A csillagok evolúciója a fizikai változás. jellemzők, belső épületek és kém. a csillagok időbeli összetétele. Az E.z. elméletének legfontosabb problémái. - a csillagok kialakulásának, megfigyelt jellemzőik változásának magyarázata, a különböző csillagcsoportok genetikai kapcsolatának vizsgálata, végső állapotuk elemzése.

Mivel az Univerzum általunk ismert részében kb. A megfigyelt anyag tömegének 98-99%-a csillagokban van, vagy már túljutott a csillagok állapotán – magyarázza E.z. yavl. az asztrofizika egyik legfontosabb problémája.

Az álló állapotban lévő csillag egy gázgömb, amely hidrosztatikus állapotban van. és termikus egyensúly (azaz a gravitációs erők hatását a belső nyomás egyensúlyozza ki, a sugárzásból eredő energiaveszteségeket pedig a csillag belsejében felszabaduló energia kompenzálja, lásd). A csillag "születése" egy hidrosztatikailag egyensúlyi objektum kialakulása, amelynek sugárzását a sajátja támogatja. energiaforrások. Egy csillag „halála” egy visszafordíthatatlan egyensúlyhiány, amely a csillag pusztulásához vagy katasztrofális meghibásodásához vezet. tömörítés.

A gravitáció szétválasztása. az energia csak akkor játszhat döntő szerepet, ha a csillag belsejének hőmérséklete nem elegendő ahhoz, hogy a nukleáris energia felszabadulása kompenzálja az energiaveszteséget, és a csillagnak mint egésznek vagy annak egy részének össze kell húzódnia az egyensúly fenntartásához. A hőenergia megvilágítása csak az atomenergia-tartalékok kimerülése után válik fontossá. Így E.z. a csillagok energiaforrásainak egymást követő változásaként ábrázolható.

Az E.z. jellemző ideje. túl nagy ahhoz, hogy közvetlenül követni lehessen az egész fejlődést. Ezért a fő kutatási módszer E.z. yavl. a belső változásokat leíró csillagmodellsorozatok felépítése. épületek és kém. a csillagok időbeli összetétele. Evolúció. a sorozatokat ezután összehasonlítják a megfigyelések eredményeivel, például (G.-R.d.), amely nagyszámú csillag megfigyeléseit foglalja össze a fejlődés különböző szakaszaiban. Különösen fontos a G.-R.d. csillaghalmazok esetében, mivel minden halmazcsillagnak ugyanaz a kezdeti kém. összetétele és szinte egyszerre alakult ki. G.-R.d. különböző korú klaszterek, meg lehetett állapítani az E.z. irányát. Evolúciós részlet. sorozatok kiszámítása egy csillag tömegének, sűrűségének, hőmérsékletének és fényességének eloszlását leíró differenciálegyenlet-rendszer numerikus megoldásával történik, amelyhez hozzáadjuk a csillaganyag energiafelszabadulási és átlátszatlanságának törvényeit, valamint a kémiai anyag változását leíró egyenleteket. csillag kompozíció az idő múlásával.

A csillag fejlődése elsősorban tömegétől és kezdeti kémiai összetételétől függ. fogalmazás. Egy bizonyos, de nem alapvető szerepet játszhat a csillag forgása és magne. mezőben, de ezeknek a tényezőknek a szerepe az E.z. még nincs kellőképpen feltárva. Chem. A csillagok összetétele attól függ, hogy mikor keletkezett, és a galaxisban a keletkezés időpontjában elfoglalt helyzetétől. Az első generáció csillagai anyagból alakultak ki, melynek összetételét a kozmológiai határozta meg. körülmények. Nyilvánvalóan körülbelül 70 tömegszázalék hidrogént, 30 tömegszázalék héliumot, valamint elhanyagolható deutérium és lítium keveréket tartalmazott. Az első generációs csillagok evolúciója során nehéz elemek (a héliumot követve) keletkeztek, amelyek a csillagok anyagának kiáramlása vagy csillagrobbanások hatására a csillagközi térbe löktek ki. A következő generációk csillagai már 3-4 tömegszázalék nehéz elemeket tartalmazó anyagból keletkeztek.

A legközvetlenebb jele annak, hogy jelenleg csillagkeletkezés zajlik a Galaxisban, a yavl. hatalmas fényes csillag spektrum létezése. O és B osztályok, amelyek élettartama nem haladhatja meg a ~ 10 7 évet. A csillagkeletkezés üteme a modern korban korszakot évi 5-re becsülik.

2. Csillagképződés, a gravitációs összehúzódás szakasza

A leggyakoribb nézet szerint a csillagok a gravitáció hatására jönnek létre. az anyag kondenzációja a csillagközi közegben. A csillagközi közeg szükséges szétválása két fázisra - sűrű hideg felhőkre és egy magasabb hőmérsékletű ritkított közegre - a csillagközi mágneses térben a Rayleigh-Taylor termikus instabilitás hatására következhet be. terület. Gáz-por komplexek tömeggel , jellemző méret (10-100) db és részecskekoncentráció n~10 2 cm -3 . rádióhullám-kibocsátásuk miatt ténylegesen megfigyelhető. Az ilyen felhők összenyomásához (összeomlásához) bizonyos feltételek szükségesek: gravitációs. A felhő részecskéinek meg kell haladniuk a részecskék hőmozgási energiájának, a felhő egészének forgási energiájának és a mágneses energiának az összegét. felhőenergia (farmer kritérium). Ha csak a hőmozgás energiáját vesszük figyelembe, akkor egy nagyságrendű tényezőig a Jeans-kritérium a következőképpen íródik: align="absmiddle" width="205" height="20">, ahol a a felhő tömege, T- a gáz hőmérséklete K-ban, n- részecskék száma 1 cm 3 -ben. Tipikus modernnel csillagközi felhők temp-pax K csak olyan felhőket tudnak összeomolni, amelyek tömege nem kisebb, mint . A Jeans-kritérium azt jelzi, hogy a valóban megfigyelt tömegspektrumú csillagok kialakulásához az összeomló felhőkben a részecskék koncentrációja elérje a (10 3 -10 6) cm -3 -t, azaz. 10-1000-szer magasabb, mint a tipikus felhőknél. Ilyen koncentrációjú részecskék azonban a már összeomlásnak indult felhők mélyén is elérhetők. Ebből az következik, hogy ami történik, az egy egymást követő, többben végrehajtott folyamat révén történik szakaszai, hatalmas felhők feldarabolódása. Ez a kép természetesen megmagyarázza a csillagok csoportokban - halmazokban - létrejöttét. Ugyanakkor a felhő hőegyensúlyával, a benne lévő sebességmezővel és a töredékek tömegspektrumát meghatározó mechanizmussal kapcsolatos kérdések továbbra is tisztázatlanok.

Összeomló csillagtömegű objektumok ún. protosztárok. Egy gömbszimmetrikus, nem forgó protocsillag összeomlása mágnes nélkül. mezők között több is található. szakasz. A kezdeti pillanatban a felhő homogén és izoterm. A nyilvánosság számára átlátható. sugárzás, így az összeomlás térfogati energiaveszteségekkel következik be, Ch. arr. a por hősugárzása miatt egy raj átadja kinetikáját. egy gázrészecske energiája. Egy homogén felhőben nincs nyomásgradiens, és a tömörítés a szabadesési üzemmódban kezdődik a jellemző idővel, ahol G- , - felhősűrűség. A tömörítés kezdetével egy ritkító hullám keletkezik, amely hangsebességgel halad a középpont felé, és mivel az összeomlás gyorsabban megy végbe, ahol nagyobb a sűrűség, a protocsillag egy kompakt magra és egy kiterjesztett héjra oszlik, amelyben az anyag a törvény szerint oszlik el. Amikor a részecskék koncentrációja a magban eléri a ~ 10 11 cm -3 értéket, átlátszatlanná válik a porrészecskék infravörös sugárzása számára. A magban felszabaduló energia a sugárzó hővezetés miatt lassan felszivárog a felszínre. A hőmérséklet szinte adiabatikusan emelkedni kezd, ez nyomásnövekedéshez vezet, és a mag hidrosztatikus állapotba kerül. egyensúly. A héj továbbra is a magra esik, és annak perifériáján jelenik meg. A mag paraméterei ekkor gyengén függenek a protocsillag össztömegétől: K. Ahogy a mag tömege az akkréció következtében növekszik, a hőmérséklete szinte adiabatikusan változik, amíg el nem éri a 2000 K-t, amikor is megindul a H 2 molekulák disszociációja. . A disszociációhoz szükséges energiafelhasználás eredményeként, és nem a kinetika növekedése. részecske energiája, az adiabatikus index értéke 4/3 alá csökken, a nyomásváltozások nem képesek kompenzálni a gravitációs erőket, és a mag ismét összeesik (lásd ). Egy új, paraméterekkel rendelkező magot alakítanak ki, amelyet lökhárító front veszi körül, amelyre az első mag maradványai felhalmozódnak. A mag hasonló átrendeződése hidrogénnel történik.

A mag további növekedése a héj anyaga miatt addig tart, amíg az összes anyag a csillagra nem esik, vagy szétszóródik a vagy hatására, ha a mag kellően masszív (lásd ). A héjanyag jellemző idejével rendelkező protocsillagokhoz t a >t kn, így fényességüket az összehúzódó magok energiafelszabadulása határozza meg.

A magból és héjból álló csillagot IR forrásként figyelik meg a héjban lévő sugárzás feldolgozása miatt (a héj pora, amely a magból UV sugárzás fotonjait nyeli el, az IR tartományban sugárzik). Amikor a héj optikailag elvékonyodik, a protocsillagot a csillagok közönséges tárgyaként kezdik megfigyelni. A legnagyobb tömegű csillagokban a héjak a hidrogén termonukleáris égésének kezdetéig megmaradnak a csillag közepén. A sugárzási nyomás valószínűleg egy értékre korlátozza a csillagok tömegét. Még ha tömegesebb csillagok keletkeznek is, pulzációsan instabilnak bizonyulnak, és elveszíthetik értéküket. a tömeg egy része a hidrogén égésének szakaszában az atommagban. A protostelláris héj összeomlásának és szétszóródásának stádiumának időtartama azonos nagyságrendű a szülőfelhő szabadesésének idejével, azaz. 10 5 -10 6 év. A mag által megvilágított, a csillagszél által felgyorsított héjmaradványok sötétanyag-csomóit Herbig-Haro objektumokkal azonosítják (emissziós spektrummal rendelkező csillag alakú csomók). A kis tömegű csillagok, amikor láthatóvá válnak, a G.-R.d. régióban vannak, amelyeket a Taurus típusú (törpe) csillagok foglalnak el, nagyobb tömegűek - abban a régióban, ahol a Herbig emissziós csillagok találhatók (szabálytalan korai spektrális osztályok emissziós vonalakkal spektrumban).

Evolúció. állandó tömegű protocsillagok magjának nyomai a hidrosztatikus szakaszban. ábrán látható a tömörítés. 1. Kis tömegű csillagokban, abban a pillanatban, amikor a hidrosztatikus állapot kialakul. egyensúly, a körülmények az atommagokban olyanok, hogy az energia átadódik bennük. A számítások azt mutatják, hogy egy teljesen konvektív csillag felszíni hőmérséklete szinte állandó. A csillag sugara folyamatosan csökken, mert. folyamatosan zsugorodik. Állandó felületi hőmérséklet és csökkenő sugár mellett a csillag fényessége is a G.-R.d. ez a fejlődési szakasz a pályák függőleges szakaszainak felel meg.

Ahogy a kompresszió folytatódik, a csillag belsejében a hőmérséklet emelkedik, az anyag átlátszóbbá válik, és az align="absmiddle" width="90" height="17"> csillagoknak sugárzó magjuk van, de a héjak konvektívek maradnak. A kisebb tömegű csillagok teljesen konvektívek maradnak. Fényességüket a fotoszférában lévő vékony sugárzó réteg szabályozza. Minél nagyobb a csillag tömege és minél magasabb az effektív hőmérséklete, annál nagyobb a sugárzó magja (az align="absmiddle" width="74" height="17"> csillagokban a sugárzó mag azonnal megjelenik). Végül szinte az egész csillag (a tömegű csillagok felszíni konvektív zónájának kivételével) sugárzási egyensúlyi állapotba kerül, amelyben a magban felszabaduló összes energia sugárzással átadódik.

3. Magreakciókon alapuló evolúció

Az atommagokban ~ 10 6 K hőmérsékleten megindulnak az első magreakciók - a deutérium, lítium, bór kiég. Ezen elemek elsődleges mennyisége olyan kicsi, hogy kiégésük gyakorlatilag nem bírja a tömörítést. A kompresszió leáll, ha a csillag középpontjában a hőmérséklet eléri a ~ 10 6 K-t és a hidrogén meggyullad, mert a hidrogén termonukleáris égése során felszabaduló energia elegendő a sugárzási veszteségek kompenzálására (lásd ). Homogén csillagok, amelyek magjában a hidrogén ég, a G.-R.d. kezdeti főszekvencia (NGS). A nagy tömegű csillagok gyorsabban érik el az NGP-t, mint a kis tömegű csillagok, mert egységnyi tömegre jutó energiaveszteségük, és így az evolúció sebessége is nagyobb, mint a kis tömegű csillagoké. Az NGP-be való belépés pillanatától kezdve E.z. nukleáris égés alapján történik, melynek főbb szakaszait a táblázat foglalja össze. A nukleáris égés megtörténhet a vascsoport elemeinek kialakulása előtt, amelyeknek a kötési energiája a legmagasabb az összes atommag közül. Evolúció. csillagok nyomai a G.-R.d. ábrán látható. 2. A csillagok hőmérsékletének és sűrűségének központi értékeinek alakulását az ábra mutatja. 3. K főnél. energiaforrás yavl. hidrogénciklus reakció, b "nagynál T- a szén-nitrogén (CNO) ciklus reakciói (lásd). A CNO ciklus mellékhatása yavl. a 14 N, 12 C, 13 C nuklidok egyensúlyi koncentrációjának megállapítása - rendre 95%, 4% és 1 tömeg%. A nitrogén túlsúlyát azokban a rétegekben, ahol a hidrogénégés megtörtént, megerősítik azok a megfigyelések, amelyekben ezek a rétegek az ext elvesztése következtében jelennek meg a felszínen. rétegek. A CNO-ciklussal ( align="absmiddle" width="74" height="17">) középen álló csillagok konvektív maggal rendelkeznek. Ennek oka az energiafelszabadulás igen erős hőmérsékletfüggősége: . A sugárzó energia áramlása ~ T4(lásd ), ezért nem tudja az összes felszabaduló energiát átadni, és konvekciónak kell bekövetkeznie, ami hatékonyabb, mint a sugárzási átvitel. A legnagyobb tömegű csillagokban a csillagok tömegének több mint 50%-át konvekció borítja. A konvektív mag evolúciós jelentőségét az határozza meg, hogy a nukleáris fűtőanyag a hatékony égés tartományánál jóval nagyobb területen egyenletesen fogy, míg a konvektív mag nélküli csillagokban kezdetben csak a centrum kis szomszédságában ég ki. , ahol elég magas a hőmérséklet. A hidrogén kiégési ideje ~ 10 10 évtől a . A nukleáris égés minden további szakaszának ideje nem haladja meg a hidrogénégetési idő 10%-át, ezért a G.-R.d.-n a hidrogénégetési szakaszban lévő csillagok keletkeznek. sűrűn lakott terület - (GP). A középpontban lévő hőmérsékletű csillagok soha nem érik el a hidrogén meggyújtásához szükséges értékeket, korlátlanul zsugorodnak, „fekete” törpévé válva. A hidrogén kiégése az átlag növekedéséhez vezet. a maganyag molekulatömege, és ezért a hidrosztatikus hatás fenntartása érdekében. Egyensúly esetén a középpontban a nyomásnak növekednie kell, ami magával vonja a középpont hőmérsékletének és a csillag mentén a hőmérsékleti gradiens növekedését, és ezáltal a fényerőt. Az anyag átlátszatlanságának csökkenése a hőmérséklet emelkedésével a fényesség növekedéséhez is vezet. A zóna a hidrogéntartalom csökkenésével összehúzódik, hogy fenntartsa az atomenergia-kibocsátás feltételeit, és a héj kitágul, mivel a megnövekedett energiaáramot a magból kell átadni. A G.-R.d. a csillag az NGP jobb oldalára kerül. Az átlátszatlanság csökkenése a konvektív magok pusztulásához vezet minden csillagban, kivéve a legnagyobb tömegűeket. A hatalmas csillagok evolúciós sebessége a legmagasabb, és ők hagyják el elsőként az MS-t. Az MS-en az élettartam kb. 10 millió év, kb. 70 millió év, és kb. 10 milliárd év.

Amikor a magban a hidrogéntartalom 1%-ra csökken, az align="absmiddle" width="66" height="17">-os csillagok héjának tágulását felváltja a csillag általános összehúzódása, ami szükséges ahhoz, hogy fenntartani az energiafelszabadulást. A héj összenyomása a héliummaggal szomszédos rétegben felmelegíti a hidrogént a termonukleáris égés hőmérsékletére, és megjelenik az energiafelszabadulás rétegforrása. A tömegű csillagoknál, amelyeknél ez kevésbé függ a hőmérséklettől, és az energiafelszabadulás tartománya nem koncentrálódik olyan erősen a középpont felé, nincs általános kompressziós szakasz.

E.z. a hidrogén kiégése után tömegüktől függ. A yavl tömegű csillagok fejlődésének lefolyását befolyásoló legfontosabb tényező. az elektrongáz degenerációja nagy sűrűségnél. A nagy sűrűség miatt a Pauli-elv miatt korlátozott az alacsony energiájú kvantumállapotok száma, és az elektronok nagy energiával töltik meg a kvantumszinteket, sokkal nagyobb energiával, mint a hőmozgásuk energiája. A degenerált gáz legfontosabb jellemzője a nyomása p csak a sűrűségtől függ: a nem relativisztikus degenerációhoz és a relativisztikus degenerációhoz. Az elektrongáz nyomása sokkal nagyobb, mint az ionnyomás. Ez magában foglalja az alapvető E.z. Következtetés: mivel a relativisztikusan degenerált gáz térfogategységére ható gravitációs erő ugyanúgy függ a sűrűségtől, mint a nyomásgradiens, ezért léteznie kell egy korlátozó tömegnek (lásd ), így az align="absmiddle" szélességre ="66" magasság ="15"> Az elektronok nyomása nem tudja ellensúlyozni a gravitációt, és megkezdődik a kompresszió. Tömeghatár align="absmiddle" width="139" height="17">. ábrán látható annak a tartománynak a határa, amelyben az elektrongáz degenerált. 3. A kis tömegű csillagokban a degeneráció már a héliummagok kialakulásának folyamatában is érezhető szerepet játszik.

A második, az E.z. a későbbi szakaszokban ezek a neutrínó energiaveszteségei. A csillagok mélyén T~10 8 Főre. a születésben szerepet játszanak: fotoneutrínó folyamat, plazma oszcillációk kvantumainak (plazmonok) bomlása neutrínó-antineutrínó párokká (), elektron-pozitron párok megsemmisülése () és (lásd). A neutrínók legfontosabb jellemzője, hogy a csillag anyaga gyakorlatilag átlátszó számukra, és a neutrínók szabadon viszik el az energiát a csillagból.

A héliummag, amelyben még nem alakultak ki a hélium égésének feltételei, összenyomódik. A mag melletti réteges forrás hőmérséklete nő, és a hidrogénégetés sebessége nő. A megnövekedett energiaáramlás átvitelének szükségessége a héj kitágulásához vezet, amelyre az energia egy részét elköltik. Mivel a csillag fényessége nem változik, felszínének hőmérséklete csökken, és G.-R.d. a csillag a vörös óriások által elfoglalt területre költözik, a csillag átstrukturálódási ideje két nagyságrenddel rövidebb, mint a hidrogén kiégési ideje a magban, ezért kevés csillag van az MS sáv és a vörös szuperóriások tartománya között. A héj hőmérsékletének csökkenésével növekszik az átlátszósága, aminek következtében külső. konvektív zóna és a csillag fényessége nő.

Az energia eltávolítása a magból a degenerált elektronok hővezetése és a csillagok neutrínóvesztesége révén késlelteti a hélium gyulladásának pillanatát. A hőmérséklet csak akkor kezd észrevehetően növekedni, amikor a mag szinte izotermvé válik. 4. égés Meghatározza az E.z. attól a pillanattól kezdve, amikor az energiafelszabadulás meghaladja a hővezetésből és a neutrínósugárzásból eredő energiaveszteséget. Ugyanez a feltétel vonatkozik minden további típusú nukleáris üzemanyag elégetésére.

A degenerált gázból származó, neutrínóval hűtött csillagmagok figyelemre méltó jellemzője a "konvergencia" - a nyomvonalak konvergenciája, amelyek a sűrűség és a hőmérséklet arányát jellemzik. Tc a csillag közepén (3. ábra). Az atommag kompressziója során felszabaduló energia sebességét az anyag hozzátapadásának sebessége határozza meg egy rétegforráson keresztül, amely csak az atommag tömegétől függ egy adott típusú tüzelőanyag esetében. A magban az energia be- és kiáramlásának egyensúlyát fenn kell tartani, így a csillagok magjában azonos hőmérséklet- és sűrűségeloszlás jön létre. A 4 He gyulladásának idejére az atommag tömege a nehézelemek tartalmától függ. A degenerált gázmagokban a 4 He gyulladása hőrobbanás jellegű, mivel az égés során felszabaduló energia az elektronok hőmozgásának energiáját növeli, de a nyomás szinte nem változik a hőmérséklet emelkedésével, amíg az elektronok hőenergiája nem lesz egyenlő az elektronok degenerált gázának energiájával. Ezután a degeneráció megszűnik, és a mag gyorsan kitágul - hélium felvillan. A hélium felvillanása valószínűleg a csillaganyag elvesztésével jár együtt. Itt, ahol a hatalmas csillagok már rég befejezték evolúciójukat, és a vörös óriások tömege van, a hélium égési szakaszában lévő csillagok a G.-R.d. vízszintes ágán vannak.

Az align="absmiddle" width="90" height="17"> csillagok hélium magjaiban a gáz nem degenerálódik, 4 csendesen meggyullad, de a magok a növekedés hatására kitágulnak. Tc. A legnagyobb tömegű csillagokban a 4 He gyulladás akkor is előfordul, ha yavl. kék szuperóriások. A mag kiterjedése csökkenéshez vezet T a hidrogénréteg forrás tartományában, és a csillag fényereje a hélium felvillanása után csökken. A termikus egyensúly fenntartása érdekében a héj összehúzódik, és a csillag elhagyja a vörös szuperóriás régiót. Amikor a magban lévő 4 He kimerül, újra kezdődik a mag összenyomódása és a héj tágulása, a csillag ismét vörös szuperóriássá válik. Réteges égésforrás 4 He keletkezik, amely az energialeadásban dominál. Ismét megjelenik az Outside. konvektív zóna. A hélium és a hidrogén kiégésével a réteges források vastagsága csökken. A hélium égésének vékony rétege termikusan instabilnak bizonyul, mert a hőmérsékletre való energiakibocsátás nagyon erős érzékenysége () esetén az anyag hővezető képessége nem elegendő az égési réteg hőzavarainak kioltásához. A hővillanások során konvekció megy végbe a rétegben. Ha hidrogénben gazdag rétegekbe hatol, akkor lassú folyamat eredményeként ( s-folyamat, lásd) 22 Ne és 209 B közötti atomtömegű elemek szintetizálódnak.

A vörös szuperóriások hidegen kiterjedt héjában képződött porra és molekulákra ható sugárzási nyomás folyamatos anyagveszteséghez vezet, akár évente is. A folyamatos tömegveszteség kiegészíthető a rétegégés instabilitásából vagy a pulzálásból eredő veszteségekkel, amelyek egy vagy több felszabadulásához vezethetnek. kagylók. Amikor a szén-oxigén mag feletti anyagmennyiség egy bizonyos határ alá csökken, a héj, hogy fenntartsa a hőmérsékletet az égési rétegekben, összehúzódni kényszerül, amíg a kompresszió nem képes fenntartani az égést; csillag a G.-R.d. szinte vízszintesen balra tolódik. Ebben a szakaszban az égési rétegek instabilitása a héj tágulásához és anyagveszteséghez is vezethet. Amíg a csillag elég forró, egy vagy több magnak tekinthető. kagylók. Amikor a rétegforrásokat a csillag felszínére úgy helyezik el, hogy a hőmérséklet bennük az atomégéshez szükségesnél alacsonyabb lesz, a csillag lehűl, és a csillag ionos komponensének hőenergiájának fogyasztása miatt kisugárzó fehér törpévé válik. anyag. A fehér törpékre jellemző lehűlési idő ~109 év. A fehér törpévé váló egyes csillagok tömegének alsó határa nem tisztázott, 3-6-ra becsülik. Az elektronokkal rendelkező csillagokban a gáz a szén-oxigén (C,O-) csillagmagok növekedési szakaszában degenerálódik. Akárcsak a csillagok héliummagjában, a neutrínók energiaveszteségei miatt a körülmények "konvergenciája" történik a központban, és mire a szén meggyullad a C,O magban. A 12 C-os gyulladás ilyen körülmények között nagy valószínűséggel robbanás jellegű, és a csillag teljes pusztulásához vezet. A teljes pusztulás nem következhet be, ha . Ez a sűrűség akkor érhető el, ha a mag növekedési sebességét a műhold anyagának egy szoros bináris rendszerben való akkréciója határozza meg.

A csillagközi közeg kondenzációjával keletkezik. Megfigyelések révén meg lehetett állapítani, hogy a csillagok különböző időpontokban keletkeztek és a mai napig kelnek.

A csillagok evolúciójában a fő probléma az energiájuk eredetének kérdése, aminek köszönhetően izzanak és hatalmas mennyiségű energiát sugároznak ki. Korábban számos elméletet terjesztettek elő, amelyek célja a csillagok energiaforrásainak azonosítása volt. Azt hitték, hogy a csillagenergia folyamatos forrása a folyamatos kompresszió. Ez a forrás természetesen jó, de nem képes hosszú ideig fenntartani a megfelelő sugárzást. A 20. század közepén erre a kérdésre megtalálták a választ. A sugárzás forrása a termonukleáris fúziós reakciók. E reakciók eredményeként a hidrogén héliummá alakul, és a felszabaduló energia áthalad a csillag belsejében, átalakul és kisugárzik a világtérbe (érdemes megjegyezni, hogy minél magasabb a hőmérséklet, annál gyorsabban mennek végbe ezek a reakciók, azaz miért hagyják el gyorsabban a forró tömegű csillagok a fősorozatot).

Most képzeld el egy csillag megjelenését...

A csillagközi gáz- és porközeg felhője kondenzálódni kezdett. Ebből a felhőből meglehetősen sűrű gázgömb képződik. A golyó belsejében uralkodó nyomás még nem képes egyensúlyba hozni a vonzási erőket, ezért zsugorodni fog (talán ilyenkor kisebb tömegű rögök képződnek a csillag körül, amelyek végül bolygókká alakulnak). Összenyomva a hőmérséklet emelkedik. Így a csillag fokozatosan rátelepszik a fő sorozatra. Ekkor a csillag belsejében lévő gáz nyomása kiegyenlíti a vonzást, és a protocsillag csillaggá változik.

Egy csillag fejlődésének korai szakasza nagyon kicsi, és a csillag ekkor már elmerül egy ködben, ezért nagyon nehéz protocsillagot észlelni.

A hidrogén héliummá alakulása csak a csillag középső régióiban történik. A külső rétegekben a hidrogéntartalom gyakorlatilag változatlan marad. Mivel a hidrogén mennyisége korlátozott, előbb-utóbb kiég. Az energiafelszabadulás a csillag közepén leáll, és a csillag magja zsugorodni kezd, a héj pedig megduzzad. Továbbá, ha a csillag kisebb, mint 1,2 naptömeg, akkor a külső réteget ledobja (bolygóköd képződése).

Miután a héj elválik a csillagtól, megnyílnak a belső nagyon forró rétegei, és közben a héj egyre távolabb kerül. Több tízezer év elteltével a héj szétesik, és csak egy nagyon forró és sűrű csillag marad, amely fokozatosan lehűl, fehér törpévé válik. Fokozatosan lehűlve láthatatlan fekete törpékké alakulnak. A fekete törpék nagyon sűrű és hideg csillagok, valamivel nagyobbak, mint a Föld, de tömegük a Napéhoz hasonlítható. A fehér törpék lehűlési folyamata több száz millió évig tart.

Ha egy csillag tömege 1,2-2,5 nap, akkor egy ilyen csillag felrobban. Ezt a robbanást hívják szupernóva. Egy pár másodperc alatt feltörő csillag fényességét százmilliószorosára növeli. Az ilyen járványok rendkívül ritkák. Galaxisunkban körülbelül százévente történik szupernóva-robbanás. Egy ilyen villanás után marad egy köd, aminek nagy a rádiósugárzása, és nagyon gyorsan szóródik is, és az úgynevezett neutroncsillag (erről később). Egy ilyen köd a hatalmas rádiósugárzás mellett röntgensugárzás forrása is lesz, de ezt a sugárzást elnyeli a föld légköre, így csak az űrből figyelhető meg.

A csillagrobbanások (szupernóvák) okáról több hipotézis is létezik, de általánosan elfogadott elmélet még nincs. Feltételezhető, hogy ennek oka a csillag belső rétegeinek túl gyors hanyatlása a középpont felé. A csillag gyorsan katasztrofálisan kicsire, körülbelül 10 km-re zsugorodik, sűrűsége ebben az állapotban 10 17 kg/m 3, ami közel áll az atommag sűrűségéhez. Ez a csillag neutronokból áll (miközben úgy tűnik, hogy az elektronok protonokká préselődnek), ezért ún. "NEUTRON". Kezdeti hőmérséklete körülbelül egymilliárd kelvin, de a jövőben gyorsan lehűl.

Ezt a csillagot kis mérete és gyors lehűlése miatt sokáig lehetetlennek tartották megfigyelni. De egy idő után pulzárokat fedeztek fel. Ezekről a pulzárokról kiderült, hogy neutroncsillagok. A rádióimpulzusok rövid távú sugárzása miatt nevezték el így. Azok. a csillag villogni látszik. Ez a felfedezés egészen véletlenül és nem is olyan régen, mégpedig 1967-ben történt. Ezek a periodikus impulzusok abból adódnak, hogy a tekintetünk melletti nagyon gyors forgás során a mágneses tengely kúpja folyamatosan villog, ami szöget zár be a forgástengellyel.

A pulzárt nálunk csak mágneses tengely orientáció mellett lehet kimutatni, és ez az összlétszámuk körülbelül 5%-a. Néhány pulzár nem található rádióködben, mivel a ködök viszonylag gyorsan szétszóródnak. Százezer év elteltével ezek a ködök már nem láthatók, a pulzárok korát pedig több tízmillió évre becsülik.

Ha egy csillag tömege meghaladja a 2,5 naptömeget, akkor létezése végén mintegy önmagába omlik, és saját súlya által összetörik. Pillanatok alatt ponttá válik. Ezt a jelenséget "gravitációs összeomlásnak" nevezték, és ezt az objektumot "fekete lyuknak" is nevezték.

A fentiekből kitűnik, hogy a csillag fejlődésének végső szakasza a tömegétől függ, de figyelembe kell venni ennek a tömegnek és forgásnak az elkerülhetetlen elvesztését is.

Mint minden test a természetben, a csillagok sem maradhatnak változatlanok. Megszületnek, fejlődnek és végül „meghalnak”. A csillagok evolúciója évmilliárdokat vesz igénybe, de keletkezésük idejével kapcsolatban viták vannak. Korábban a csillagászok úgy vélték, hogy a csillagporból való "születésük" folyamata több millió évig tart, de nem is olyan régen az Orion Nagy-köd égboltjának egy régiójáról készült fényképek. Néhány év alatt volt egy kicsi

Az 1947-es fényképeken csillagszerű objektumok egy kis csoportját rögzítették ezen a helyen. 1954-re ezek egy része már hosszúkássá vált, és újabb öt év elteltével ezek a tárgyak különálló tárgyakra bomlottak. Tehát először a csillagok születésének folyamata szó szerint a csillagászok előtt zajlott le.

Nézzük meg közelebbről, hogyan zajlik a csillagok szerkezete és evolúciója, hogyan kezdik és fejezik be végtelen, emberi mércével mért életüket.

Hagyományosan a tudósok azt feltételezik, hogy a csillagok a gáz-por környezet felhőinek kondenzációja eredményeként jönnek létre. A gravitációs erők hatására a kialakult felhőkből sűrű szerkezetű, átlátszatlan gázgömb képződik. Belső nyomása nem tudja kiegyenlíteni az őt összenyomó gravitációs erőket. Fokozatosan a golyó annyira összezsugorodik, hogy a csillag belsejének hőmérséklete megemelkedik, és a golyó belsejében lévő forró gáz nyomása kiegyenlíti a külső erőket. Ezt követően a tömörítés leáll. Ennek a folyamatnak az időtartama a csillag tömegétől függ, és általában kettőtől több száz millió évig terjed.

A csillagok szerkezete nagyon magas hőmérsékletet jelent mélységükben, ami hozzájárul a folyamatos termonukleáris folyamatokhoz (az őket alkotó hidrogén héliummá alakul). Ezek a folyamatok okozzák a csillagok intenzív sugárzását. Azt az időt, ameddig elfogyasztják a rendelkezésre álló hidrogénkészletet, a tömegük határozza meg. A sugárzás időtartama is ettől függ.

Amikor a hidrogéntartalékok kimerülnek, a csillagok evolúciója megközelíti a kialakulásának szakaszát, ami a következőképpen történik. Az energiafelszabadulás megszűnése után a gravitációs erők elkezdik összenyomni az atommagot. Ebben az esetben a csillag mérete jelentősen megnő. A fényerő is nő, ahogy a folyamat folytatódik, de csak vékony rétegben a mag határán.

Ezt a folyamatot a zsugorodó héliummag hőmérsékletének növekedése és a héliummagok szénmagokká történő átalakulása kíséri.

Az előrejelzések szerint Napunk nyolcmilliárd éven belül vörös óriássá válik. Ugyanakkor a sugara több tízszeresére, a fényerő pedig több százszorosára nő a jelenlegi mutatókhoz képest.

A csillagok élettartama, mint már említettük, a tömegétől függ. A napnál kisebb tömegű tárgyak nagyon gazdaságosan "kihasználják" tartalékaikat, így akár több tízmilliárd évig is ragyoghatnak.

A csillagok evolúciója a keletkezéssel ér véget, ez történik azokkal, amelyek tömege közel van a Nap tömegéhez, azaz. nem haladja meg az 1,2-t.

Az óriáscsillagok általában gyorsan kimerítik nukleáris üzemanyag-készletüket. Ez jelentős tömegvesztéssel jár együtt, különösen a külső héjak leválása miatt. Ennek eredményeként csak egy fokozatosan lehűlő központi rész marad meg, amelyben a nukleáris reakciók teljesen leálltak. Idővel az ilyen csillagok leállítják sugárzásukat és láthatatlanná válnak.

De néha megzavarják a csillagok normális fejlődését és szerkezetét. Ez leggyakrabban olyan hatalmas objektumokra vonatkozik, amelyek minden típusú termonukleáris üzemanyagot kimerítettek. Aztán neutronokká alakíthatók át, vagy És minél több tudós tanul meg ezekről a tárgyakról, annál több új kérdés merül fel.

A csillagok, mint tudják, a termonukleáris fúziós reakciókból nyerik energiájukat, és előbb-utóbb minden csillagnak van egy pillanata, amikor a termonukleáris üzemanyag véget ér. Minél nagyobb egy csillag tömege, annál gyorsabban éget el mindent, amit csak tud, és jut el létezésének végső szakaszába. A további események különböző forgatókönyvek szerint alakulhatnak, melyik - elsősorban ismét a tömegtől függ.
Abban az időben, amikor a csillag közepén lévő hidrogén „kiég”, egy hélium mag szabadul fel benne, amely összehúzódik és energiát szabadít fel. A jövőben a hélium és az azt követő elemek égési reakciói kezdődhetnek meg benne (lásd alább). A külső rétegek a felhevült magból érkező megnövekedett nyomás hatására sokszorosára nőnek, a csillag vörös óriássá válik.
A csillag tömegétől függően különböző reakciók lejátszódhatnak benne. Ez határozza meg, hogy a csillag milyen összetételű lesz, mire a fúzió elhalványul.

fehér törpék

A körülbelül 10 MC tömegű csillagok magja kevesebb, mint 1,5 MC. A termonukleáris reakciók befejeződése után a sugárzási nyomás leáll, és a mag a gravitáció hatására zsugorodni kezd. Addig préselik, amíg a degenerált elektrongáz nyomása a Pauli-elv miatt zavarni nem kezd. A külső rétegek lehullanak és szétoszlanak, és bolygóködöt alkotnak. Az első ilyen ködöt Charles Messier francia csillagász fedezte fel 1764-ben, és M27-ként katalógusba sorolták.
Ami a magból kikerült, azt fehér törpének nevezik. A fehér törpék sűrűsége nagyobb, mint 10 7 g/cm 3, felszíni hőmérsékletük pedig körülbelül 10 4 K. A fényesség 2-4 nagyságrenddel kisebb, mint a Napé. Termonukleáris fúzió nem megy végbe benne, az általa kibocsátott összes energia korábban felhalmozódott, így a fehér törpék lassan kihűlnek és megszűnnek láthatóak lenni.
Egy fehér törpe akkor is megvan az esélye, hogy aktív legyen, ha egy kettőscsillag része, és magára vonja a társ tömegét (például a társ vörös óriássá vált, és a teljes Roche-lebenyét megtöltötte tömegével). Ebben az esetben bármelyik hidrogénszintézis megkezdődhet a CNO-ciklusban a fehér törpében lévő szén felhasználásával, és a külső hidrogénréteg ("új" csillag) leszakadásával érhet véget. Vagy egy fehér törpe tömege annyira megnőhet, hogy szén-oxigén komponense kigyullad, robbanásveszélyes égéshullám jön a központból. Ennek eredményeként nehéz elemek képződnek nagy mennyiségű energia felszabadulásával:

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

A csillag fényereje 2 hétig erősen növekszik, majd további 2 hétig gyorsan csökken, majd 50 nap alatt körülbelül kétszeresére csökken. A fő energia (kb. 90%) gamma-kvantumok formájában bocsátódik ki a nikkel izotóp bomlási láncából, ezt a jelenséget 1-es típusú szupernóvának nevezik.
Nincsenek 1,5 vagy több naptömegű fehér törpék. Ez azzal magyarázható, hogy a fehér törpe létezéséhez egyensúlyba kell hozni a gravitációs kompressziót az elektrongáz nyomásával, de ez legfeljebb 1,4 M C tömegnél történik, ezt a korlátozást Chandrasekhar határértéknek nevezik. Az érték a nyomóerők és a gravitációs összehúzódási erők egyenlőségének feltételeként kapható meg, feltéve, hogy az elektronok nyomatékát az elfoglalt térfogatra vonatkozó bizonytalansági összefüggés határozza meg, és a fénysebességhez közeli sebességgel mozognak.

neutroncsillagok

A nagyobb tömegű (> 10 M C) csillagok esetében kicsit másképp történnek a dolgok, a magban a magas hőmérséklet energiaelnyelő reakciókat indít el, mint például a protonok, neutronok és alfa részecskék kiütése az atommagokból, valamint az e- nagy energiájú elektronok befogása, amelyek kompenzálják a két mag tömegkülönbségét. A második reakció neutronfelesleget hoz létre az atommagban. Mindkét reakció a csillag lehűléséhez és általános összehúzódásához vezet. Amikor a magfúzió energiája véget ér, az összehúzódás a héj szinte szabad esésévé válik az összehúzódó magra. Ez élesen felgyorsítja a fúzió sebességét a külső lehulló rétegekben, ami néhány perc alatt hatalmas mennyiségű energia kibocsátásához vezet (hasonlóan ahhoz az energiához, amelyet a fénycsillagok teljes létezésük során bocsátanak ki).
A nagy tömeg miatt az összeomló atommag legyőzi az elektrongáz nyomását és tovább húzódik. Ebben az esetben p + e - → n + ν e reakciók mennek végbe, amelyek után szinte nincs olyan elektron, amely zavarná a kompressziót az atommagban. A kompresszió 10–30 km-es méretig megy végbe, ami megfelel a neutron degenerált gáz nyomása által meghatározott sűrűségnek. Az atommagra eső anyag megkapja a neutronmagról visszaverődő lökéshullámot és az összenyomódás során felszabaduló energia egy részét, ami a külső héj gyors oldalra kilökéséhez vezet. A létrejövő objektumot neutroncsillagnak nevezzük. A gravitációs összehúzódásból felszabaduló energia nagy részét (90%-át) a neutrínók elviszik az összeomlás utáni első másodpercekben. A fenti folyamatot II típusú szupernóva-robbanásnak nevezik. A robbanás energiája akkora, hogy néhányuk szabad szemmel (ritkán) látható, még nappali fényben is. Az első szupernóvát kínai csillagászok jegyezték fel i.sz. 185-ben. Jelenleg évente több száz járványkitörést regisztrálnak.
Az így létrejövő neutroncsillag sűrűsége ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . A szögimpulzus megőrzése a csillag összehúzódása során nagyon rövid forgási periódusokhoz vezet, általában 1 és 1000 ms között. A hétköznapi sztárok számára az ilyen időszakok lehetetlenek, mert Gravitációjuk nem lesz képes ellensúlyozni az ilyen forgásból származó centrifugális erőket. A neutroncsillagok mágneses tere nagyon nagy, a felszínen eléri a 10 12 -10 13 gauss értéket, ami erős elektromágneses sugárzást eredményez. A forgástengellyel nem egybeeső mágneses tengely oda vezet, hogy egy neutroncsillag periodikus (forgási periódusú) sugárzási impulzusokat küld egy adott irányba. Az ilyen csillagot pulzárnak nevezik. Ez a tény segítette kísérleti felfedezésüket, és felfedezésre használják. A neutroncsillagot jóval nehezebb optikai módszerekkel észlelni annak alacsony fényereje miatt. A forgási periódus fokozatosan csökken az energia sugárzássá való átalakulása miatt.
A neutroncsillagok külső rétege kristályos anyagból, főként vasból és a szomszédos elemekből áll. A többi tömeg nagy része neutron, a középpontban pionok és hiperonok lehetnek. A csillag sűrűsége a középpont felé növekszik, és sokkal nagyobb értékeket érhet el, mint a nukleáris anyag sűrűsége. Az anyag viselkedése ilyen sűrűségeknél kevéssé ismert. Vannak elméletek a szabad kvarkokról, beleértve nemcsak az első generációt, a hadronikus anyag ilyen szélsőséges sűrűsége esetén. Lehetséges a neutronanyag szupravezető és szuperfolyékony állapota.
A neutroncsillagok hűtésére 2 mechanizmus létezik. Az egyik a fotonok kibocsátása, mint mindenhol. A második mechanizmus a neutrínó. Addig érvényesül, amíg a maghőmérséklet 10 8 K felett van. Általában 10 6 K feletti felületi hőmérsékletnek felel meg, és 10 5 −10 6 évig tart. Számos módja van a neutrínók kibocsátásának:

Fekete lyukak

Ha az eredeti csillag tömege meghaladta a 30 naptömeget, akkor a szupernóva-robbanás során kialakult mag nehezebb lesz 3 M C-nál. Ilyen tömeg mellett a neutrongáz nyomása már nem tudja visszatartani a gravitációt, és a mag nem áll meg a neutroncsillag állapotában, hanem tovább omlik (a kísérletileg felfedezett neutroncsillagok tömege azonban nem haladja meg a 2 naptömeget , nem három). Ezúttal semmi sem akadályozza meg az összeomlást, és fekete lyuk keletkezik. Ez az objektum tisztán relativisztikus természetű, és nem magyarázható meg GR nélkül. Annak ellenére, hogy az anyag az elmélet szerint egy ponttá omlott össze - szingularitás, a fekete lyuk sugara nem nulla, ezt Schwarzschild-sugárnak nevezik:

R W \u003d 2GM / c 2.

A sugár egy fekete lyuk gravitációs mezejének határát jelöli, amely még a fotonok számára is leküzdhetetlen, ezt nevezzük eseményhorizontnak. Például a Nap Schwarzschild sugara mindössze 3 km. Az eseményhorizonton kívül a fekete lyuk gravitációs tere megegyezik egy tömegű közönséges objektuméval. A fekete lyuk csak közvetett hatásokkal figyelhető meg, mivel maga nem sugároz észrevehető energiát.
Annak ellenére, hogy semmi sem hagyhatja el az eseményhorizontot, egy fekete lyuk továbbra is képes sugárzást létrehozni. A kvantumfizikai vákuumban folyamatosan születnek és tűnnek el virtuális részecske-antirészecske párok. A fekete lyukak legerősebb gravitációs tere kölcsönhatásba léphet velük, mielőtt eltűnnének és elnyelnék az antirészecskét. Abban az esetben, ha a virtuális antirészecske összenergiája negatív lenne, a fekete lyuk tömeget veszít, a fennmaradó részecske valóságossá válik, és elegendő energiát kap ahhoz, hogy elrepüljön a fekete lyuk mezőjéből. Ezt a sugárzást Hawking-sugárzásnak nevezik, és feketetest-spektruma van. Hozzá lehet rendelni egy bizonyos hőmérsékletet:

Ennek a folyamatnak a hatása a legtöbb fekete lyuk tömegére elhanyagolható ahhoz az energiához képest, amelyet még a CMB-től kapnak. Ez alól kivételt képeznek az ereklyeszerű mikroszkopikus fekete lyukak, amelyek az Univerzum fejlődésének korai szakaszában keletkezhettek. A kis méretek felgyorsítják a párolgási folyamatot és lelassítják a tömegnövelési folyamatot. Az ilyen fekete lyukak párolgása utolsó szakaszának robbanással kell végződnie. Soha nem rögzítettek a leírásnak megfelelő robbanást.
A fekete lyukba eső anyag felmelegszik, és röntgensugárzás forrásává válik, ami közvetett jele a fekete lyuk jelenlétének. Amikor egy nagy szögimpulzusú anyag a fekete lyukba esik, egy forgó akkréciós korongot képez körülötte, amelyben a részecskék energiát és szögimpulzusukat veszítik, mielőtt a fekete lyukba esnének. Szupermasszív fekete lyuk esetén a korong tengelye mentén két előnyös irány van, amelyekben a kibocsátott sugárzás nyomása és az elektromágneses hatások felgyorsítják a korongból kikerült részecskéket. Ez mindkét irányban erőteljes anyagsugarat hoz létre, amely szintén regisztrálható. Az egyik elmélet szerint így rendeződnek el a galaxisok és kvazárok aktív magjai.
A forgó fekete lyuk összetettebb objektum. Forgásával a tér egy bizonyos régióját „befogja” az eseményhorizonton túl („Lense-Thirring effect”). Ezt a területet ergoszférának, határát statikus határnak nevezzük. A statikus határérték egy ellipszoid, amely egybeesik az eseményhorizonttal a fekete lyuk forgásának két pólusán.
A forgó fekete lyukak további energiaveszteség-mechanizmussal rendelkeznek az ergoszférába került részecskékre való átvitel révén. Ez az energiaveszteség a szögimpulzus elvesztésével jár, és lelassítja a forgást.

Bibliográfia

1. S.B. Popov, M.E. Prokhorov "Egyetlen neutroncsillagok asztrofizikája: rádiócsendes neutroncsillagok és magnetárok" SAI MSU, 2002
2. William J. Kaufman "A relativitás kozmikus határai" 1977
3. Egyéb internetes források

december 20 10 év

A csillag belső életét két erő szabályozza: a csillaggal szemben álló, azt megtartó vonzáserő és az atommagban végbemenő magreakciók során felszabaduló erő. Éppen ellenkezőleg, hajlamos „lökni” a csillagot a távoli űrbe. A kialakulás szakaszában a sűrű és összenyomott csillag erős gravitációs befolyás alatt áll. Ennek eredményeként erős felmelegedés lép fel, a hőmérséklet eléri a 10-20 millió fokot. Ez elegendő a nukleáris reakciók beindításához, amelyek eredményeként a hidrogén héliummá alakul.

Ezután hosszú időn keresztül a két erő kiegyensúlyozza egymást, a csillag stabil állapotba kerül. Amikor a mag nukleáris üzemanyaga fokozatosan kiszárad, a csillag az instabilitás fázisába lép, két erő áll egymással szemben. Egy csillag számára kritikus pillanat jön, sokféle tényező játszik szerepet - hőmérséklet, sűrűség, kémiai összetétel. A csillag tömege az első, ezen múlik ennek az égitestnek a jövője - vagy a csillag szupernóvaként fellángol, vagy fehér törpévé, neutroncsillaggá vagy fekete lyuká változik.

Hogyan fogy el a hidrogén

Csak a nagyon nagy égitestek (a Jupiter tömegének körülbelül 80-szorosa) válnak csillagokká, a kisebbek (körülbelül 17-szer kisebbek, mint a Jupiter) bolygókká. Vannak közepes tömegű testek is, túl nagyok ahhoz, hogy a bolygók osztályába tartozzanak, és túl kicsik és hidegek ahhoz, hogy mélységükben a csillagokra jellemző magreakciók menjenek végbe.

Ezek a sötét színű égitestek gyenge fényerővel rendelkeznek, elég nehéz megkülönböztetni őket az égen. Őket "barna törpének" hívják.

Tehát egy csillag a csillagközi gázból álló felhőkből jön létre. Mint már említettük, egy csillag meglehetősen hosszú ideig kiegyensúlyozott állapotban marad. Aztán jön az instabilitás időszaka. A sztár további sorsa számos tényezőtől függ. Tekintsünk egy hipotetikus kis csillagot, amelynek tömege 0,1 és 4 naptömeg között van. A kis tömegű csillagok jellegzetes vonása a konvekció hiánya a belső rétegekben, i.e. a csillagot alkotó anyagok nem keverednek, mint a nagy tömegű csillagoknál.

Ez azt jelenti, hogy amikor a magban elfogy a hidrogén, a külső rétegekben nincs új utánpótlás ebből az elemből. A hidrogén égve héliummá alakul. Fokozatosan a mag felmelegszik, a felszíni rétegek destabilizálják saját szerkezetüket, és a csillag, amint az a D-R diagramból is látható, lassan kimozdul a fősorozat fázisából. Az új fázisban a csillag belsejében megnő az anyag sűrűsége, a mag összetétele „degenerálódik”, ennek következtében különleges konzisztencia jelenik meg. Ez eltér a normál anyagtól.

Az anyag módosítása

Amikor az anyag megváltozik, a nyomás csak a gázok sűrűségétől függ, a hőmérséklettől nem.

A Hertzsprung-Russell diagramban a csillag jobbra, majd felfelé tolódik, és megközelíti a vörös óriás régiót. Mérete jelentősen megnő, emiatt a külső rétegek hőmérséklete csökken. Egy vörös óriás átmérője elérheti a több száz millió kilométert. Amikor a miénk ebbe a fázisba lép, „lenyeli” vagy a Vénuszt, és ha nem tudja befogni a Földet, akkor olyan mértékben felmelegíti, hogy bolygónkon megszűnik az élet.

A csillag fejlődése során magjának hőmérséklete emelkedik. Először nukleáris reakciók mennek végbe, majd az optimális hőmérséklet elérésekor a hélium megolvad. Amikor ez megtörténik, a maghőmérséklet hirtelen emelkedése kitörést okoz, és a csillag gyorsan elmozdul a H-R diagram bal oldalára. Ez az úgynevezett "hélium villanás". Ekkor a héliumtartalmú mag a magot körülvevő héj részét képező hidrogénnel együtt ég el. A G-P diagramon ezt a szakaszt a vízszintes vonal mentén jobbra mozgatva rögzítjük.

Az evolúció utolsó szakaszai

A hélium szénné alakulása során a mag megváltozik. Hőmérséklete addig emelkedik (ha a csillag nagy), amíg a szén el nem kezd égni. Új járvány van. Mindenesetre a csillag evolúciójának utolsó fázisaiban tömegének jelentős csökkenése figyelhető meg. Ez történhet fokozatosan vagy hirtelen, egy kitörés során, amikor a csillag külső rétegei nagy buborékként kipukkadnak. Az utóbbi esetben egy bolygóköd képződik - egy gömb alakú héj, amely a világűrben másodpercenként több tíz vagy akár több száz kilométeres sebességgel terjed.

Egy csillag végső sorsa attól függ, mekkora tömeg marad minden után, ami benne történik. Ha az összes átalakulás és kitörés során sok anyagot lövellt ki, és tömege nem haladja meg az 1,44 naptömeget, a csillag fehér törpévé változik. Ezt a számot "Csandra-sekara határnak" nevezik Subrahmanyan Chandrasekhar pakisztáni asztrofizikus tiszteletére. Ez a csillag legnagyobb tömege, amelynél a magban lévő elektronok nyomása miatt nem következik be katasztrofális vég.

A külső rétegek kitörése után a csillag magja megmarad, felszíni hőmérséklete nagyon magas - körülbelül 100 000 °K. A csillag a G-R diagram bal szélére mozog, és lefelé száll. Fényereje a méretének csökkenésével csökken.

A csillag lassan eléri a fehér törpék zónáját. Ezek kis átmérőjű csillagok (mint a miénk), de nagyon nagy sűrűség jellemzi őket, a víz sűrűségének másfél milliószorosa. A fehér törpét alkotó anyag köbcentimétere körülbelül egy tonnát nyomna a Földön!

A fehér törpe a csillag evolúciójának utolsó szakaszát jelenti, kitörések nélkül. Lassan lehűl.

A tudósok úgy vélik, hogy a fehér törpe vége nagyon lassan telik el, mindenesetre az Univerzum létezésének kezdete óta úgy tűnik, hogy egyetlen fehér törpe sem szenvedett „hőhalált”.

Ha a csillag nagy, és tömege nagyobb, mint a Nap, akkor szupernóvaként fog kitörni. Egy kitörés során egy csillag teljesen vagy részben megsemmisülhet. Az első esetben gázfelhőt hagy maga után a csillag maradékanyagaival. A másodikban a legnagyobb sűrűségű égitest marad - egy neutroncsillag vagy egy fekete lyuk.