Scenarij evolucije zvezd. Kako se zvezde razvijajo?

Na kratko razmislimo o glavnih stopnjah evolucije zvezd.

Sprememba telesnih lastnosti, notranja struktura in kemično sestavo zvezde skozi čas.

Razdrobljenost snovi. .

Predpostavlja se, da zvezde nastanejo med gravitacijskim stiskanjem delcev oblaka plina in prahu. Tako imenovane globule so lahko mesta nastajanja zvezd.

Krogla je gost neprozoren medzvezdni oblak molekularnega prahu (plinsko-prašnega), ki ga opazimo na ozadju svetlečih oblakov plina in prahu v obliki temne okrogle tvorbe. Sestoji predvsem iz molekularni vodik(H 2) in helij ( On ) s primesjo molekul drugih plinov in trdnih medzvezdnih prašnih zrn. Temperatura plina v globuli (predvsem temperatura molekularnega vodika) T≈ 10 ÷ 50K, povprečna gostota n~ 10 5 delcev/cm 3, kar je za nekaj velikostnih redov več kot v najgostejših navadnih plinsko-prašnih oblakih premera D~ 0,1 ÷ 1. Masa kroglic M≤ 10 2 × M ⊙ . V nekaterih globulah mladi tip T Bik.

Oblak stisne lastna gravitacija zaradi gravitacijske nestabilnosti, ki lahko nastane spontano ali kot posledica interakcije oblaka z udarnim valom nadzvočnega toka zvezdnega vetra iz drugega bližnjega vira nastajanja zvezd. Obstajajo tudi drugi možni vzroki za gravitacijsko nestabilnost.

Teoretične študije kažejo, da pod pogoji, ki obstajajo v običajnih molekularnih oblakih (T≈ 10 ÷ 30K in n ~ 10 2 delcev/cm 3), se začetni lahko pojavi v volumnih oblakov z maso M≥ 10 3 × M ⊙ . V takšnem sesedajočem oblaku je možen nadaljnji razpad na manj masivne fragmente, od katerih bo vsak pod vplivom lastne gravitacije tudi stisnjen. Opazovanja kažejo, da v galaksiji med procesom nastajanja zvezd ni ena, ampak skupina zvezd z različne mase, na primer odprta zvezdna kopica.

Pri stiskanju v osrednjih predelih oblaka se gostota poveča, kar povzroči trenutek, ko snov tega dela oblaka postane neprozorna za lastno sevanje. V globini oblaka se pojavi stabilna gosta kondenzacija, ki jo astronomi imenujejo oh.

Fragmentacija snovi je razpad molekularnega oblaka prahu na manjše dele, katerih nadaljnje vodi do pojava.

– astronomski objekt, ki je v fazi, iz katere čez nekaj časa (tokrat za sončno maso T~ 10 8 let) se oblikuje normalno.

Ob nadaljnjem padcu snovi iz plinska lupina na jedro (akrecija), se masa slednjega in s tem temperatura toliko povečata, da se tlak plina in sevanja primerjata s silama. Stiskanje jedra se ustavi. Tvorba je obdana z lupino iz plina in prahu, ki je neprozorna za optično sevanje, ki prepušča le infrardeče in daljše valovne dolžine. Takšen predmet (-kokon) opazimo kot močan vir radijskega in infrardečega sevanja.

Z nadaljnjim povečevanjem mase in temperature jedra rahel pritisk ustavi akrecijo, ostanki lupine pa se razpršijo v vesolje. Pojavi se mlada ženska telesne lastnosti ki so odvisne od njegove mase in začetne kemične sestave.

Glavni vir energije za nastajajočo zvezdo je očitno energija, ki se sprosti med gravitacijskim stiskanjem. Ta predpostavka izhaja iz izreka o virilu: v stacionarnem sistemu je vsota potencialna energija E str vsi člani sistema in dvojno kinetična energija 2 E do teh členov je enak nič:

E p + 2 E k = 0. (39)

Izrek velja za sisteme delcev, ki se gibljejo omejeno območje prostor pod vplivom sil, katerih velikost je obratno sorazmerna s kvadratom razdalje med delci. Iz tega sledi, da je toplotna (kinetična) energija enaka polovici gravitacijske (potencialne) energije. Ko se zvezda skrči, se skupna energija zvezde zmanjša, gravitacijska energija pa se zmanjša: polovica spremembe gravitacijska energija zapusti zvezdo skozi sevanje, se poveča zaradi druge polovice toplotna energija zvezde.

Mlade zvezde z majhno maso(do treh sončnih mas), ki se približujejo glavno zaporedje, popolnoma konvektivno; proces konvekcije zajema vsa področja zvezde. To so v bistvu protozvezde, v središču katerih se jedrske reakcije šele začnejo, vse sevanje pa nastane predvsem zaradi. Ni še ugotovljeno, da zvezda upada pri stalni efektivni temperaturi. Na Hertzsprung-Russellovem diagramu takšne zvezde tvorijo skoraj navpično progo, imenovano Hayashijeva proga. Ko se stiskanje upočasnjuje, se mladež približuje glavnemu zaporedju.

Ko se zvezda krči, začne tlak degeneriranega elektronskega plina naraščati in ko je dosežen določen polmer zvezde, se kompresija ustavi, kar povzroči zaustavitev nadaljnjega naraščanja centralne temperature, ki jo povzroča kompresija, in potem pa na njegovo zmanjšanje. Pri zvezdah z manj kot 0,0767 sončne mase se to ne zgodi: energija, ki se sprosti med jedrskimi reakcijami, ni nikoli dovolj za uravnoteženje notranjega tlaka in. Takšne "podzvezde" oddajajo več energije, kot je nastane med jedrskimi reakcijami, in so razvrščene kot t.i.; njihova usoda je nenehno stiskanje, dokler ga pritisk degeneriranega plina ne ustavi, nato pa postopno ohlajanje s prenehanjem vseh začetih jedrskih reakcij.

Mlade zvezde vmesne mase (od 2- do 8-kratne mase Sonca) se kvalitativno razvijajo na povsem enak način kot njihove manjše sestre, le da nimajo konvektivne cone do glavnega niza.

Zvezde z maso večjo od 8 sončne mase že imajo značilnosti normalnih zvezd, saj so šle skozi vse vmesne stopnje in so bile sposobne doseči takšno hitrost jedrskih reakcij, da kompenzirajo izgubljeno energijo zaradi sevanja, medtem ko se masa jedra kopiči. Te zvezde imajo masni odtok in so tako velike, da ne ustavijo preprosto propada tistih, ki še niso postale del zvezde zunanja območja molekularni oblak, ampak jih, nasprotno, odtaja. Tako je masa nastale zvezde opazno manjša od mase protozvezdnega oblaka.

Glavno zaporedje

Temperatura zvezde narašča, dokler v osrednjih predelih ne doseže vrednosti, ki zadoščajo za termonuklearne reakcije, ki nato postanejo glavni vir energije za zvezdo. Za velike zvezde ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) je "zgorevanje" vodika v ogljikovem ciklu; Pri zvezdah z maso, ki je enaka ali manjša od mase Sonca, se energija sprosti v reakciji proton-proton. vstopi v ravnotežno stopnjo in zavzame svoje mesto v glavnem zaporedju Hertzsprung-Russellovega diagrama: zvezda z veliko maso ima zelo visoko temperaturo jedra ( T ≥ 3 × 10 7 K ), proizvodnja energije je zelo intenzivna, - na glavnem nizu zavzema mesto nad Soncem v območju zgodnjega ( O … A , (F )); zvezda z majhno maso ima razmeroma nizko temperaturo jedra ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), proizvodnja energije ni tako intenzivna, - na glavnem nizu zavzema mesto ob ali pod Soncem v območju poznega (( F), G, K, M).

Na glavnem zaporedju porabi do 90% časa, ki mu ga narava dodeli za obstoj. Čas, ki ga zvezda preživi na stopnji glavnega zaporedja, je odvisen tudi od njene mase. Da, z maso M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O ali B je v fazi glavnega zaporedja približno 10 7 let, medtem ko je rdeča pritlikavka K 5 z maso M ≈ 0,5 × M ⊙ je v fazi glavnega zaporedja približno 10 11 let, to je čas, ki je primerljiv s starostjo Galaksije. Masivne vroče zvezde hitro preidejo v naslednje stopnje evolucije, hladne pritlikavke so v fazi glavnega zaporedja ves čas obstoja Galaksije. Lahko se domneva, da so rdeče pritlikavke glavna vrsta populacije galaksije.

Rdeči velikan (supergiant).

Hitro izgorevanje vodika v osrednjih območjih masivnih zvezd vodi do pojava helijevega jedra. Ko je masni delež vodika v jedru več odstotkov, se ogljikova reakcija pretvorbe vodika v helij skoraj popolnoma ustavi. Jedro se skrči, zaradi česar se njegova temperatura poveča. Zaradi segrevanja, ki ga povzroči gravitacijsko stiskanje helijevega jedra, se vodik "vname" in sproščanje energije se začne v tanki plasti, ki se nahaja med jedrom in razširjeno lupino zvezde. Lupina se razširi, polmer zvezde se poveča, efektivna temperatura se zmanjša in poveča. "zapusti" glavno zaporedje in se premakne na naslednjo stopnjo evolucije - na stopnjo rdečega velikana ali, če je masa zvezde M > 10 × M ⊙ , v stopnjo rdeče supervelikanke.

Z naraščajočo temperaturo in gostoto helij začne "goreti" v jedru. pri T ~ 2 × 10 8 K in r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 se začne termonuklearna reakcija, ki jo imenujemo trojna reakcija. a -postopek: od treh a - delci (helijeva jedra 4 On ) nastane eno stabilno jedro ogljika 12 C. Pri masi zvezdinega jedra M< 1,4 × M ⊙ тройной a -proces vodi do eksplozivnega sproščanja energije - helijevega izbruha, ki se lahko za določeno zvezdo večkrat ponovi.

V osrednjih območjih masivnih zvezd na stopnji velikanke ali supergigantke zvišanje temperature povzroči zaporedno nastajanje jeder ogljika, ogljika-kisika in kisika. Ko ogljik izgori, pride do reakcij, ki povzročijo nastanek težjega kemični elementi, morda železova jedra. Nadaljnji razvoj masivne zvezde lahko povzroči izmet lupine, izbruh zvezde kot nove ali s kasnejšim nastankom objektov, ki so končna stopnja evolucije zvezd: bele pritlikavke, nevtronske zvezde oz. črna luknja.

Končna stopnja evolucije je stopnja evolucije vseh normalnih zvezd, potem ko te zvezde izčrpajo svoje termonuklearno gorivo; prenehanje termonuklearnih reakcij kot vira zvezdne energije; prehod zvezde, odvisno od njene mase, v stopnjo bele pritlikavke ali črne luknje.

Beli pritlikavci - zadnja stopnja razvoj vseh normalnih zvezd z maso M< 3 ÷ 5 × M ⊙ potem ko ti izčrpajo svoje termonuklearno gorivo. Ko je prešel stopnjo rdečega velikana (ali subgiganta), odvrže svojo lupino in razkrije jedro, ki, ko se ohladi, postane beli pritlikavec. Majhen polmer (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) in bele ali belo-modre barve (T b.k ~ 10 4 K) je določil ime tega razreda astronomskih objektov. Masa bele pritlikavke je vedno manjša od 1,4×M⊙ – dokazano je, da bele pritlikavke z velike mase ne more obstajati. Z maso, primerljivo z maso Sonca, in dimenzijami, primerljivimi z dimenzijami večjih planetov sončni sistem, imajo bele pritlikavke ogromno srednje gostote: ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3, torej utež s prostornino 1 cm 3 bele pritlikavke tehta tono! Gravitacijski pospešek na površini g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (primerjaj s pospeškom na površini Zemlje - g ≈980 cm/s 2). S takšno gravitacijsko obremenitvijo notranjih prostorov zvezde, ravnotežno stanje bele pritlikavke vzdržuje tlak degeneriranega plina (predvsem degeneriranega elektronskega plina, ker je prispevek ionske komponente majhen). Spomnimo se, da se plin, v katerem ni Maxwellove hitrostne porazdelitve delcev, imenuje degeneriran. V takem plinu bo pri določenih vrednostih temperature in gostote število delcev (elektronov), ki imajo katero koli hitrost v območju od v = 0 do v = v max, enako. v max je določen z gostoto in temperaturo plina. Z belo pritlikavo maso M b.k > 1,4 × M ⊙ največja hitrost elektronov v plinu je primerljiva s svetlobno hitrostjo, degenerirani plin postane relativističen in njegov tlak ni več sposoben vzdržati gravitacijske kompresije. Polmer pritlikavke se nagiba k ničli - "zruši" se v točko.

Tanke, vroče atmosfere belih pritlikavk so sestavljene bodisi iz vodika, tako da v atmosferi praktično ni zaznati drugih elementov; ali iz helija, medtem ko je vodika v atmosferi stotisočkrat manj kot v atmosferi običajnih zvezd. Glede na vrsto spektra spadajo bele pritlikavke v spektralne razrede O, B, A, F. Za "razločevanje" belih pritlikavk od običajnih zvezd se pred oznako postavi črka D (DOVII, DBVII itd. D je prva črka v angleška beseda Degeneriran - degeneriran). Vir sevanja bele pritlikavke je zaloga toplotne energije, ki beli pritlikavec prejel, je jedro matične zvezde. Veliko belih pritlikavk je od svojih staršev podedovalo močno magnetno polje, katerega jakost H ~ 10 8 E. Menijo, da je število belih pritlikavk približno 10 % skupno število zvezde galaksije.

Na sl. 15 prikazuje fotografijo Siriusa - najsvetlejša zvezda nebo (α Veliki pes; m v = -1 m 0,46; razred A1V). Na sliki viden disk je posledica fotografskega obsevanja in uklona svetlobe na leči teleskopa, torej sam disk zvezde na fotografiji ni razrešen. Žarki, ki prihajajo iz fotografskega diska Siriusa, so sledi popačenja valovne fronte svetlobni tok na elementih optike teleskopa. Sirius se nahaja na razdalji 2,64 od Sonca, svetloba iz Siriusa potrebuje 8,6 let, da doseže Zemljo - torej je ena od najbližjih zvezd Soncu. Sirius 2,2-krat masivnejši od Sonca; njegov M v = +1 m .43, torej naš sosed oddaja 23-krat več energije kot Sonce.

Edinstvenost fotografije je v tem, da je bilo skupaj s sliko Siriusa mogoče dobiti sliko njegovega satelita - satelit "sveti" s svetlo piko na levi strani Siriusa. Sirius - teleskopsko: sam Sirius je označen s črko A, njegov satelit pa s črko B. Vidno velikost Sirius B m v = +8 m .43, torej je skoraj 10.000-krat šibkejši od Siriusa A. Masa Siriusa B je skoraj popolnoma enaka masi Sonca, polmer je približno 0,01 polmera Sonca, površina temperatura je približno 12000 K, vendar Sirius B oddaja 400-krat manjši od sonca. Sirius B je tipičen beli pritlikavec. Še več, to je prva bela pritlikavka, ki jo je mimogrede odkril Alfven Clarke leta 1862, ko vizualno opazovanje v teleskop.

Sirius A in Sirius B krožita okoli istega z obdobjem 50 let; razdalja med komponentama A in B je le 20 AU.

Po primerni pripombi V. M. Lipunova, »ti »zorijo« znotraj masivnih zvezd (z maso več kot 10×M⊙ )". Jedra zvezd, ki se razvijejo v nevtronsko zvezdo, imajo 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; potem, ko bodo viri termonuklearnih reakcij presahnili in bo roditelj v izbruhu izvrgel pomemben del snovi, bodo ta jedra postala samostojni objekti zvezdnega sveta z zelo specifičnimi lastnostmi. Stiskanje jedra matične zvezde se ustavi pri gostoti, ki je primerljiva z jedrsko gostoto (ρ n. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm3). Pri takšni masi in gostoti je polmer rojstva le 10 in je sestavljen iz treh plasti. Nastane zunanja plast (ali zunanja skorja). kristalna mreža od atomska jedraželezo ( Feželezo ( ) z možno majhno primesjo atomskih jeder drugih kovin; Debelina zunanje skorje je le okoli 600 m s polmerom 10 km. Pod zunanjo skorjo je še ena notranja trda skorja, sestavljena iz atomov železa (≈ ), vendar so ti atomi preveč obogateni z nevtroni. Debelina tega lubja

2 km. Notranja skorja meji na tekoče nevtronsko jedro, fizikalne procese v katerem določajo izjemne lastnosti nevtronske tekočine - superfluidnost in v prisotnosti prostih elektronov in protonov superprevodnost. Možno je, da snov v samem središču vsebuje mezone in hiperone. Hitro se vrtijo okoli osi - od enega do sto obratov na sekundo. Takšna rotacija v prisotnosti magnetnega polja ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Oe) pogosto vodi do opazovanega učinka pulziranja zvezdnega sevanja v različnih območjih elektromagnetni valovi

. Enega od teh pulsarjev smo videli znotraj meglice Rakovica. Skupno število vrtilna hitrost ne zadostuje več za izmet delcev, zato ne more biti radijski pulzar. Vendar je še vedno odličen in ujet magnetno polje

okoliška nevtronska zvezda ne more pasti, to pomeni, da ne pride do akrecije snovi. Akrektor (rentgenski pulsar).

Hitrost vrtenja se zmanjša do te mere, da zdaj nič več ne preprečuje, da bi snov padla na tako nevtronsko zvezdo. Plazma, ki pada, se premika vzdolž silnic magnetnega polja in zadene trdno površino v območju polov, pri čemer se segreje na desetine milijonov stopinj. Snov, segreta na tako visoke temperature, žari v rentgenskem območju. Območje, v katerem padajoča snov vpliva na površino zvezde, je zelo majhno - le približno 100 metrov. Zaradi rotacije zvezde ta vroča točka občasno izgine iz vidnega polja, kar opazovalec zazna kot pulziranje. Takšni objekti se imenujejo rentgenski pulzarji. Hitrost vrtenja takih nevtronskih zvezd je majhna in ne preprečuje akrecije. Toda velikost magnetosfere je takšna, da plazmo ustavi magnetno polje, preden jo ujame gravitacija.

Če je komponenta tesnega binarnega sistema, potem se snov "črpa" iz normalne zvezde (druga komponenta) v nevtronsko zvezdo. Masa lahko preseže kritično (M > 3×M⊙ ), potem je gravitacijska stabilnost zvezde porušena, nič se ne more upreti gravitacijskemu stiskanju in "gre" pod njen gravitacijski radij

r g = 2 × G × M/c 2, (40)

spremeni v »črno luknjo«. V navedeni formuli za r g: M je masa zvezde, c je svetlobna hitrost, G je gravitacijska konstanta.

Črna luknja je objekt, katerega gravitacijsko polje je tako močno, da ga ne more doseči niti delec, niti foton niti katero koli materialno telo. ubežna hitrost in pobegniti v vesolje.

Črna luknja je edinstven objekt v smislu narave njenega toka fizikalni procesi v notranjosti še ni dostopen teoretičnemu opisu. Obstoj črnih lukenj izhaja iz teoretičnih premislekov, v resnici se lahko nahajajo v osrednjih območjih kroglastih kopic, kvazarjev, velikanskih galaksij, tudi v središču naše galaksije.

Nastane s kondenzacijo medzvezdnega medija. Z opazovanjem je bilo mogoče ugotoviti, da so zvezde nastale v drugačni časi in še vedno vznikajo do danes.

Glavna težava v evoluciji zvezd je vprašanje izvora njihove energije, zaradi katere žarijo in sevajo ogromno energije. Prej je bilo predstavljenih veliko teorij, ki so bile zasnovane za identifikacijo virov energije zvezd. Veljalo je, da je stalni vir zvezdne energije neprekinjeno stiskanje. Ta vir je vsekakor dober, vendar ne more vzdrževati primernega sevanja dolgo časa. Sredi 20. stoletja je bil najden odgovor na to vprašanje. Vir sevanja je termo jedrske reakcije sinteza. Zaradi teh reakcij se vodik spremeni v helij, sproščena energija pa prehaja skozi črevesje zvezde, se preoblikuje in oddaja v vesolje (omeniti je treba, da kaj višja temperatura, hitreje potekajo te reakcije; Zato se vroče masivne zvezde hitreje premaknejo iz glavnega zaporedja).

Zdaj pa si predstavljajte nastanek zvezde ...

Oblak medzvezdnega plina in medija prahu se je začel kondenzirati. Iz tega oblaka nastane precej gosta krogla plina. Tlak v kroglici še ne zmore uravnotežiti privlačnih sil, zato se bo skrčila (morda bodo v tem času okoli zvezde nastale kepe z manjšo maso, ki se bodo sčasoma spremenile v planete). Pri stiskanju se temperatura dvigne. Tako se zvezda postopoma postavi na glavno zaporedje. Nato tlak plina v zvezdi uravnoteži gravitacijo in protozvezda se spremeni v zvezdo.

Zgodnja stopnja evolucije zvezde je zelo majhna in zvezda je v tem času potopljena v meglico, zato je protozvezdo zelo težko zaznati.

Pretvorba vodika v helij se pojavi samo v osrednjih predelih zvezde. V zunanjih plasteh ostaja vsebnost vodika praktično nespremenjena. Ker je količina vodika omejena, prej ali slej izgori. Sproščanje energije v središču zvezde se ustavi in ​​jedro zvezde se začne krčiti, lupina pa nabrekniti. Nadalje, če je zvezda manjša od 1,2 sončne mase, odvrže svojo zunanjo plast (tvorba planetarne meglice).

Ko se ovoj loči od zvezde, se razkrijejo njene notranje, zelo vroče plasti, medtem pa se ovoj vedno bolj oddaljuje. Po nekaj deset tisoč letih bo lupina razpadla in ostala bo le zelo vroča in gosta zvezda, ki se bo postopoma ohlajala in se spremenila v belo pritlikavko. S postopnim ohlajanjem se spremenijo v nevidne črne pritlikavke. Črne pritlikavke so zelo goste in hladne zvezde, komaj več kot Zemlja, vendar ima maso, primerljivo z maso sonca. Proces ohlajanja belih pritlikavk traja nekaj sto milijonov let.

Če je masa zvezde od 1,2 do 2,5 sončne, potem bo takšna zvezda eksplodirala. Ta eksplozija se imenuje eksplozija supernove. Plamteča zvezda v nekaj sekundah poveča svoj sij stomilijonkrat. Takšni izbruhi se pojavijo zelo redko. V naši Galaksiji se eksplozija supernove zgodi približno enkrat na sto let. Po takšnem izbruhu ostane meglica, ki ima veliko radijskega sevanja in se tudi zelo hitro razprši, ter tako imenovana nevtronska zvezda (o tem malo kasneje). Poleg ogromne radijske emisije bo takšna meglica tudi vir rentgenskega sevanja, vendar to sevanje absorbira zemeljska atmosfera, zato jo je mogoče opazovati le iz vesolja.

Obstaja več hipotez o vzroku eksplozij zvezd (supernov), vendar splošno sprejete teorije še ni. Obstaja domneva, da je to posledica prehitrega padca notranjih plasti zvezde proti središču. Zvezda se hitro skrči na katastrofalno majhno velikost reda 10 km, njena gostota v tem stanju pa je 10 17 kg/m 3, kar je blizu gostote atomskega jedra. Ta zvezda je sestavljena iz nevtronov (hkrati so elektroni stisnjeni v protone), zato se imenuje "NEVTRON". Njegova začetna temperatura je približno milijardo Kelvinov, v prihodnosti pa se bo hitro ohladila.

Ta zvezda je zaradi svoje majhnosti in hitrega ohlajanja dolgo veljala za nemogoče opazovati. Toda čez nekaj časa so odkrili pulsarje. Izkazalo se je, da so ti pulsarji nevtronske zvezde. Tako se imenujejo zaradi kratkotrajnega oddajanja radijskih impulzov. Tisti. zdi se, da zvezda "utripa". To odkritje je prišlo povsem po naključju in ne tako dolgo nazaj, namreč leta 1967. Ti periodični impulzi so posledica dejstva, da med zelo hitrim vrtenjem mimo našega pogleda nenehno utripa stožec magnetne osi, ki tvori kot z osjo vrtenja.

Pulzar lahko zaznamo samo v pogojih orientacije magnetne osi, in to približno 5% njih skupno število. Nekateri pulsarji se ne nahajajo v radijskih meglicah, saj meglice razmeroma hitro razpadejo. Po sto tisoč letih te meglice prenehajo biti vidne, starost pulsarjev pa je več deset milijonov let.

Če masa zvezde presega 2,5 sončne mase, se bo ob koncu svojega obstoja zdelo, da se sesede vase in jo zdrobi lastna teža. V nekaj sekundah se bo spremenil v piko. Ta pojav so poimenovali "gravitacijski kolaps", temu objektu pa tudi "črna luknja".

Iz vsega zgoraj navedenega je jasno, da je končna stopnja evolucije zvezde odvisna od njene mase, vendar je treba upoštevati tudi neizogibno izgubo te mase in vrtenje.

zdravo 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 dolge razdalje zdi se tako majhen.

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 izsledili življenjska obdobja tipičnih zvezd: trenutek rojstva zvezde v medzvezdnem oblaku, njeno mladost, srednja leta, starost in včasih zelo spektakularna smrt.

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 izraža 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 škrat)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 z maso, ki je petkrat večja od mase 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 bliskavica supernova .

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 nadrejanke se krči in oblikuje nebesno telo s premerom le 10-20 km, njegova gostota pa je tako velika, 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, je drugačna visoka hitrost vrtenje 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 največja masa, ki presegajo desetkratno maso 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.Ja, evolucija velike zvezde strašljivo in zelo nevarno.

V tem videu se bomo pogovorili o tem, kako se supernova spremeni v pulzar in v 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.

Notranje življenje zvezde uravnava vpliv dveh sil: sile gravitacije, ki nasprotuje zvezdi in jo zadržuje, ter sile, ki se sprošča med jedrskimi reakcijami, ki potekajo v jedru. Nasprotno, teži k temu, da "potisne" zvezdo v daljno vesolje. V stopnjah nastajanja je gosta in stisnjena zvezda pod močnim vplivom gravitacije. Posledično pride do močnega segrevanja, temperatura doseže 10-20 milijonov stopinj. To je dovolj za začetek jedrskih reakcij, zaradi katerih se vodik pretvori v helij.

Nato se v daljšem obdobju obe sili uravnovesita, zvezda je v stabilnem stanju. Ko jedrskega goriva v jedru postopoma zmanjka, zvezda preide v fazo nestabilnosti, dve sili si nasprotujeta. Za zvezdo pride kritičen trenutek, v poštev pridejo različni dejavniki - temperatura, gostota, kemična sestava. Masa zvezde je na prvem mestu, od nje je odvisna prihodnost tega nebesnega telesa - ali bo zvezda eksplodirala kot supernova ali pa se bo spremenila v belo pritlikavko, nevtronsko zvezdo ali črno luknjo.

Kako zmanjka vodika

Samo največja med nebesnimi telesi (približno 80-krat večja od Jupitra) postanejo zvezde, manjša (približno 17-krat manjša od Jupitra) postanejo planeti. Obstajajo tudi telesa srednje mase, prevelika, da bi spadala v razred planetov, ter premajhna in hladna, da bi v njihovih globinah potekale jedrske reakcije, značilne za zvezde.

Ta temno obarvana nebesna telesa imajo šibko svetilnost in jih je na nebu precej težko razlikovati. Imenujejo se "rjavi pritlikavci".

Torej, zvezda nastane iz oblakov medzvezdnega plina. Kot že omenjeno, precej dolgo časa zvezda je v uravnoteženem stanju. Nato pride obdobje nestabilnosti. Nadaljnja usoda zvezde je odvisno od različni dejavniki. Razmislite o hipotetični majhni zvezdi, katere masa sega od 0,1 do 4 sončne mase. Značilna lastnost zvezde z majhno maso je odsotnost konvekcije v notranjih plasteh, tj. snovi, ki sestavljajo zvezdo, se ne mešajo, kot se to dogaja pri zvezdah z veliko maso.

To pomeni, da ko vodika v jedru zmanjka, v zunanjih plasteh ni novih zalog tega elementa. Vodik zgori in se spremeni v helij. Postopoma se jedro segreje, površinske plasti destabilizirajo lastno strukturo in zvezda, kot je razvidno iz H-R diagrama, počasi zapusti fazo glavnega zaporedja. V novi fazi se poveča gostota snovi znotraj zvezde, sestava jedra "degenerira", posledično pa se pojavi posebna konsistenca. Razlikuje se od običajne snovi.

Spreminjanje snovi

Pri spreminjanju snovi je tlak odvisen samo od gostote plinov, ne pa od temperature.

V Hertzsprung-Russellovem diagramu se zvezda premika v desno in nato navzgor ter se približuje območju rdečega velikana. Njegove dimenzije se znatno povečajo, zaradi česar se temperatura zunanjih plasti zniža. Premer rdečega velikana lahko doseže več sto milijonov kilometrov. Ko bo naša prešla v to fazo, bo »pogoltnila« oziroma Venero, in če ne bo mogla zajeti Zemlje, jo bo segrela do te mere, da bo življenje na našem planetu prenehalo obstajati.

Med razvojem zvezde se temperatura njenega jedra poveča. Najprej pride do jedrskih reakcij, nato pa se helij, ko doseže optimalno temperaturo, začne topiti. Ko se to zgodi, nenadno povečanje temperature jedra povzroči izbruh in zvezda se hitro premakne v levo G-R diagrami. To je tako imenovani "helijev blisk". V tem času jedro, ki vsebuje helij, zgori skupaj z vodikom, ki je del lupine, ki obdaja jedro. Na diagramu H-R se ta stopnja zabeleži s premikanjem v desno vzdolž vodoravne črte.

Zadnje faze evolucije

Ko se helij pretvori v ogljik, se jedro spremeni. Njena temperatura narašča, dokler (če je zvezda velika), dokler ogljik ne začne goreti. Pojavi se nov izbruh. V vsakem primeru je v zadnjih fazah evolucije zvezde opazna znatna izguba njene mase. To se lahko zgodi postopoma ali nenadoma, med izbruhom, ko zunanje plasti zvezde počijo kot velik mehurček. V slednjem primeru nastane planetarna meglica - sferična lupina, ki se širi vesolje s hitrostjo nekaj deset ali celo sto km/s.

Končna usoda zvezde je odvisna od mase, ki ostane po vsem, kar se v njej zgodi. Če je med vsemi transformacijami in izbruhi izvrgla veliko snovi in ​​njena masa ne presega 1,44 sončne mase, se zvezda spremeni v belo pritlikavko. Ta številka se imenuje "meja Chandra-sekhar" v čast pakistanskega astrofizika Subrahmanyana Chandrasekharja. To je največja masa zvezde, pri kateri morda ne bo prišlo do katastrofalnega konca zaradi pritiska elektronov v jedru.

Po eksploziji zunanjih plasti ostane jedro zvezde, njena površinska temperatura pa je zelo visoka – okoli 100.000 °K. Zvezda se premakne na levi rob H-R diagrama in gre navzdol. Njegova svetilnost se zmanjša, ko se zmanjša njegova velikost.

Zvezda počasi dosega območje bele pritlikavke. To so zvezde majhnega premera (kot je naša), za katere je značilna zelo visoka gostota, eninpolmilijonkrat večjo gostoto vodo. Kubični centimeter Snov, ki tvori belo pritlikavko, bi na Zemlji tehtala približno eno tono!

Bela pritlikavka predstavlja končno stopnjo evolucije zvezd, brez izbruhov. Postopoma se ohlaja.

Znanstveniki verjamejo, da je konec bele pritlikavke zelo počasen, vsaj od začetka vesolja se zdi, da niti ena bela pritlikavka ni utrpela "toplotne smrti".

Če je zvezda velika, in njena masa večji od sonca, bo eksplodiral kot supernova. Med izbruhom se lahko zvezda popolnoma ali delno sesede. V prvem primeru bo za seboj ostal oblak plina z ostanki snovi iz zvezde. V drugem ostane nebesno telo največje gostote - nevtronska zvezda ali črna luknja.

Termonuklearna fuzija v notranjosti zvezd

V tem času pri zvezdah z maso večjo od 0,8 sončne mase jedro postane prosojno za sevanje in prevladuje sevalni prenos energije v jedru, medtem ko lupina na vrhu ostane konvekcijska. Nihče ne ve zagotovo, kako zvezde z manjšo maso pridejo na glavno zaporedje, saj čas, ki ga te zvezde preživijo v mladi kategoriji, presega starost vesolja. Vse naše predstave o evoluciji teh zvezd temeljijo na numeričnih izračunih.

Ko se zvezda krči, začne tlak degeneriranega elektronskega plina naraščati in pri določenem polmeru zvezde ta tlak ustavi naraščanje osrednje temperature, nato pa jo začne zniževati. In za zvezde, manjše od 0,08, se to izkaže za usodno: energija, ki se sprosti med jedrskimi reakcijami, nikoli ne bo zadostovala za pokritje stroškov sevanja. Take podzvezde imenujemo rjave pritlikavke, njihova usoda pa je nenehno stiskanje, dokler ga ne ustavi pritisk degeneriranega plina, nato pa postopno ohlajanje z zaustavitvijo vseh jedrskih reakcij.

Mlade zvezde vmesne mase

Mlade zvezde vmesne mase (od 2- do 8-kratne mase Sonca) se kvalitativno razvijajo popolnoma enako kot njihove manjše sestre, le da nimajo konvektivnih con do glavnega zaporedja.

Predmeti te vrste so povezani s ti. Ae\Be Herbitove zvezde z nepravilnimi spremenljivkami spektralnega tipa B-F5. Imajo tudi bipolarne jet diske. Hitrost iztoka, svetilnost in efektivna temperatura so bistveno višje kot pri τ Taurus, zato učinkovito segrejejo in razpršijo ostanke protozvezdnega oblaka.

Mlade zvezde z maso večjo od 8 Sončevih mas

Pravzaprav so to že normalne zvezde. Medtem ko se je masa hidrostatičnega jedra kopičila, je zvezdi uspelo preskočiti vse vmesne stopnje in segreti jedrske reakcije do te mere, da so nadomestile izgube zaradi sevanja. Pri teh zvezdah je odtok mase in luminoznosti tako velik, da ne le ustavi kolaps preostalih zunanjih območij, ampak jih potisne nazaj. Tako je masa nastale zvezde opazno manjša od mase protozvezdnega oblaka. Najverjetneje to pojasnjuje odsotnost zvezd v naši galaksiji, katerih masa je več kot 100-200-krat večja od mase Sonca.

Srednji življenjski cikel zvezde

Med oblikovanimi zvezdami je ogromno različnih barv in velikosti. Njihov spektralni tip sega od vroče modre do hladne rdeče in v masi - od 0,08 do več kot 200 sončnih mas. Svetlost in barva zvezde sta odvisni od temperature njene površine, ki pa je odvisna od njene mase. To je to, nove zvezde »zavzamejo svoje mesto« na glavnem nizu glede na svoje kemična sestava in masa. Ne govorimo o fizičnem gibanju zvezde - le o njenem položaju na prikazanem diagramu, odvisno od parametrov zvezde. To pomeni, da pravzaprav govorimo le o spreminjanju parametrov zvezde.

Kaj se bo zgodilo potem je spet odvisno od mase zvezde.

Kasnejša leta in smrt zvezd

Stare zvezde z majhno maso

Do danes ni zagotovo znano, kaj se zgodi s svetlobnimi zvezdami, ko jim zmanjka zaloge vodika. Ker je vesolje staro 13,7 milijarde let, kar ni dovolj dolgo, da bi izčrpala zalogo vodikovega goriva, sodobne teorije temeljijo na računalniško modeliranje procesov, ki se dogajajo v takih zvezdah.

Nekatere zvezde lahko spajajo helij samo v določenih aktivnih regijah, kar povzroča nestabilnost in močne sončne vetrove. V tem primeru ne pride do nastanka planetarne meglice in zvezda samo izhlapi in postane celo manjša od rjavega pritlikavca.

Toda zvezda z maso, manjšo od 0,5 sončne, nikoli ne bo mogla sintetizirati helija, tudi ko se v jedru ustavijo reakcije, ki vključujejo vodik. Njihova zvezdna ovojnica ni dovolj masivna, da bi premagala pritisk, ki ga ustvarja jedro. Te zvezde vključujejo rdeče pritlikavke (kot je Proksima Kentavra), ki so bile na glavnem zaporedju več sto milijard let. Po prenehanju termonuklearnih reakcij v njihovem jedru bodo, postopoma ohlajeni, še naprej šibko oddajali v infrardečem in mikrovalovnem območju elektromagnetnega spektra.

Srednje velike zvezde

Ko zvezda doseže povprečna velikost(od 0,4 do 3,4 sončne mase) faze rdečega velikana, se njegove zunanje plasti še naprej širijo, jedro se skrči in začnejo reakcije sintetizirati ogljik iz helija. Fuzija sprosti veliko energije, kar zvezdi omogoči začasen odlog. Za zvezdo, podobno velikosti kot Sonce, lahko ta proces traja približno milijardo let.

Spremembe v količini oddane energije povzročijo, da gre zvezda skozi obdobja nestabilnosti, vključno s spremembami velikosti, površinske temperature in izhodne energije. Izhodna energija se premakne proti nizkofrekvenčnemu sevanju. Vse to spremlja naraščajoča izguba mase zaradi močnih sončnih vetrov in intenzivnih pulzacij. Zvezde v tej fazi se imenujejo zvezde poznega tipa, OH - IR zvezde ali zvezde, podobne Miri, odvisno od njihovih natančnih značilnosti. Izpuščeni plin je razmeroma bogat s težkimi elementi, proizvedenimi v notranjosti zvezde, kot sta kisik in ogljik. Plin tvori lupino, ki se širi, in se ohlaja, ko se oddaljuje od zvezde, kar omogoča nastanek prašnih delcev in molekul. Z močnim infrardeče sevanje osrednje zvezde v takih lupinah nastanejo idealne razmere za aktiviranje maserjev.

Reakcije zgorevanja helija so zelo občutljive na temperaturo. Včasih to vodi do velike nestabilnosti. Pojavijo se siloviti utripi, ki sčasoma prenesejo dovolj kinetične energije v zunanje plasti, da se izločijo in postanejo planetarna meglica. V središču meglice ostane jedro zvezde, ki se, ko se ohladi, spremeni v helijevo belo pritlikavko, ki ima običajno maso do 0,5-0,6 sončne in premer reda velikosti premera Zemlje. .

Bele pritlikavke

Velika večina zvezd, vključno s Soncem, konča svoj razvoj s krčenjem, dokler pritisk degeneriranih elektronov ne uravnoteži gravitacije. V tem stanju, ko se velikost zvezde zmanjša za stokrat, gostota pa postane milijonkrat večja od gostote vode, zvezdo imenujemo bela pritlikavka. Prikrajšan je za vire energije in s postopnim ohlajanjem postane temen in neviden.

V zvezdah, masivnejših od Sonca, tlak degeneriranih elektronov ne more zadržati stiskanja jedra in se nadaljuje, dokler se večina delcev ne pretvori v nevtrone, ki so tako tesno zapakirani, da se velikost zvezde meri v kilometrih in znaša 100 milijonkrat gostejša voda. Tak objekt se imenuje nevtronska zvezda; njeno ravnovesje vzdržuje pritisk degenerirane nevtronske snovi.

Supermasivne zvezde

Potem ko se zunanje plasti zvezde z maso, večjo od petih sončnih mas, razpršijo in tvorijo rdečo supervelikanko, se jedro zaradi gravitacijskih sil začne stiskati. Z večanjem kompresije se povečata temperatura in gostota ter začne se novo zaporedje termonuklearnih reakcij. Pri takšnih reakcijah se sintetizirajo težki elementi, ki začasno zadržijo propad jedra.

Končno, ko nastajajo vse težji in težji elementi periodnega sistema, se železo-56 sintetizira iz silicija. Do te točke se je pri sintezi elementov sprostila velika količina energije, vendar je jedro železa -56 tisto, ki ima največji masni defekt in nastanek več težka jedra nedonosna. Ko torej železno jedro zvezde doseže določeno vrednost, tlak v njem ne more več vzdržati gromozanske sile gravitacije in pride do takojšnjega kolapsa jedra z nevtronizacijo njegove snovi.

Kaj se zgodi potem, ni povsem jasno. Toda karkoli že je, v nekaj sekundah povzroči eksplozijo supernove neverjetne moči.

Spremljajoči izbruh nevtrinov izzove udarni val. Močni curki nevtrinov in vrteče se magnetno polje potisnejo ven večina material, ki ga nabira zvezda - tako imenovani setveni elementi, vključno z železom in lažjimi elementi. Eksplozivno snov bombardirajo nevtroni, ki jih oddaja jedro, jih zajamejo in tako ustvarijo niz elementov, težjih od železa, vključno z radioaktivnimi, vse do urana (in morda celo kalifornija). Tako eksplozije supernove pojasnjujejo prisotnost elementov, težjih od železa, v medzvezdni snovi.

Eksplozivni val in curki nevtrinov prenašajo material proč od umirajoče zvezde v medzvezdni prostor. Kasneje, ko se premika skozi vesolje, lahko ta material supernove trči z drugim vesoljske smeti, in morda sodelujejo pri nastajanju novih zvezd, planetov ali satelitov.

Procesi, ki se pojavljajo med nastankom supernove, se še preučujejo in zaenkrat o tem vprašanju ni jasnosti. Vprašljivo je tudi, kaj je dejansko ostalo od prvotne zvezde. Vendar se obravnavata dve možnosti:

Nevtronske zvezde

Znano je, da pri nekaterih supernovah zaradi močne gravitacije v globinah supergiganta elektroni padejo v atomsko jedro, kjer se zlijejo s protoni in nastanejo nevtroni. Elektromagnetne sile, ki ločujejo bližnja jedra, izginejo. Jedro zvezde je zdaj gosta krogla atomskih jeder in posameznih nevtronov.

Takšne zvezde, znane kot nevtronske zvezde, so izjemno majhne – ne več kot veliko mesto, in imajo nepredstavljivo visoko gostoto. Njihova orbitalna doba postane izjemno kratka, ko se velikost zvezde zmanjšuje (zaradi ohranjanja vrtilne količine). Nekateri naredijo 600 obratov na sekundo. Ko os, ki povezuje sever in jug magnetni pol Iz te hitro vrteče se zvezde, ki kaže proti Zemlji, je mogoče zaznati pulz sevanja, ki se ponavlja v intervalih, ki so enaki orbitalni dobi zvezde. Takšna nevtronske zvezde dobile ime "pulzarji" in postale prve odkrite nevtronske zvezde.

Črne luknje

Vse supernove ne postanejo nevtronske zvezde. Če ima zvezda dovolj veliko maso, se bo kolaps zvezde nadaljeval in sami nevtroni bodo začeli padati navznoter, dokler njen polmer ne postane manjši od Schwarzschildovega polmera. Po tem zvezda postane črna luknja.

Obstoj črnih lukenj je predvidela splošna teorija relativnosti. Po splošni relativnosti materija in informacija ne moreta zapustiti črna luknja pod nobenim pogojem. Vendar pa kvantna mehanika dovoljuje izjeme od tega pravila.

Ostalo je še nekaj odprta vprašanja. Glavni med njimi: "Ali črne luknje sploh obstajajo?" Konec koncev, da bi zagotovo rekli, da je določen predmet črna luknja, je treba opazovati njegov horizont dogodkov. Vsi poskusi tega so se končali neuspešno. Vendar še vedno obstaja upanje, saj nekaterih objektov ni mogoče razložiti brez akrecije in akrecije na objekt brez trdne površine, vendar to ne dokazuje samega obstoja črnih lukenj.

Odprta so tudi vprašanja: ali je možno, da se zvezda sesede neposredno v črno luknjo, mimo supernove? Ali obstajajo supernove, ki bodo kasneje postale črne luknje? Kakšen je natančen vpliv začetne mase zvezde na nastanek objektov na njenem koncu? življenjski cikel?