=>Mg.

Izkazalo se je, da je evolucijska pot zelo zapletena. V Hertzsprung-Russellovem diagramu se zvezda premika vzdolž zaporedja velikanov ali (z zelo veliko maso v supergigantskem območju) občasno postane cefeida.

Končne stopnje evolucije zvezd

Stare zvezde z majhno maso

Pri zvezdi z majhno maso sčasoma hitrost konvektivnega toka na neki ravni doseže drugo ubežno hitrost, lupina se odlomi in zvezda se spremeni v belo pritlikavko, obdano s planetarno meglico.

Smrt zvezd z veliko maso

Zvezda z veliko maso ima na koncu svoje evolucije zelo kompleksno zgradbo. Vsaka plast ima svojo kemično sestavo, jedrske reakcije potekajo v večplastnih virih, v središču pa se oblikuje železno jedro.

Jedrske reakcije z železom ne potekajo, saj zahtevajo porabo (in ne sproščanje) energije. Zato se železno jedro hitro skrči, temperatura in gostota v njem se povečata in dosežeta fantastične vrednosti - temperaturo 10 9 K in gostoto 10 9 kg / m3.

V tem trenutku se začneta dva pomembna procesa, ki potekata v jedru hkrati in zelo hitro (očitno v nekaj minutah). Prvi je, da med jedrskimi trki atomi železa razpadejo na 14 atomov helija, drugi je, da se elektroni "stisnejo" v protone, pri čemer nastanejo nevtroni. Oba procesa sta povezana z absorpcijo energije, temperatura v jedru (tudi tlak) pa se takoj zniža. Zunanje plasti zvezde začnejo padati proti središču.

Padec zunanjih plasti povzroči močno povišanje temperature v njih. Vodik, helij in ogljik začnejo goreti. To spremlja močan tok nevtronov, ki prihaja iz osrednjega jedra. Posledično pride do močne jedrske eksplozije, ki odvrže zunanje plasti zvezde, ki že vsebujejo vse težke elemente, do kalifornija. Po sodobnih pogledih so vsi atomi težkih kemičnih elementov (tj. težjih od helija) v vesolju nastali prav v eksplozijah supernov. Na mestu eksplodirane supernove ostane, odvisno od mase eksplodirane zvezde, nevtronska zvezda ali črna luknja.