Masės žvaigždė T☼ ir spindulį R galima apibūdinti jo potencine energija E . Potencialus arba gravitacinė energijaŽvaigždės darbas vadinamas darbu, kurį reikia atlikti, kad žvaigždės materija būtų išpurškiama iki begalybės. Ir atvirkščiai, ši energija išsiskiria žvaigždei susitraukus, t.y. jo spindulys mažėja. Šios energijos vertę galima apskaičiuoti pagal formulę:

Saulės potencinė energija yra: E ☼ = 5,9∙10 41 J.

Teorinis žvaigždės gravitacinio susitraukimo proceso tyrimas parodė, kad žvaigždė spinduliuoja maždaug pusę savo potencialios energijos, o kita pusė išleidžiama masės temperatūrai pakelti iki maždaug dešimties milijonų kelvinų. Tačiau nesunku įsitikinti, kad Saulė būtų išspinduliavusi šią energiją per 23 milijonus metų. Taigi, gravitacinis susitraukimas gali būti energijos šaltinis žvaigždėms tik kai kuriuose gana trumpuose jų vystymosi etapuose.

Termobranduolinės sintezės teoriją 1938 metais suformulavo vokiečių fizikai Karlas Weizsakeris ir Hansas Bethe. Tam buvo būtina sąlyga, pirma, 1918 m. F. Astono (Anglija) nustatyta helio atomo masė, kuri yra lygi 3,97 vandenilio atomo masės. , antra, kūno svorio santykio nustatymas 1905 m T ir jo energija E Einšteino formulės pavidalu:

kur c yra šviesos greitis, trečia, 1929 m. atradimas, kad dėl tunelio efekto dvi vienodai įkrautos dalelės (du protonai) gali priartėti tokiu atstumu, kur traukos jėga bus didesnė, taip pat 1932 m. pozitronas e + ir neutronas p.

Pirmoji ir efektyviausia termobranduolinės sintezės reakcija yra keturių protonų p susidarymas helio atomo branduolyje pagal schemą:

Čia svarbu tai, kas vyksta čia. masės defektas: helio branduolio masė yra 4,00389 a.m.u., o keturių protonų masė yra 4,03252 a.m.u. Naudodami Einšteino formulę apskaičiuojame energiją, kuri išsiskiria susidarant vienam helio branduoliui:

Nesunku apskaičiuoti, kad jei Saulė pradiniame vystymosi etape būtų sudaryta tik iš vandenilio, tada jos pavertimo heliu pakaktų, kad Saulė egzistuotų kaip žvaigždė, kurios energijos nuostoliai yra apie 100 milijardų metų. Tiesą sakant, mes kalbame apie maždaug 10% vandenilio „perdegimą“ iš giliausio žvaigždės vidaus, kur temperatūra yra pakankama sintezės reakcijoms.

Helio sintezės reakcijos gali vykti dviem būdais. Pirmasis vadinamas pp ciklas, antras - SU NO-ciklas. Abiem atvejais du kartus kiekviename helio branduolyje protonas virsta neutronu pagal schemą:

,

Kur V- neutrinas.

1 lentelėje parodytas vidutinis kiekvienos termobranduolinės sintezės reakcijos laikas, intervalas, per kurį pradinių dalelių skaičius sumažės e kartą.

1 lentelė. Helio sintezės reakcijos.

Sintezės reakcijų efektyvumas apibūdinamas šaltinio galia, energijos kiekiu, kuris išsiskiria medžiagos masės vienetui per laiko vienetą. Iš teorijos išplaukia, kad

, kadangi . Temperatūros riba T, virš kurio pagrindinis vaidmuo bus atliktas ne pp-, A CNO ciklas, yra lygus 15∙10 6 K. Saulės gelmėse pagrindinį vaidmenį atliks pp- ciklas. Būtent todėl, kad pirmosios reakcijos trukmė yra labai ilga (14 milijardų metų), Saulė ir panašios žvaigždės savo evoliucijos keliu eina apie dešimt milijardų metų. Masyvesnėms baltosioms žvaigždėms šis laikas yra dešimtis ir šimtus kartų trumpesnis, nes būdingas pagrindinių reakcijų laikas yra daug trumpesnis CNO- ciklas.

Jei temperatūra žvaigždės viduje po vandenilio išeikvojimo ten pasiekia šimtus milijonų kelvinų, o tai įmanoma žvaigždėms, kurių masė T>1,2m ☼ , tada helio pavertimo anglimi reakcija tampa energijos šaltiniu pagal schemą:

. Skaičiavimas rodo, kad žvaigždė išnaudos helio atsargas maždaug per 10 milijonų metų. Jei jo masė yra pakankamai didelė, branduolys ir toliau traukiasi, o esant aukštesnei nei 500 milijonų laipsnių temperatūrai, pagal schemą įmanomos sudėtingesnių atominių branduolių sintezės reakcijos:

Esant aukštesnei temperatūrai, vyksta šios reakcijos:

ir tt iki geležies branduolių susidarymo. Tai yra reakcijos egzoterminis, dėl jų eigos išsiskiria energija.

Kaip žinome, energija, kurią žvaigždė skleidžia į supančią erdvę, išsiskiria jos viduje ir palaipsniui prasiskverbia į žvaigždės paviršių. Šis energijos perdavimas per žvaigždės materijos storį gali būti atliekamas dviem mechanizmais: spinduliavimo perdavimas arba konvekcija.

Pirmuoju atveju kalbame apie daugybinę kvantų absorbciją ir pakartotinę emisiją. Tiesą sakant, kiekvieno tokio veiksmo metu kvantų skilimas vyksta, todėl vietoj kietųjų γ-kvantų, atsirandančių termobranduolinės sintezės metu žvaigždės žarnyne, jos paviršių pasiekia milijonai mažos energijos kvantų. Šiuo atveju įvykdomas energijos tvermės dėsnis.

Energijos perdavimo teorijoje įvesta tam tikro dažnio υ kvanto laisvojo kelio ilgio samprata. Nesunku pastebėti, kad žvaigždžių atmosferų sąlygomis laisvo kvanto kelio ilgis neviršija kelių centimetrų. O energijos kvantų nutekėjimo iš žvaigždės centro į jos paviršių laikas matuojamas milijonais metų, tačiau žvaigždžių viduje gali susidaryti sąlygos, kurioms esant tokia spinduliavimo pusiausvyra pažeidžiama. Panašiai vanduo elgiasi inde, kuris šildomas iš apačios. Tam tikrą laiką skystis čia yra pusiausvyros būsenoje, nes molekulė, gavusi energijos perteklių tiesiai iš indo dugno, dalį energijos dėl susidūrimų sugeba perkelti į kitas aukštesnes molekules. Taigi inde nustatomas tam tikras temperatūros gradientas nuo jo apačios iki viršutinio krašto. Tačiau laikui bėgant greitis, kuriuo molekulės gali perkelti energiją į viršų per susidūrimus, tampa mažesnis nei šilumos perdavimo iš apačios greitis. Vyksta virimas – šilumos perdavimas tiesioginiu medžiagos judėjimu.

> Žvaigždės gyvavimo ciklas

apibūdinimas žvaigždžių gyvenimas ir mirtis: evoliucijos etapai su nuotrauka, molekuliniai debesys, protožvaigždė, Jautis, pagrindinė seka, raudonasis milžinas, baltoji nykštukė.

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

Pirmasis žvaigždės gyvavimo ciklas: molekuliniai debesys

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

Antrasis žvaigždės gyvenimo ciklas: protožvaigždė

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

Trečiasis žvaigždės gyvenimo ciklas: T Jautis

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

Jis gali pasiekti didelį ryškumą, nes medžiaga suyra ir išskiria energiją. Tačiau centrinėje dalyje nėra pakankamai temperatūros branduolinei sintezei palaikyti. Ši fazė trunka 100 milijonų metų.

Ketvirtasis žvaigždės gyvenimo ciklas:Pagrindinė seka

Tam tikru momentu dangaus kūno temperatūra pakyla iki reikiamo lygio, aktyvuojasi branduolių sintezė. Visos žvaigždės tai išgyvena. Vandenilis virsta heliu, išlaisvindamas didžiulį šiluminį rezervą ir energiją.

Energija išsiskiria kaip gama spinduliai, tačiau dėl žvaigždės lėto judėjimo ji nukrenta bangos ilgiu. Šviesa stumiama į išorę ir susiduria su gravitacija. Galime manyti, kad čia sukuriama tobula pusiausvyra.

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

Penktasis žvaigždės gyvenimo ciklas: raudonasis milžinas

Lydymosi proceso metu vandenilis baigiasi ir kaupiasi helis. Kai visiškai nebelieka vandenilio, visos branduolinės reakcijos sustoja, o žvaigždė dėl gravitacijos pradeda trauktis. Vandenilio apvalkalas aplink šerdį įkaista ir užsiliepsnoja, todėl objektas išauga 1000-10000 kartų. Tam tikru momentu mūsų Saulė pakartos šį likimą, pakilusi iki Žemės orbitos.

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

Šeštasis žvaigždės gyvenimo ciklas: baltasis nykštukas

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

Žvaigždžių evoliucija yra fizinis pokytis. charakteristikos, vidinės pastatai ir chem. žvaigždžių sudėtis laikui bėgant. Svarbiausios E.z teorijos problemos. - žvaigždžių susidarymo, jų stebimų savybių pokyčių paaiškinimas, įvairių žvaigždžių grupių genetinių ryšių tyrimas, galutinės jų būsenos analizė.

Kadangi mums žinomoje Visatos dalyje apie. 98-99% stebimos medžiagos masės yra žvaigždėse arba yra perėjusios žvaigždžių stadiją, aiškina E.z. yavl. viena iš svarbiausių astrofizikos problemų.

Nejudančioje būsenoje esanti žvaigždė yra dujų rutulys, esantis hidrostatinėje būsenoje. ir šiluminę pusiausvyrą (t. y. gravitacinių jėgų veikimą balansuoja vidinis slėgis, o energijos nuostolius dėl spinduliuotės kompensuoja žvaigždės viduje išsiskirianti energija, žr.). Žvaigždės „gimimas“ – tai hidrostatinės pusiausvyros objekto, kurio spinduliavimą palaiko jo paties, susidarymas. energijos šaltiniai. Žvaigždės „mirtis“ yra negrįžtamas disbalansas, vedantis į žvaigždės sunaikinimą arba katastrofišką jos gedimą. suspaudimas.

Gravitacijos atskyrimas. energija gali atlikti lemiamą vaidmenį tik tada, kai žvaigždės vidaus temperatūra yra nepakankama, kad branduolinės energijos išsiskyrimas kompensuotų energijos nuostolius, o visa žvaigždė ar jos dalis turi susitraukti, kad išlaikytų pusiausvyrą. Šiluminės energijos apšvietimas tampa svarbus tik išeikvojus branduolinės energijos atsargas. Taigi, E.z. gali būti pavaizduotas kaip nuoseklus žvaigždžių energijos šaltinių kaita.

Būdingas laikas E.z. per didelis, kad būtų galima tiesiogiai sekti visą evoliuciją. Todėl pagrindinis tyrimo metodas E.z. yavl. žvaigždžių modelių, apibūdinančių vidinius pokyčius, sekų konstravimas. pastatai ir chem. žvaigždžių sudėtis laikui bėgant. Evoliucija. tada sekos lyginamos su stebėjimų rezultatais, pavyzdžiui, su (G.-R.d.), kuris apibendrina daugybės žvaigždžių stebėjimus įvairiuose evoliucijos etapuose. Ypač svarbus yra palyginimas su G.-R.d. žvaigždžių spiečių, nes visos spiečių žvaigždės turi tą pačią pradinę chem. kompozicija ir susiformavo beveik vienu metu. Pasak G.-R.d. įvairaus amžiaus klasteriai, pavyko nustatyti E.z. kryptį. Evoliucinė detalė. sekos apskaičiuojamos skaitiniu būdu sprendžiant diferencialinių lygčių sistemą, apibūdinančią masės, tankio, temperatūros ir šviesumo pasiskirstymą žvaigždėje, prie kurių pridedami žvaigždžių medžiagos energijos išsiskyrimo ir neskaidrumo dėsniai bei lygtys, apibūdinančios cheminės medžiagos kitimą. žvaigždžių kompozicija laikui bėgant.

Žvaigždės evoliucija daugiausia priklauso nuo jos masės ir pradinės chemijos. kompozicija. Tam tikrą, bet ne esminį vaidmenį gali atlikti žvaigždės ir jos magnio sukimasis. srityje, tačiau šių veiksnių vaidmuo E.z. dar nėra pakankamai ištirtas. Chem. Žvaigždės sudėtis priklauso nuo jos susidarymo laiko ir nuo jos padėties galaktikoje formavimosi metu. Pirmosios kartos žvaigždės susidarė iš materijos, kurios sudėtį lėmė kosmologinė. sąlygos. Matyt, jame buvo maždaug 70 masės% vandenilio, 30% helio ir nereikšmingas deuterio ir ličio mišinys. Pirmosios kartos žvaigždžių evoliucijos eigoje susidarė sunkieji elementai (po helio), kurie iš žvaigždžių nutekėjus medžiagai arba žvaigždžių sprogimų metu buvo išmesti į tarpžvaigždinę erdvę. Vėlesnių kartų žvaigždės jau buvo suformuotos iš medžiagos, turinčios iki 3-4% (masės) sunkiųjų elementų.

Tiesiausias požymis, kad šiuo metu galaktikoje vyksta žvaigždžių formavimasis, yra yavl. masyvių ryškių žvaigždžių spektro egzistavimas. O ir B klasės, kurių tarnavimo laikas negali viršyti ~ 10 7 metų. Žvaigždžių formavimosi greitis šiuolaikiniame pasaulyje epocha skaičiuojama 5 per metus.

2. Žvaigždžių susidarymas, gravitacinio susitraukimo etapas

Pagal labiausiai paplitusią nuomonę, žvaigždės susidaro dėl gravitacijos. materijos kondensacija tarpžvaigždinėje terpėje. Reikalingas tarpžvaigždinės terpės atskyrimas į dvi fazes – tankius šaltus debesis ir retesnę terpę su aukštesne temperatūra – gali įvykti dėl Rayleigh-Taylor terminio nestabilumo tarpžvaigždiniame magnetiniame lauke. lauke. Dujų-dulkių kompleksai su mase , būdingas dydis (10-100) vnt ir dalelių koncentracija n~10 2 cm -3 . faktiškai pastebėti dėl jų skleidžiamų radijo bangų. Tokiems debesims suspausti (griūti) reikia tam tikrų sąlygų: gravitacinių. debesies dalelės turi viršyti dalelių šiluminio judėjimo, viso debesies sukimosi energijos ir magnetinės energijos sumą. debesų energija (Džinsų kriterijus). Jei atsižvelgiama tik į šiluminio judėjimo energiją, tada iki vieneto koeficiento džinsų kriterijus rašomas taip: align="absmiddle" width="205" height="20">, kur yra debesies masė, T- dujų temperatūra K, n- dalelių skaičius 1 cm 3 . Su tipišku moderniu tarpžvaigždiniai debesys temp-pax K gali subyrėti tik debesis, kurių masė ne mažesnė kaip . Džinso kriterijus nurodo, kad formuojant tikrai stebimo masių spektro žvaigždes dalelių koncentracija griūvančiuose debesyse turėtų siekti (10 3 -10 6) cm -3, t.y. 10-1000 kartų didesnis nei stebimas tipiškuose debesyse. Tačiau tokias dalelių koncentracijas galima pasiekti jau pradėjusių griūti debesų gelmėse. Iš to išplaukia, kad tai, kas vyksta, yra nuoseklus procesas, vykdomas keliuose stadijos, masyvių debesų suskaidymas. Šis paveikslėlis natūraliai paaiškina žvaigždžių gimimą grupėmis – klasteriais. Tuo pačiu metu vis dar lieka neaiškūs klausimai, susiję su šilumos balansu debesyje, greičio lauku jame ir mechanizmu, lemiančiu fragmentų masės spektrą.

Griūvantys žvaigždžių masės objektai vadinami. protožvaigždės. Sferiškai simetriškos nesisukančios protožvaigždės žlugimas be magnetinio. laukai apima keletą. etapai. Pradiniu laiko momentu debesis yra vienodas ir izoterminis. Tai skaidrus visuomenei. spinduliuotės, todėl griūtis įvyksta esant tūriniams energijos nuostoliams, Ch. arr. dėl dulkių šiluminės spinduliuotės spiečius perduoda jų kinetiką. dujų dalelės energijos. Vienalyčiame debesyje slėgio gradiento nėra ir suspaudimas prasideda laisvojo kritimo režimu su būdingu laiku, kur G- , - debesų tankis. Prasidėjus suspaudimui, atsiranda retėjimo banga, judanti link centro garso greičiu, o kolapsas vyksta greičiau ten, kur tankis didesnis, protožvaigždė yra padalinta į kompaktišką šerdį ir išplėstą apvalkalą, kuriame medžiaga pasiskirsto pagal dėsnį. Kai dalelių koncentracija šerdyje pasiekia ~ 10 11 cm -3, ji tampa nepermatoma dulkių dalelių IR spinduliuotei. Šerdyje išsiskirianti energija lėtai prasiskverbia į paviršių dėl spinduliavimo šilumos laidumo. Temperatūra pradeda kilti beveik adiabatiškai, dėl to padidėja slėgis, o šerdis pereina į hidrostatinę būseną. pusiausvyrą. Apvalkalas toliau krenta ant branduolio ir atsiranda jo periferijoje. Šerdies parametrai šiuo metu silpnai priklauso nuo bendros protožvaigždės masės: K. Didėjant šerdies masei dėl akrecijos, jos temperatūra kinta beveik adiabatiškai, kol pasiekia 2000 K, kai prasideda H 2 molekulių disociacija. . Dėl energijos suvartojimo disociacijai, o ne dėl kinetikos padidėjimo. dalelių energijos, adiabatinio indekso reikšmė tampa mažesnė nei 4/3, slėgio pokyčiai nepajėgia kompensuoti gravitacinių jėgų ir šerdis vėl griūva (žr. ). Formuojama nauja šerdis su parametrais, apsupta amortizatoriaus priekio, ant kurio prilimpa pirmosios šerdies likučiai. Panašus branduolio persitvarkymas vyksta su vandeniliu.

Tolesnis šerdies augimas dėl apvalkalo medžiagos tęsiasi tol, kol visa medžiaga nukrenta ant žvaigždės arba yra išsibarsčiusi veikiant arba , jei šerdis yra pakankamai masyvi (žr. ). Prožvaigždėms, turinčioms būdingą apvalkalo medžiagos laiką t a >t kn, todėl jų šviesumą lemia susitraukiančių branduolių energijos išsiskyrimas.

Žvaigždė, susidedanti iš šerdies ir apvalkalo, yra stebima kaip IR šaltinis dėl spinduliuotės apdorojimo apvalkale (apvalkalo dulkės, sugeriančios UV spinduliuotės fotonus iš šerdies, spinduliuoja IR diapazone). Kai apvalkalas tampa optiškai plonas, protožvaigždė pradedama stebėti kaip įprastas žvaigždės gamtos objektas. Masyviausiose žvaigždėse apvalkalai išsaugomi iki termobranduolinio vandenilio degimo pradžios žvaigždės centre. Spinduliuotės slėgis apriboja žvaigždžių masę iki vertės, tikriausiai . Net susidarius masyvesnėms žvaigždėms jos pasirodo pulsuojančiai nestabilios ir gali prarasti savo vertę. masės dalis vandenilio degimo branduolyje stadijoje. Protožvaigždinio apvalkalo griūties ir išsibarstymo stadijos trukmė yra tokios pat eilės, kaip ir pirminio debesies laisvojo kritimo laikas, t.y. 10 5 -10 6 metai. Šerdies apšviestų apvalkalo likučių tamsiosios medžiagos gumulėliai, kuriuos pagreitina žvaigždžių vėjas, tapatinami su Herbig-Haro objektais (žvaigždės formos gumuliukai su emisijos spektru). Mažos masės žvaigždės, kai jos tampa matomos, yra G.-R.d. regione, kurį užima Tauro tipo žvaigždės (nykštukės), masyvesnės - regione, kuriame yra Herbig emisijos žvaigždės (netaisyklingos ankstyvos spektrinės klasės su emisijos linijomis spektruose).

Evoliucija. pastovios masės protožvaigždžių branduolių pėdsakai hidrostatinėje stadijoje. suspaudimas parodytas fig. 1. Mažos masės žvaigždėse tuo momentu, kai susidaro hidrostatinis krūvis. pusiausvyra, sąlygos branduoliuose yra tokios, kad juose perduodama energija. Skaičiavimai rodo, kad visiškai konvekcinės žvaigždės paviršiaus temperatūra yra beveik pastovi. Žvaigždės spindulys nuolat mažėja, nes. ji vis mažėja. Esant pastoviai paviršiaus temperatūrai ir mažėjant spinduliui, žvaigždės šviesumas taip pat turėtų kristi į G.-R.d. šis evoliucijos etapas atitinka vertikalius takelių segmentus.

Tęsiant suspaudimą, temperatūra žvaigždės viduje pakyla, medžiaga tampa skaidresnė, o žvaigždės su align="absmiddle" width="90" height="17"> turi spinduliuojančias šerdis, tačiau apvalkalai išlieka konvekciniai. Mažiau masyvios žvaigždės išlieka visiškai konvekcinės. Jų šviesumą reguliuoja plonas spinduliuojantis sluoksnis fotosferoje. Kuo žvaigždė masyvesnė ir kuo aukštesnė jos efektyvioji temperatūra, tuo didesnė jos spinduliavimo šerdis (žvaigždėse su align="absmiddle" width="74" height="17"> spinduliavimo šerdis pasirodo iš karto). Galiausiai beveik visa žvaigždė (išskyrus paviršiaus konvekcinę zoną žvaigždėse, kurių masė yra ) pereina į spinduliuotės pusiausvyros būseną, kurioje visa šerdyje išsiskirianti energija perduodama spinduliuote.

3. Branduolinėmis reakcijomis pagrįsta evoliucija

Esant ~ 10 6 K temperatūrai branduoliuose prasideda pirmosios branduolinės reakcijos – išdega deuteris, litis, boras. Pirminis šių elementų kiekis yra toks mažas, kad jų perdegimas praktiškai neatlaiko suspaudimo. Suspaudimas nutrūksta, kai temperatūra žvaigždės centre pasiekia ~ 10 6 K ir užsidega vandenilis, nes termobranduolinio vandenilio degimo metu išsiskiriančios energijos pakanka radiacijos nuostoliams kompensuoti (žr.). G.-R.d. susidaro vienalytės žvaigždės, kurių šerdyje dega vandenilis. pradinė pagrindinė seka (NGS). Masyvios žvaigždės pasiekia NGP greičiau nei mažos masės žvaigždės, nes jų energijos praradimo greitis masės vienetui, taigi ir evoliucijos greitis, yra didesnis nei mažos masės žvaigždžių. Nuo patekimo į NGP momento E.z. vyksta branduolinio degimo pagrindu, kurio pagrindiniai etapai apibendrinti lentelėje. Branduolinis degimas gali įvykti prieš susiformuojant geležies grupės elementams, kurie turi didžiausią surišimo energiją tarp visų branduolių. Evoliucija. žvaigždžių pėdsakai G.-R.d. parodyta pav. 2. Žvaigždžių temperatūros ir tankio centrinių verčių raida parodyta fig. 3. K pagrindinėje. energijos šaltinis yavl. vandenilio ciklo reakcija, kai b "didelis T- anglies ir azoto (CNO) ciklo reakcijos (žr.). Šalutinis CNO ciklo yavl poveikis. nuklidų 14 N, 12 C, 13 C pusiausvyros koncentracijų nustatymas - atitinkamai 95 %, 4 % ir 1 % masės. Azoto vyravimą sluoksniuose, kuriuose įvyko vandenilio degimas, patvirtina stebėjimų rezultatai, kurių metu šie sluoksniai atsiranda paviršiuje dėl išorinio degimo praradimo. sluoksniai. Žvaigždės, kurių centre yra CNO ciklas ( align="absmiddle" width="74" height="17">), turi konvekcinę šerdį. To priežastis – labai stipri energijos išsiskyrimo priklausomybė nuo temperatūros: . Švytinčios energijos srautas ~ T4(žr. ), todėl jis negali perduoti visos išsiskiriančios energijos ir turi įvykti konvekcija, kuri yra efektyvesnė už spindulinį perdavimą. Masyviausiose žvaigždėse daugiau nei 50% žvaigždžių masės dengia konvekcija. Konvekcinės šerdies reikšmę evoliucijai lemia tai, kad branduolinis kuras tolygiai išeikvojamas daug didesnėje nei efektyvaus degimo sritis, o žvaigždėse be konvekcinės šerdies jis iš pradžių išdega tik nedidelėje centro kaimynystėje. , kur gana aukšta temperatūra. Vandenilio degimo laikas svyruoja nuo ~ 10 10 metų iki metų . Visų vėlesnių branduolinio degimo etapų laikas neviršija 10% vandenilio degimo laiko, todėl vandenilio degimo stadijoje esančios žvaigždės susidaro G.-R.d. tankiai apgyvendinta vietovė – (GP). Žvaigždės, kurių temperatūra yra centre, niekada nepasiekia vandenilio užsidegimui būtinų verčių, jos neribotą laiką traukiasi, virsdamos „juodosiomis“ nykštukėmis. Vandenilio perdegimas padidina vid. pagrindinės medžiagos molekulinė masė, taigi palaikyti hidrostatinį. Esant pusiausvyrai, slėgis centre turi padidėti, o tai reiškia, kad centre padidėja temperatūra ir temperatūros gradientas išilgai žvaigždės, taigi ir šviesumas. Medžiagos neskaidrumo sumažėjimas didėjant temperatūrai taip pat padidina šviesumą. Šerdis susitraukia palaikyti branduolinės energijos išleidimo sąlygas, mažėjant vandenilio kiekiui, o apvalkalas plečiasi dėl poreikio perkelti padidėjusį energijos srautą iš branduolio. Dėl G.-R.d. žvaigždė pasislenka į dešinę nuo NGP. Sumažėjęs neskaidrumas lemia konvekcinių branduolių mirtį visose žvaigždėse, išskyrus pačias masyviausias. Masyvių žvaigždžių evoliucijos greitis yra didžiausias ir jos pirmosios palieka MS. MS galioja žvaigždėms nuo maždaug. 10 milijonų metų, nuo maždaug. 70 milijonų metų, o nuo maždaug. 10 milijardų metų.

Vandenilio kiekiui šerdyje sumažėjus iki 1%, žvaigždžių apvalkalų išsiplėtimas su align="absmiddle" width="66" height="17"> pakeičiamas bendru žvaigždės susitraukimu, kuris būtinas palaikyti energijos išsiskyrimą. Korpuso suspaudimas sukelia vandenilio kaitinimą sluoksnyje, esančiame šalia helio šerdies iki jo termobranduolinio degimo temperatūros, ir atsiranda sluoksninis energijos išsiskyrimo šaltinis. Žvaigždėms, kurių masė yra , kurioms ji mažiau priklauso nuo temperatūros, o energijos išsiskyrimo sritis nėra taip stipriai sutelkta link centro, bendro suspaudimo stadijos nėra.

E.z. po vandenilio perdegimo priklauso nuo jų masės. Svarbiausias veiksnys, turintis įtakos žvaigždžių, turinčių masę javl, evoliucijos eigai. elektronų dujų degeneracija esant dideliam tankiui. Dėl didelio tankio mažos energijos kvantinių būsenų skaičius yra ribotas dėl Pauli principo, o elektronai užpildo kvantinius lygius didele energija, daug didesne nei jų šiluminio judėjimo energija. Svarbiausia išsigimusių dujų savybė yra jų slėgis p priklauso tik nuo tankio: nereliatyvistiniam išsigimimui ir reliatyvistiniam išsigimimui. Elektronų dujų slėgis yra daug didesnis nei jonų slėgis. Tai reiškia, kad E.z. Išvada: kadangi gravitacinė jėga, veikianti reliatyvistiškai išsigimusių dujų tūrio vienetą, priklauso nuo tankio taip pat kaip ir slėgio gradientas, turi būti ribinė masė (žr. ), tokia, kad align="absmiddle" plotis ="66" aukštis ="15"> Elektronų slėgis negali atremti gravitacijos ir prasideda suspaudimas. Masės riba align="absmiddle" width="139" height="17">. Regiono, kuriame elektronų dujos yra išsigimusios, riba parodyta fig. 3 . Mažos masės žvaigždėse degeneracija vaidina apčiuopiamą vaidmenį jau helio branduolių formavimosi procese.

Antrasis veiksnys, lemiantis E.z. vėlesnėse stadijose tai yra neutrinų energijos nuostoliai. Žvaigždžių gelmėse T~10 8 Į pagrindinį. Gimimo vaidmenį atlieka: fotoneutrino procesas, plazmos virpesių kvantų (plazmonų) skilimas į neutrino-antineutrino poras (), elektronų-pozitronų porų naikinimas () ir (žr.). Svarbiausia neutrinų savybė yra ta, kad žvaigždės materija jiems yra praktiškai skaidri, o neutrinai laisvai neša energiją iš žvaigždės.

Helio šerdis, kurioje dar nesusidarė sąlygos heliui degti, yra suspausta. Temperatūra sluoksniuotame šaltinyje, esančiame šalia šerdies, didėja, o vandenilio degimo greitis didėja. Poreikis perkelti padidėjusį energijos srautą veda prie apvalkalo išsiplėtimo, kuriam išleidžiama dalis energijos. Kadangi žvaigždės šviesumas nesikeičia, jos paviršiaus temperatūra krenta, o ant G.-R.d. žvaigždė persikelia į raudonųjų milžinų užimamą sritį.Žvaigždės restruktūrizavimo laikas dviem dydžiais trumpesnis už vandenilio išdegimo laiką šerdyje, todėl tarp MS juostos ir raudonųjų supergigantų srities yra mažai žvaigždžių. Sumažėjus korpuso temperatūrai, padidėja jo skaidrumas, dėl to išorinis. konvekcinė zona ir žvaigždės šviesumas didėja.

Energijos pašalinimas iš šerdies per išsigimusių elektronų šilumos laidumą ir neutrinų nuostolius žvaigždėse atitolina helio užsidegimo momentą. Temperatūra pradeda pastebimai augti tik tada, kai šerdis tampa beveik izoterminė. 4 degimas Jis nustato E.z. nuo to momento, kai energijos išsiskyrimas viršija energijos nuostolius dėl šilumos laidumo ir neutrininės spinduliuotės. Ta pati sąlyga galioja deginant visų kitų rūšių branduolinį kurą.

Nepaprastas neutrinais aušinamų žvaigždžių branduolių iš išsigimusių dujų bruožas yra „konvergencija“ – pėdsakų, apibūdinančių tankio ir temperatūros santykį, konvergencija. Tcžvaigždės centre (3 pav.). Energijos išsiskyrimo greitį suspaudžiant branduolį lemia medžiagos prisitvirtinimo prie jo greitis per sluoksnio šaltinį, kuris priklauso tik nuo branduolio masės tam tikros rūšies kurui. Šerdyje turi būti išlaikytas energijos įtekėjimo ir ištekėjimo balansas, todėl žvaigždžių šerdyje susidaro vienodas temperatūros ir tankio pasiskirstymas. Iki 4 He užsiliepsnojimo momento branduolio masė priklauso nuo sunkiųjų elementų kiekio. Degeneruotų dujų branduoliuose 4 He užsidegimas turi terminio sprogimo pobūdį, nes degimo metu išsiskirianti energija eina elektronų šiluminio judėjimo energijos didinimui, tačiau slėgis beveik nekinta kylant temperatūrai, kol elektronų šiluminė energija prilygsta išsigimusių elektronų dujų energijai. Tada degeneracija pašalinama ir šerdis sparčiai plečiasi – įvyksta helio blyksnis. Helio blyksnius tikriausiai lydi žvaigždžių medžiagos praradimas. Čia, kur masyvios žvaigždės jau seniai baigė savo evoliuciją, o raudonieji milžinai turi masę, helio degimo stadijos žvaigždės yra horizontalioje G.-R.d.

Žvaigždžių su align="absmiddle" width="90" height="17"> helio branduoliuose dujos nėra išsigimusios, 4 Jis užsidega tyliai, tačiau šerdys taip pat plečiasi dėl didėjančio Tc. Masyviausiose žvaigždėse 4 He užsidega net tada, kai jos yra yavl. mėlynieji supergigantai. Šerdies išsiplėtimas lemia mažėjimą T vandenilio sluoksnio šaltinio srityje, o po helio blyksnio žvaigždės šviesumas mažėja. Kad išlaikytų šiluminę pusiausvyrą, apvalkalas susitraukia, o žvaigždė palieka raudonąjį supermilžiną. Kai šerdyje esantis 4 He yra išeikvotas, vėl prasideda šerdies suspaudimas ir apvalkalo plėtimasis, žvaigždė vėl tampa raudona supermilžine. Susidaro sluoksniuotas degimo šaltinis 4 He, kuris dominuoja energijos išleidime. Vėl pasirodo išorė. konvekcinė zona. Išdegus heliui ir vandeniliui, sluoksniuotų šaltinių storis mažėja. Plonas helio degimo sluoksnis pasirodo termiškai nestabilus, nes esant labai dideliam energijos išsiskyrimo jautrumui temperatūrai (), medžiagos šilumos laidumas yra nepakankamas, kad užgesintų šilumines perturbacijas degimo sluoksnyje. Šilumos blyksnių metu sluoksnyje vyksta konvekcija. Jei jis prasiskverbia į sluoksnius, kuriuose yra daug vandenilio, tada dėl lėto proceso ( s-procesas, žr.) sintetinami elementai, kurių atominė masė nuo 22 Ne iki 209 B.

Spinduliuotės slėgis dulkėms ir molekulėms, susidariusioms šaltuose raudonųjų supergigantų apvalkaluose, sukelia nuolatinį medžiagos praradimą iki metų. Nuolatinis masės praradimas gali būti papildytas nuostoliais dėl sluoksninio degimo nestabilumo arba pulsacijų, dėl kurių gali išsiskirti vienas ar daugiau. kriauklės. Kai medžiagos kiekis virš anglies-deguonies šerdies tampa mažesnis už tam tikrą ribą, apvalkalas, siekdamas palaikyti temperatūrą degimo sluoksniuose, yra priverstas trauktis tol, kol suspaudimas gali palaikyti degimą; žvaigždė G.-R.d. beveik horizontaliai pasislenka į kairę. Šiame etape degimo sluoksnių nestabilumas taip pat gali sukelti apvalkalo išsiplėtimą ir medžiagos praradimą. Kol žvaigždė pakankamai karšta, ji stebima kaip branduolys su vienu ar daugiau. kriauklės. Kai sluoksnių šaltiniai pasislenka į žvaigždės paviršių taip, kad temperatūra juose tampa žemesnė nei būtina branduoliniam degimui, žvaigždė atšąla ir virsta balta nykštuke, kuri spinduliuoja dėl jos joninio komponento šiluminės energijos suvartojimo. medžiaga. Būdingas baltųjų nykštukų aušinimo laikas ~109 metai. Pavienių žvaigždžių, virstančių baltosiomis nykštukėmis, masės apatinė riba neaiški, ji vertinama 3-6 . Žvaigždėse su elektronais dujos išsigimsta anglies-deguonies (C,O-) žvaigždžių branduolių augimo stadijoje. Kaip ir žvaigždžių helio šerdyje, dėl neutrinų energijos nuostolių centre vyksta sąlygų „konvergencija“ ir tuo metu, kai anglis užsidega C, O šerdyje. 12 C užsidegimas tokiomis sąlygomis greičiausiai turi sprogimo pobūdį ir lemia visišką žvaigždės sunaikinimą. Visiškas sunaikinimas gali neįvykti, jei . Toks tankis pasiekiamas, kai šerdies augimo greitį lemia palydovo medžiagos susikaupimas artimoje dvejetainėje sistemoje.

Žvaigždžių evoliucijos tyrimas neįmanomas stebint tik vieną žvaigždę – daugelis žvaigždžių pokyčių vyksta per lėtai, kad būtų pastebėti net po daugelio šimtmečių. Todėl mokslininkai tiria daugybę žvaigždžių, kurių kiekviena yra tam tikrame savo gyvavimo ciklo etape. Per pastaruosius kelis dešimtmečius astrofizikoje plačiai paplito žvaigždžių struktūros modeliavimas naudojant kompiuterines technologijas.

Enciklopedinis „YouTube“.

1 / 5

✪ Žvaigždės ir žvaigždžių evoliucija (sako astrofizikas Sergejus Popovas)

✪ Žvaigždės ir žvaigždžių evoliucija (pasakojo Sergejus Popovas ir Ilgonis Vilks)

✪ Žvaigždžių evoliucija. Mėlynojo milžino evoliucija per 3 minutes

✪ Surdin V.G. Žvaigždžių evoliucija 1 dalis

✪ S. A. Lamzinas – „Žvaigždžių evoliucija“

Subtitrai

Termobranduolinė sintezė žvaigždžių viduje

jaunų žvaigždžių

Žvaigždžių formavimosi procesą galima apibūdinti vieningai, tačiau tolesni žvaigždės evoliucijos etapai beveik visiškai priklauso nuo jos masės ir tik pačioje žvaigždės evoliucijos pabaigoje gali suvaidinti jos cheminė sudėtis.

Jaunos mažos masės žvaigždės

Mažos masės jaunos žvaigždės (iki trijų saulės masių) [ ] , kurios yra pakeliui į pagrindinę seką , yra visiškai konvekcinės, - konvekcinis procesas apima visą žvaigždės kūną. Tiesą sakant, tai vis dar yra protožvaigždės, kurių centruose branduolinės reakcijos tik prasideda, o visa spinduliuotė atsiranda daugiausia dėl gravitacinio suspaudimo. Kol neatsiranda hidrostatinė pusiausvyra, žvaigždės šviesumas mažėja esant pastoviai efektyviai temperatūrai. Hertzsprung-Russell diagramoje tokios žvaigždės sudaro beveik vertikalią trasą, vadinamą Hayashi takeliu. Susitraukimui lėtėjant, jauna žvaigždė artėja prie pagrindinės sekos. Šio tipo objektai siejami su T tipo Jautis žvaigždėmis.

Šiuo metu žvaigždžių, kurių masė didesnė nei 0,8 Saulės masės, šerdis tampa permatoma spinduliuotei, o spinduliuotės energijos perdavimas šerdyje tampa vyraujantis, nes konvekcijai vis labiau trukdo didėjantis žvaigždžių medžiagos tankėjimas. Išoriniuose žvaigždės kūno sluoksniuose vyrauja konvekcinis energijos perdavimas.

Tiksliai nežinoma, kokias savybes turi mažesnės masės žvaigždės, kai jos patenka į pagrindinę seką, nes laikas, kurį šios žvaigždės praleidžia jaunoje kategorijoje, viršija Visatos amžių. ] . Visos idėjos apie šių žvaigždžių evoliuciją yra pagrįstos tik skaitiniais skaičiavimais ir matematiniu modeliavimu.

Žvaigždei susitraukiant pradeda didėti išsigimusių elektronų dujų slėgis, o pasiekus tam tikrą žvaigždės spindulį, susitraukimas sustoja, o tai lemia tolesnį dėl susitraukimo sukeltą temperatūros kilimą žvaigždės šerdyje. o vėliau iki jo sumažėjimo. Žvaigždėms, kurių Saulės masė mažesnė nei 0,0767, taip neįvyksta: branduolinių reakcijų metu išsiskiriančios energijos niekada nepakaks, kad būtų subalansuotas vidinis slėgis ir gravitacinis susitraukimas. Tokie „požvaigždžiai“ spinduliuoja daugiau energijos, nei pasigamina termobranduolinių reakcijų procese, ir priklauso vadinamosioms rudosioms nykštukėms. Jų likimas yra nuolatinis susitraukimas, kol išsigimusių dujų slėgis jį sustabdo, o po to laipsniškas atšalimas, nutrūkus visoms prasidėjusioms sintezės reakcijoms.

Jaunos vidutinės masės žvaigždės

Jaunos vidutinės masės žvaigždės (nuo 2 iki 8 saulės masių) [ ] kokybiškai vystosi lygiai taip pat, kaip ir jų mažesnės seserys ir broliai, išskyrus tai, kad jie neturi konvekcinių zonų iki pagrindinės sekos.

Šio tipo objektai siejami su vadinamaisiais. Ae\Be Herbig žvaigždės yra netaisyklingi B-F0 spektrinio tipo kintamieji. Jie taip pat turi diskus ir dvipolius purkštukus. Medžiagos nutekėjimo iš paviršiaus greitis, šviesumas ir efektyvi temperatūra yra žymiai didesni nei Taurus, todėl jie efektyviai šildo ir išsklaido protožvaigždinio debesies likučius.

Jaunos žvaigždės, kurių masė didesnė nei 8 Saulės masės

Tokios masės žvaigždės jau turi normalių žvaigždžių charakteristikas, nes perėjo visas tarpines stadijas ir sugebėjo pasiekti tokį branduolinių reakcijų greitį, kuris kompensavo energijos praradimą spinduliuojant, o masė buvo kaupiama hidrostatinei pusiausvyrai pasiekti. esmė. Šioms žvaigždėms masės ir šviesumo nutekėjimas yra toks didelis, kad jos ne tik sustabdo išorinių molekulinio debesies sričių, kurios dar netapo žvaigždės dalimi, gravitacinį griūtį, bet, priešingai, jas išsklaido. Taigi susidariusios žvaigždės masė yra pastebimai mažesnė už protožvaigždinio debesies masę. Greičiausiai tai paaiškina, kad mūsų galaktikoje nėra žvaigždžių, kurių masė didesnė nei apie 300 Saulės masių.

vidurio žvaigždės gyvenimo ciklas

Žvaigždės būna įvairių spalvų ir dydžių. Remiantis naujausiais skaičiavimais, jų spektrinis tipas svyruoja nuo karštų mėlynų iki šaltų raudonų, o masė – nuo ​​0,0767 iki maždaug 300 saulės masių. Žvaigždės šviesumas ir spalva priklauso nuo jos paviršiaus temperatūros, kurią, savo ruožtu, lemia jos masė. Visos naujos žvaigždės „užima savo vietą“ pagrindinėje sekoje pagal savo cheminę sudėtį ir masę. Čia, žinoma, kalbama ne apie fizinį žvaigždės judėjimą – tik apie jos padėtį nurodytoje diagramoje, kuri priklauso nuo žvaigždės parametrų. Tiesą sakant, žvaigždės judėjimas pagal diagramą atitinka tik žvaigždės parametrų pasikeitimą.

Naujame lygyje atnaujintas termobranduolinis materijos „deginimas“ sukelia siaubingą žvaigždės išsiplėtimą. Žvaigždė „išsipučia“, tampa labai „laisva“, o jos dydis padidėja apie 100 kartų. Taigi žvaigždė tampa raudona milžine, o helio degimo fazė trunka apie kelis milijonus metų. Beveik visi raudonieji milžinai yra kintamos žvaigždės.

Paskutiniai žvaigždžių evoliucijos etapai

Senos mažos masės žvaigždės

Šiuo metu tiksliai nežinoma, kas nutinka šviesioms žvaigždėms, kai jų viduje išsenka vandenilio atsargos. Kadangi Visatos amžius yra 13,7 milijardo metų, o to nepakanka vandenilio kuro atsargoms tokiose žvaigždėse išeikvoti, dabartinės teorijos remiasi kompiuteriniu tokiose žvaigždėse vykstančių procesų modeliavimu.

Kai kurios žvaigždės gali sintetinti helią tik kai kuriose aktyviose zonose, o tai sukelia jų nestabilumą ir stiprų žvaigždžių vėją. Tokiu atveju planetinis ūkas nesusiformuoja, o žvaigždė tik išgaruoja, tapdama dar mažesnė už rudąją nykštukę [ ] .

Žvaigždė, kurios masė mažesnė nei 0,5 Saulės masės, negali paversti helio net po to, kai jos šerdyje nutrūksta reakcijos, kuriose dalyvauja vandenilis – tokios žvaigždės masė yra per maža, kad suteiktų naują gravitacinio suspaudimo fazę tokiu laipsniu, kurio pakaktų " uždegimas" helis. Tarp šių žvaigždžių yra raudonosios nykštukės, tokios kaip Proxima Centauri, kurių pagrindinės sekos gyvavimo trukmė svyruoja nuo dešimčių milijardų iki dešimčių trilijonų metų. Pasibaigus termobranduolinėms reakcijoms jų branduoliuose, jie, palaipsniui vėsdami, ir toliau silpnai spinduliuos elektromagnetinio spektro infraraudonųjų ir mikrobangų diapazonuose.

vidutinio dydžio žvaigždės

Pasiekus vidutinio dydžio žvaigždė (nuo 0,4 iki 3,4 saulės masės) [ ] raudonosios milžinės fazės jo šerdyje baigiasi vandenilis ir prasideda anglies sintezės reakcijos iš helio. Šis procesas vyksta aukštesnėje temperatūroje, todėl energijos srautas iš šerdies didėja ir dėl to išoriniai žvaigždės sluoksniai pradeda plėstis. Anglies sintezės pradžia žymi naują žvaigždės gyvenimo etapą ir tęsiasi kurį laiką. Žvaigždei, artimai Saulės dydžiui, šis procesas gali užtrukti apie milijardą metų.

Dėl spinduliuojamos energijos kiekio pokyčių žvaigždė išgyvena nestabilumo periodus, įskaitant dydžio, paviršiaus temperatūros ir energijos išsiskyrimo pokyčius. Energijos išsiskyrimas perkeliamas žemo dažnio spinduliuotės link. Visa tai lydi didėjantis masės praradimas dėl stipraus žvaigždžių vėjo ir intensyvių pulsacijų. Šios fazės žvaigždės vadinamos „vėlyvo tipo žvaigždėmis“ (taip pat „išėjusiomis į pensiją žvaigždėmis“), OH-IR žvaigždės arba į Mirą panašios žvaigždės, priklausomai nuo tikslių jų savybių. Išmestose dujose yra gana daug sunkiųjų elementų, susidarančių žvaigždės viduje, tokių kaip deguonis ir anglis. Dujos sudaro besiplečiantį apvalkalą ir toldamos nuo žvaigždės atvėsta, todėl gali susidaryti dulkių dalelės ir molekulės. Esant stipriai infraraudonajai spinduliuotei iš šaltinio žvaigždės, tokiuose apvalkaluose susidaro idealios sąlygos suaktyvinti kosminius mazerius.

Helio sintezės reakcijos yra labai jautrios temperatūrai. Kartais tai sukelia didelį nestabilumą. Kyla stipriausios pulsacijos, kurios dėl to išoriniams sluoksniams suteikia pakankamai pagreičio, kad jie nukristų ir virstų planetiniu ūku. Tokio ūko centre lieka plikas žvaigždės šerdis, kurioje termobranduolinės reakcijos nutrūksta, o vėsdamas virsta helio baltąja nykštuke, kurios masė paprastai yra iki 0,5–0,6 saulės. masių ir Žemės skersmens eilės skersmens.

Didžioji dauguma žvaigždžių, įskaitant Saulę, užbaigia savo evoliuciją susitraukdamos tol, kol išsigimusių elektronų slėgis subalansuos gravitaciją. Šioje būsenoje, kai žvaigždės dydis sumažėja šimtą kartų, o tankis tampa milijoną kartų didesnis nei vandens, žvaigždė vadinama baltąja nykštuke. Jis netenka energijos šaltinių ir, palaipsniui atvėsęs, tampa nematoma juoda nykštuke.

Žvaigždėse, masyvesnėse už Saulę, išsigimusių elektronų slėgis negali sustabdyti tolesnio branduolio suspaudimo, o elektronai pradeda „spausti“ į atomo branduolius, kurie protonus paverčia neutronais, tarp kurių nėra elektrostatinės atstūmimo jėgos. Toks medžiagos neutronizavimas lemia tai, kad žvaigždės, kuri dabar iš tikrųjų yra vienas didžiulis atomo branduolys, dydis matuojamas keliais kilometrais, o tankis yra 100 milijonų kartų didesnis nei vandens tankis. Toks objektas vadinamas neutronine žvaigžde; jos pusiausvyrą palaiko išsigimusios neutroninės medžiagos slėgis.

supermasyvios žvaigždės

Po to, kai žvaigždė, kurios masė didesnė nei penkios Saulės masės, patenka į raudonojo supermilžino stadiją, jos šerdis pradeda trauktis veikiama gravitacinių jėgų. Didėjant suspaudimui, didėja temperatūra ir tankis, prasideda nauja termobranduolinių reakcijų seka. Tokiose reakcijose sintetinami vis sunkesni elementai: helis, anglis, deguonis, silicis ir geležis, kuri laikinai sulaiko branduolio žlugimą.

Dėl to, kai susidaro vis daugiau sunkiųjų periodinės lentelės elementų, geležis-56 sintetinama iš silicio. Šiame etape tolesnė egzoterminė termobranduolinė sintezė tampa neįmanoma, nes geležies-56 branduolys turi didžiausią masės defektą, o sunkesnių branduolių susidarymas su energijos išsiskyrimu yra neįmanomas. Todėl, kai žvaigždės geležinis šerdis pasiekia tam tikrą dydį, slėgis joje nebegali atlaikyti viršutinių žvaigždės sluoksnių svorio, o jos medžiagai neutronizavus, šerdies griūtis įvyksta iš karto.

Kas nutiks toliau, dar nėra visiškai aišku, bet bet kuriuo atveju vykstantys procesai per kelias sekundes sukelia neįtikėtinos galios supernovos sprogimą.

Stiprūs neutrinų purkštukai ir besisukantis magnetinis laukas išstumia didžiąją dalį žvaigždės sukauptos medžiagos [ ] – vadinamieji sėdimoji elementai, įskaitant geležinius ir lengvesnius elementus. Besiplečiančią medžiagą bombarduoja iš žvaigždės šerdies skleidžiami neutronai, juos užfiksuodami ir taip sukuriant elementų, sunkesnių už geležį, įskaitant radioaktyviuosius, rinkinį iki urano (ir galbūt net Kalifornijos). Taigi supernovų sprogimai paaiškina sunkesnių už geležį elementų buvimą tarpžvaigždinėje medžiagoje, tačiau tai nėra vienintelis galimas jų susidarymo būdas, kurį, pavyzdžiui, demonstruoja technecio žvaigždės.

sprogimo banga ir neutrinų srovės neša materiją nuo mirštančios žvaigždės [ ] į tarpžvaigždinę erdvę. Vėliau ši supernovos medžiaga, vėsdama ir keliaujant erdvėje, gali susidurti su kitu kosminiu „laužu“ ir galbūt dalyvauti formuojantis naujoms žvaigždėms, planetoms ar palydovams.

Supernovos formavimosi metu vykstantys procesai vis dar tiriami ir kol kas šis klausimas nėra aiškus. Taip pat klausimas yra momentas, kas iš tikrųjų liko iš pirminės žvaigždės. Tačiau svarstomos dvi galimybės: neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės.

neutroninės žvaigždės

Yra žinoma, kad kai kuriose supernovose dėl stiprios gravitacijos supermilžino viduje elektronus sugeria atomo branduolys, kur jie, susilieję su protonais, sudaro neutronus. Šis procesas vadinamas neutronizacija. Elektromagnetinės jėgos, skiriančios šalia esančius branduolius, išnyksta. Žvaigždės šerdis dabar yra tankus atomo branduolių ir atskirų neutronų rutulys.

Tokios žvaigždės, žinomos kaip neutroninės žvaigždės, yra itin mažos – ne didesnės už didmiestį – ir turi neįsivaizduojamai didelį tankį. Mažėjant žvaigždės dydžiui (dėl kampinio impulso išsaugojimo) jų orbitos periodas tampa itin trumpas. Kai kurios neutroninės žvaigždės daro 600 apsisukimų per sekundę. Kai kuriems iš jų kampas tarp spinduliuotės vektoriaus ir sukimosi ašies gali būti toks, kad Žemė patenka į šios spinduliuotės suformuotą kūgį; šiuo atveju galima įrašyti spinduliavimo impulsą, kuris kartojasi laiko intervalais, lygiais žvaigždės sukimosi periodui. Tokios neutroninės žvaigždės buvo vadinamos „pulsarais“ ir tapo pirmosiomis atrastomis neutroninėmis žvaigždėmis.

Juodosios skylės

Ne visos žvaigždės, perėjusios supernovos sprogimo fazę, tampa neutroninėmis žvaigždėmis. Jei žvaigždės masė yra pakankamai didelė, tada tokios žvaigždės žlugimas tęsis, o patys neutronai pradės kristi į vidų, kol jos spindulys taps mažesnis už Schwarzschildo spindulį. Tada žvaigždė tampa juodąja skyle.

Juodųjų skylių egzistavimą numatė bendroji reliatyvumo teorija. Pagal šią teoriją,

Įvairių masių žvaigždžių evoliucija

Astronomai negali stebėti vienos žvaigždės gyvavimo nuo pradžios iki pabaigos, nes net trumpiausiai gyvenančios žvaigždės egzistuoja milijonus metų – ilgiau nei visos žmonijos gyvavimo laikas. Žvaigždžių fizinių savybių ir cheminės sudėties pokyčiai laikui bėgant, t.y. žvaigždžių evoliucija, astronomai tiria lygindami daugelio žvaigždžių charakteristikas skirtinguose evoliucijos etapuose.

Fiziniai modeliai, jungiantys stebimas žvaigždžių charakteristikas, atsispindi spalvų ir šviesumo diagramoje - Hertzsprung-Russell diagramoje, kurioje žvaigždės sudaro atskiras grupes - sekas: pagrindinė žvaigždžių seka, supermilžinų sekos, šviesūs ir silpni milžinai, submilžinai. , subnykštukai ir baltieji nykštukai.

Didžiąją savo gyvenimo dalį bet kuri žvaigždė yra vadinamojoje pagrindinėje spalvų ir šviesumo diagramos sekoje. Visi kiti žvaigždės evoliucijos etapai iki kompaktiško likučio susidarymo trunka ne daugiau kaip 10% šio laiko. Štai kodėl dauguma mūsų galaktikoje stebimų žvaigždžių yra kuklios raudonosios nykštukės, kurių masė yra mažesnė nei Saulė. Pagrindinė seka apima apie 90% visų stebimų žvaigždžių.

Žvaigždės gyvenimo trukmę ir tai, kuo ji virsta gyvenimo kelio pabaigoje, visiškai lemia jos masė. Žvaigždės, kurių masė didesnė už saulės masę, gyvena daug mažiau nei Saulė, o masyviausių žvaigždžių gyvenimo trukmė yra tik milijonai metų. Daugumos žvaigždžių gyvenimo trukmė yra apie 15 milijardų metų. Po to, kai žvaigždė išeikvoja savo energijos šaltinius, ji pradeda vėsti ir trauktis. Galutinis žvaigždžių evoliucijos produktas yra kompaktiški masyvūs objektai, kurių tankis yra daug kartų didesnis nei paprastų žvaigždžių.

Skirtingos masės žvaigždės patenka į vieną iš trijų būsenų: baltosios nykštukės, neutroninės žvaigždės arba juodosios skylės. Jei žvaigždės masė maža, tai gravitacinės jėgos yra santykinai silpnos ir žvaigždės suspaudimas (gravitacinis kolapsas) sustoja. Jis patenka į stabilią baltosios nykštukės būseną. Jei masė viršija kritinę vertę, suspaudimas tęsiamas. Esant labai dideliam tankiui, elektronai jungiasi su protonais ir sudaro neutronus. Netrukus beveik visa žvaigždė susideda tik iš neutronų ir turi tokį milžinišką tankį, kad labai mažame kelių kilometrų spindulio rutulyje susitelkia didžiulė žvaigždžių masė ir suspaudimas sustoja – susidaro neutroninė žvaigždė. Jeigu žvaigždės masė tokia didelė, kad net neutroninės žvaigždės susidarymas nesustabdo gravitacinio kolapso, tai paskutinė žvaigždės evoliucijos stadija bus juodoji skylė.