> Жизненият цикъл на звезда

Описание живот и смърт на звездите: еволюционни етапи със снимка, молекулярни облаци, протозвезда, T Телец, основна последователност, червен гигант, бяло джудже.

Всичко в този свят се развива. Всеки цикъл започва с раждането, растежа и завършва със смъртта. Разбира се, звездите имат тези цикли по специален начин. Нека си припомним например, че те имат по-голяма времева рамка и се измерват в милиони и милиарди години. Освен това смъртта им носи определени последици. Как изглежда жизнен цикъл на звездите?

Първият жизнен цикъл на звезда: Молекулни облаци

Да започнем с раждането на звезда. Представете си огромен облак от студен молекулен газ, който може лесно да съществува във Вселената без никакви промени. Но изведнъж свръхнова избухва недалеч от нея или се сблъсква с друг облак. Поради този тласък се активира процесът на унищожаване. Разделя се на малки части, всяка от които е изтеглена в себе си. Както вече разбрахте, всички тези гроздове се готвят да станат звезди. Гравитацията загрява температурата, а съхраненият импулс поддържа въртенето. Долната диаграма ясно показва цикъла на звездите (живот, етапи на развитие, опции за трансформация и смърт на небесно тяло със снимка).

Вторият жизнен цикъл на звезда:протозвезда

Материалът кондензира по-плътно, нагрява се и се отблъсква от гравитационния колапс. Такъв обект се нарича протозвезда, около който се образува диск от материал. Частта се привлича към обекта, увеличавайки неговата маса. Останалите отломки ще бъдат групирани и ще създадат планетарна система. По-нататъшното развитие на звездата зависи от масата.

Трети жизнен цикъл на звезда: T Телец

Когато материалът удари звезда, се освобождава огромно количество енергия. Новата звездна сцена е кръстена на прототипа T Taurus. Това е променлива звезда, разположена на 600 светлинни години (недалеч).

Може да достигне голяма яркост, защото материалът се разпада и освобождава енергия. Но в централната част няма достатъчно температура, за да поддържа ядрен синтез. Тази фаза продължава 100 милиона години.

Четвъртият жизнен цикъл на звезда:Основна последователност

В определен момент температурата на небесното тяло се повишава до необходимото ниво, активирайки ядрения синтез. Всички звезди преминават през това. Водородът се трансформира в хелий, освобождавайки огромен топлинен резерв и енергия.

Енергията се освобождава като гама лъчи, но поради бавното движение на звездата пада с дължина на вълната. Светлината се изтласква навън и се изправя срещу гравитацията. Можем да предположим, че тук е създаден перфектен баланс.

Колко дълго ще бъде тя в основната последователност? Трябва да започнете от масата на звездата. Червените джуджета (половината от слънчевата маса) са способни да изразходват стотици милиарди (трилиони) години за доставката на гориво. Средно звездите (като) живеят 10-15 милиарда. Но най-големите са на милиарди или милиони години. Вижте как изглежда еволюцията и смъртта на звезди от различни класове на диаграмата.

Пети жизнен цикъл на звезда:червен гигант

По време на процеса на топене водородът завършва и хелият се натрупва. Когато изобщо не остане водород, всички ядрени реакции спират и звездата започва да се свива поради гравитацията. Водородната обвивка около ядрото се нагрява и се запалва, което кара обекта да расте 1000-10000 пъти. В определен момент нашето Слънце ще повтори тази съдба, издигнало се до земната орбита.

Температурата и налягането достигат максимум и хелият се слива в въглерод. В този момент звездата се свива и престава да бъде червен гигант. С по-голяма масивност обектът ще изгори други тежки елементи.

Шестият жизнен цикъл на звезда:бяло джудже

Звезда със слънчева маса няма достатъчно гравитационно налягане, за да стопи въглерода. Следователно смъртта настъпва с края на хелия. Външните слоеве се изхвърлят и се появява бяло джудже. Отначало е горещо, но след стотици милиарди години ще изстине.

Всеки от нас поне веднъж в живота си е погледнал звездното небе. Някой погледна тази красота, изпитвайки романтични чувства, другият се опита да разбере откъде идва цялата тази красота. Животът в космоса, за разлика от живота на нашата планета, тече с различна скорост. Времето в космическото пространство живее по свои собствени категории, разстоянията и измеренията във Вселената са колосални. Рядко се замисляме за това, че еволюцията на галактиките и звездите непрекъснато се случва пред очите ни. Всеки обект в огромното пространство е следствие от определени физически процеси. Галактиките, звездите и дори планетите имат основни фази на развитие.

Нашата планета и всички ние зависим от нашето светило. Докога Слънцето ще ни радва със своята топлина, вдъхвайки живот на Слънчевата система? Какво ни очаква в бъдеще след милиони и милиарди години? В тази връзка е любопитно да научим повече за това какви са етапите в еволюцията на астрономическите обекти, откъде идват звездите и как завършва животът на тези прекрасни светила в нощното небе.

Произход, раждане и еволюция на звездите

Еволюцията на звездите и планетите, които обитават нашата галактика Млечен път и цялата Вселена, в по-голямата си част е добре разбрана. В космоса законите на физиката са непоклатими, които помагат да се разбере произхода на космическите обекти. В този случай е прието да се разчита на теорията за Големия взрив, която сега е доминираща доктрина за процеса на възникване на Вселената. Събитието, което разтърси Вселената и доведе до образуването на Вселената, е светкавично бързо по космическите стандарти. За космоса миговете минават от раждането на звезда до нейната смърт. Огромните разстояния създават илюзията за постоянство на Вселената. Звезда, която е пламнала в далечината, свети за нас от милиарди години, в който момент може вече да не съществува.

Теорията за еволюцията на галактиката и звездите е развитие на теорията за Големия взрив. Доктрината за раждането на звездите и появата на звездни системи се отличава с мащаба на случващото се и времевата рамка, която, за разлика от Вселената като цяло, може да се наблюдава от съвременните научни средства.

Изучавайки жизнения цикъл на звездите, можете да използвате примера на най-близкото до нас светило. Слънцето е една от стотиците трилиони звезди в нашето зрително поле. Освен това разстоянието от Земята до Слънцето (150 милиона км) предоставя уникална възможност за изследване на обекта, без да напуска Слънчевата система. Получената информация ще ни позволи да разберем подробно как са подредени другите звезди, колко бързо се изчерпват тези гигантски източници на топлина, какви са етапите на развитие на звездата и какъв ще бъде финалът на този брилянтен живот - тих и тъмен или искрящ, експлозивно.

След Големия взрив най-малките частици образуват междузвездни облаци, които се превръщат в "родилна болница" за трилиони звезди. Характерно е, че всички звезди се раждат по едно и също време в резултат на свиване и разширяване. Компресията в облаците от космически газ възникна под влиянието на собствената му гравитация и подобни процеси в нови звезди в съседство. Разширението е резултат от вътрешното налягане на междузвездния газ и от магнитните полета вътре в газовия облак. В този случай облакът свободно се въртеше около центъра на масата си.

Облаците от газ, образувани след експлозията, са 98% съставени от атомен и молекулен водород и хелий. Само 2% от този масив се падат на прах и твърди микроскопични частици. По-рано се смяташе, че в центъра на всяка звезда се намира ядрото от желязо, нагрято до температура от милион градуса. Именно този аспект обяснява гигантската маса на звездата.

При противопоставянето на физически сили преобладават силите на компресия, тъй като светлината, получена от освобождаването на енергия, не прониква в газовия облак. Светлината, заедно с част от освободената енергия, се разпространява навън, създавайки зона с температура под нулата и ниско налягане вътре в плътното натрупване на газ. Намирайки се в това състояние, космическият газ бързо се компресира, влиянието на силите на гравитационното привличане води до факта, че частиците започват да образуват звездна материя. Когато натрупването на газ е плътно, интензивното компресиране причинява образуване на звездни купове. Когато размерът на газовия облак е малък, компресията води до образуването на една звезда.

Кратко описание на случващото се е, че бъдещото светило преминава през два етапа – бързо и бавно компресиране до състояние на протозвезда. На прост и разбираем език, бързото свиване е падането на звездната материя към центъра на протозвездата. Бавното свиване се случва вече на фона на образувания център на протозвездата. През следващите стотици хиляди години новата формация намалява по размер, а плътността й се увеличава милиони пъти. Постепенно протозвездата става непрозрачна поради високата плътност на звездната материя и продължителната компресия задейства механизма на вътрешните реакции. Нарастването на вътрешното налягане и температури води до образуването на бъдеща звезда със собствен център на тежестта.

В това състояние протозвездата остава милиони години, като бавно отделя топлина и постепенно се свива, намалявайки по размер. В резултат на това се появяват контурите на нова звезда и плътността на нейната материя става сравнима с плътността на водата.

Средно плътността на нашата звезда е 1,4 kg / cm3 - почти същата като плътността на водата в соленото Мъртво море. В центъра Слънцето има плътност 100 kg/cm3. Звездната материя не е в течно състояние, а е под формата на плазма.

Под въздействието на огромно налягане и температура от приблизително 100 милиона K започват термоядрени реакции на водородния цикъл. Компресията спира, масата на обекта се увеличава, когато енергията на гравитацията се превръща в термоядрено изгаряне на водород. От този момент нататък новата звезда, излъчваща енергия, започва да губи маса.

Горната версия за образуването на звезда е просто примитивна схема, която описва началния етап на еволюция и раждането на звезда. Днес подобни процеси в нашата галактика и в цялата Вселена са практически незабележими поради интензивното изчерпване на звездния материал. В цялата съзнателна история на наблюденията на нашата Галактика са отбелязани само единични поява на нови звезди. В мащаба на Вселената тази цифра може да се увеличи стотици и хиляди пъти.

През по-голямата част от живота си протозвездите са скрити от човешкото око с черупка от прах. Излъчването от ядрото може да се наблюдава само в инфрачервения диапазон, което е единственият начин да се види раждането на звезда. Например, в мъглявината Орион през 1967 г. астрофизиците откриват нова звезда в инфрачервения диапазон, чиято радиационна температура е 700 градуса по Келвин. Впоследствие се оказа, че родното място на протозвездите са компактни източници, които са налични не само в нашата галактика, но и в други отдалечени от нас краища на Вселената. В допълнение към инфрачервеното лъчение, родните места на новите звезди са белязани от интензивни радиосигнали.

Процесът на изучаване и схемата на еволюцията на звездите

Целият процес на опознаване на звездите може да бъде разделен на няколко етапа. В самото начало трябва да определите разстоянието до звездата. Информацията за това колко далеч е звездата от нас, колко дълго идва светлината от нея, дава представа какво се е случило със звездата през цялото това време. След като човек се научи да измерва разстоянието до далечни звезди, стана ясно, че звездите са едни и същи слънца, само с различни размери и с различна съдба. Знаейки разстоянието до звездата, процесът на термоядрен синтез на звездата може да бъде проследен от нивото на светлина и количеството излъчена енергия.

След определяне на разстоянието до звездата е възможно с помощта на спектрален анализ да се изчисли химическият състав на звездата и да се установи нейната структура и възраст. Благодарение на появата на спектрографа, учените имаха възможност да изследват природата на светлината на звездите. Това устройство може да определя и измерва газовия състав на звездната материя, която звезда има на различни етапи от своето съществуване.

Изучавайки спектралния анализ на енергията на Слънцето и други звезди, учените стигнаха до заключението, че еволюцията на звездите и планетите има общи корени. Всички космически тела имат един и същ тип, подобен химичен състав и произхождат от една и съща материя, която се е появила в резултат на Големия взрив.

Звездната материя се състои от същите химични елементи (до желязо) като нашата планета. Разликата е само в броя на определени елементи и в процесите, протичащи на Слънцето и вътре в земния свод. Това е, което отличава звездите от другите обекти във Вселената. Произходът на звездите също трябва да се разглежда в контекста на друга физическа дисциплина, квантовата механика. Според тази теория материята, която определя звездната субстанция, се състои от постоянно делящи се атоми и елементарни частици, които създават свой собствен микрокосмос. В тази светлина структурата, съставът, структурата и еволюцията на звездите представляват интерес. Както се оказа, по-голямата част от нашата звезда и много други звезди представляват само два елемента - водород и хелий. Теоретичен модел, описващ структурата на звезда, ще позволи да се разбере тяхната структура и основната разлика от другите космически обекти.

Основната особеност е, че много обекти във Вселената имат определен размер и форма, докато звездата може да променя размера си, докато се развива. Горещият газ е комбинация от атоми, които са слабо свързани един с друг. Милиони години след образуването на звезда, повърхностният слой на звездната материя започва да се охлажда. Една звезда отделя по-голямата част от енергията си в космоса, намалявайки или увеличавайки размерите си. Преносът на топлина и енергия се осъществява от вътрешните области на звездата към повърхността, което влияе върху интензитета на излъчването. С други думи, една и съща звезда изглежда различно в различните периоди от своето съществуване. Термоядрените процеси, базирани на реакциите на водородния цикъл, допринасят за превръщането на леките водородни атоми в по-тежки елементи - хелий и въглерод. Според астрофизици и ядрени учени такава термоядрена реакция е най-ефективна по отношение на количеството отделена топлина.

Защо ядреният синтез на ядрото не завършва с експлозията на такъв реактор? Работата е там, че силите на гравитационното поле в него могат да задържат звездната материя в стабилизирания обем. От това можем да направим недвусмислено заключение: всяка звезда е масивно тяло, което запазва размера си поради баланса между силите на гравитацията и енергията на термоядрените реакции. Резултатът от този идеален естествен модел е източник на топлина, който може да работи дълго време. Предполага се, че първите форми на живот на Земята са се появили преди 3 милиарда години. Слънцето в онези далечни времена затопляше нашата планета по същия начин, както сега. Следователно нашата звезда не се е променила много, въпреки факта, че мащабът на излъчваната топлина и слънчева енергия е колосален - повече от 3-4 милиона тона всяка секунда.

Лесно е да се изчисли колко е отслабнала нашата звезда през годините на своето съществуване. Това ще бъде огромна цифра, но поради огромната си маса и висока плътност, такива загуби в мащаба на Вселената изглеждат незначителни.

Етапи на звездната еволюция

Съдбата на звездата зависи от първоначалната маса на звездата и нейния химичен състав. Докато основните запаси от водород са концентрирани в ядрото, звездата остава в така наречената главна последователност. Веднага след като има тенденция към увеличаване на размера на звездата, това означава, че основният източник за термоядрен синтез е изсъхнал. Започна дългото последно пътуване на трансформацията на небесното тяло.

Светилата, образувани във Вселената, първоначално са разделени на три най-често срещани типа:

• нормални звезди (жълти джуджета);
• звезди джуджета;
• гигантски звезди.

Звездите с ниска маса (джуджета) бавно изгарят своите водородни запаси и живеят живота си доста спокойно.

Такива звезди са мнозинството във Вселената и нашата звезда, жълто джудже, принадлежи към тях. С настъпването на старостта жълтото джудже се превръща в червен гигант или свръхгигант.

Въз основа на теорията за произхода на звездите, процесът на образуване на звезди във Вселената не е приключил. Най-ярките звезди в нашата галактика са не само най-големите в сравнение със Слънцето, но и най-младите. Астрофизиците и астрономите наричат ​​такива звезди сини супергиганти. В крайна сметка те ще посрещнат същата съдба, която преживяват трилиони други звезди. Първо, бързо раждане, брилянтен и пламенен живот, след което настъпва период на бавно затихване. Звездите с размерите на Слънцето имат дълъг жизнен цикъл, като са в главната последователност (в средата й).

Използвайки данни за масата на една звезда, можем да предположим нейния еволюционен път на развитие. Ясна илюстрация на тази теория е еволюцията на нашата звезда. Нищо не е постоянно. В резултат на термоядрен синтез водородът се превръща в хелий, следователно първоначалните му резерви се изразходват и намаляват. Някой ден, много скоро, тези резерви ще се изчерпят. Съдейки по факта, че нашето Слънце продължава да свети повече от 5 милиарда години, без да променя размера си, зрялата възраст на звезда все още може да продължи приблизително същия период.

Изчерпването на запасите от водород ще доведе до факта, че под въздействието на гравитацията ядрото на слънцето ще започне бързо да се свива. Плътността на ядрото ще стане много висока, в резултат на което термоядрените процеси ще се преместят към слоевете, съседни на ядрото. Такова състояние се нарича колапс, който може да бъде причинен от преминаването на термоядрени реакции в горните слоеве на звездата. В резултат на високо налягане започват термоядрени реакции с участието на хелий.

Запасите от водород и хелий в тази част на звездата ще стигнат за милиони години. Не след дълго изчерпването на запасите от водород ще доведе до увеличаване на интензитета на радиация, до увеличаване на размера на черупката и размера на самата звезда. В резултат на това нашето Слънце ще стане много голямо. Ако си представим тази картина след десетки милиарди години, тогава вместо ослепително ярък диск в небето ще виси горещ червен диск с гигантски размери. Червените гиганти са естествена фаза в еволюцията на една звезда, нейното преходно състояние в категорията на променливите звезди.

В резултат на такава трансформация разстоянието от Земята до Слънцето ще бъде намалено, така че Земята ще попадне в зоната на влияние на слънчевата корона и ще започне да се „пържи“ в нея. Температурата на повърхността на планетата ще се увеличи десетократно, което ще доведе до изчезване на атмосферата и изпаряване на водата. В резултат на това планетата ще се превърне в безжизнена скалиста пустиня.

Последните етапи на звездната еволюция

Достигайки фазата на червения гигант, нормалната звезда се превръща в бяло джудже под въздействието на гравитационните процеси. Ако масата на една звезда е приблизително равна на масата на нашето Слънце, всички основни процеси в нея ще протичат спокойно, без импулси и експлозивни реакции. Бялото джудже ще умре дълго време, изгаряйки до земята.

В случаите, когато звездата първоначално е имала маса, по-голяма от слънчевата маса с 1,4 пъти, бялото джудже няма да бъде последният етап. С голяма маса вътре в звездата, процесите на уплътняване на звездната материя започват на атомно, молекулярно ниво. Протоните се превръщат в неутрони, плътността на звездата се увеличава и размерът й бързо намалява.

Познатите на науката неутронни звезди имат диаметър 10-15 km. С толкова малък размер неутронната звезда има колосална маса. Един кубичен сантиметър звездна материя може да тежи милиарди тонове.

В случай, че първоначално сме имали работа със звезда с голяма маса, последният етап на еволюцията приема други форми. Съдбата на масивна звезда е черна дупка - обект с неизследвана природа и непредвидимо поведение. Огромната маса на звездата допринася за увеличаване на гравитационните сили, привеждайки в движение силите на компресия. Не е възможно да се спре този процес. Плътността на материята нараства, докато се превърне в безкрайност, образувайки единично пространство (теорията на относителността на Айнщайн). Радиусът на такава звезда в крайна сметка ще стане нула, превръщайки се в черна дупка в космоса. Щеше да има много повече черни дупки, ако в космоса по-голямата част от пространството беше заета от масивни и свръхмасивни звезди.

Трябва да се отбележи, че по време на трансформацията на червен гигант в неутронна звезда или в черна дупка, Вселената може да преживее уникален феномен - раждането на нов космически обект.

Раждането на свръхнова е най-впечатляващият последен етап в еволюцията на звездите. Тук действа естествен закон на природата: прекратяването на съществуването на едно тяло поражда нов живот. Периодът на такъв цикъл като раждането на свръхнова засяга главно масивни звезди. Отработените запаси от водород водят до факта, че хелият и въглеродът се включват в процеса на термоядрен синтез. В резултат на тази реакция налягането отново се повишава и в центъра на звездата се образува желязно ядро. Под въздействието на най-силните гравитационни сили центърът на масата се измества към централната част на звездата. Ядрото става толкова тежко, че не е в състояние да устои на собствената си гравитация. В резултат на това започва бързо разширяване на ядрото, което води до мигновена експлозия. Раждането на свръхнова е експлозия, ударна вълна от чудовищна сила, ярка светкавица в необятните простори на Вселената.

Трябва да се отбележи, че нашето Слънце не е масивна звезда, следователно такава съдба не го заплашва и нашата планета не трябва да се страхува от такъв финал. В повечето случаи експлозии на свръхнови се случват в далечни галактики, което е причината за тяхното доста рядко откриване.

Накрая

Еволюцията на звездите е процес, който се простира в продължение на десетки милиарди години. Нашето разбиране за протичащите процеси е просто математически и физически модел, теория. Земното време е само момент от огромен времеви цикъл, в който живее нашата Вселена. Можем само да наблюдаваме случилото се преди милиарди години и да гадаем с какво могат да се сблъскат бъдещите поколения земляни.

Ако имате въпроси - оставете ги в коментарите под статията. Ние или нашите посетители с удоволствие ще им отговорим.

Еволюция на звезди с различни маси

Астрономите не могат да наблюдават живота на една звезда от началото до края, защото дори и най-краткоживеещите звезди съществуват милиони години – по-дълго от живота на цялото човечество. Промени във времето във физическите характеристики и химичния състав на звездите, т.е. звездната еволюция, астрономите изучават, като сравняват характеристиките на много звезди на различни етапи от еволюцията.

Физическите модели, свързващи наблюдаваните характеристики на звездите, са отразени в диаграмата цвят-светимост - диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел, на която звездите образуват отделни групи - последователности: основната последователност от звезди, последователности от свръхгиганти, ярки и слаби гиганти, субгиганти , подджуджета и бели джуджета.

През по-голямата част от живота си всяка звезда е в така наречената главна последователност на диаграмата цвят-светимост. Всички останали етапи от еволюцията на звезда преди образуването на компактен остатък отнемат не повече от 10% от това време. Ето защо повечето от звездите, наблюдавани в нашата Галактика, са скромни червени джуджета с маса на Слънцето или по-малко. Основната последователност включва около 90% от всички наблюдавани звезди.

Продължителността на живота на звездата и в какво се превръща в края на жизнения си път се определя изцяло от нейната маса. Звездите с маса, по-голяма от слънчевата, живеят много по-малко от Слънцето, а животът на най-масивните звезди е само милиони години. За по-голямата част от звездите животът е около 15 милиарда години. След като звездата изчерпи източниците си на енергия, тя започва да се охлажда и свива. Крайният продукт от еволюцията на звездите са компактни масивни обекти, чиято плътност е многократно по-голяма от тази на обикновените звезди.

Звездите с различни маси се озовават в едно от трите състояния: бели джуджета, неутронни звезди или черни дупки. Ако масата на звездата е малка, тогава гравитационните сили са относително слаби и компресията на звездата (гравитационният колапс) спира. Навлиза в стабилно състояние на бяло джудже. Ако масата надвиши критична стойност, компресията продължава. При много висока плътност електроните се комбинират с протони, за да образуват неутрони. Скоро почти цялата звезда се състои само от неутрони и има толкова огромна плътност, че огромна звездна маса се концентрира в много малка топка с радиус от няколко километра и компресията спира - образува се неутронна звезда. Ако масата на звездата е толкова голяма, че дори образуването на неутронна звезда не спира гравитационния колапс, тогава последният етап в еволюцията на звездата ще бъде черна дупка.

Той заема точка в горния десен ъгъл: има висока осветеност и ниска температура. Основното излъчване се появява в инфрачервения диапазон. До нас достига радиация от студената прахова обвивка. В процеса на еволюция позицията на звездата на диаграмата ще се промени. Единственият източник на енергия на този етап е гравитационното свиване. Следователно звездата се движи доста бързо успоредно на оста y.

Температурата на повърхността не се променя, но радиусът и осветеността намаляват. Температурата в центъра на звездата се повишава, достигайки стойност, при която започват реакциите с леки елементи: литий, берилий, бор, които бързо изгарят, но успяват да забавят компресията. Трасето се върти успоредно на оста y, температурата на повърхността на звездата се повишава, а светимостта остава почти постоянна. Накрая в центъра на звездата започват реакциите на образуване на хелий от водород (изгаряне на водород). Звездата влиза в главната последователност.

Продължителността на началния етап се определя от масата на звездата. За звезди като Слънцето това е около 1 милион години, за звезда с маса 10 М☉ около 1000 пъти по-малък, а за звезда с маса 0,1 М☉ хиляди пъти повече.

Млади звезди с ниска маса

В началото на своята еволюция звездата с ниска маса има лъчисто ядро ​​и конвективна обвивка (фиг. 82, I).

На етапа на основната последователност звездата свети поради освобождаването на енергия в ядрените реакции на превръщането на водорода в хелий. Доставянето на водород осигурява светимост на звезда с маса 1 М☉ Приблизително в рамките на 10 10 години. Звездите с по-голяма маса консумират водород по-бързо: например звезда с маса 10 М☉ ще изразходва водорода за по-малко от 10 7 години (светимостта е пропорционална на четвъртата степен на маса).

звезди с ниска маса

Тъй като водородът изгаря, централните области на звездата са силно компресирани.

Звезди с голяма маса

След влизане в главната последователност еволюцията на звезда с голяма маса (>1,5 М☉) се определя от условията на изгаряне на ядрено гориво във вътрешността на звездата. На етапа на основната последователност това е изгарянето на водород, но за разлика от звездите с ниска маса, реакциите на цикъла въглерод-азот доминират в ядрото. В този цикъл атомите C и N играят ролята на катализатори. Скоростта на освобождаване на енергия в реакциите на такъв цикъл е пропорционална на T 17 . Следователно в ядрото се образува конвективно ядро, заобиколено от зона, в която се извършва пренос на енергия чрез излъчване.

Яркостта на звездите с голяма маса е много по-висока от светимостта на Слънцето, а водородът се изразходва много по-бързо. Това се дължи на факта, че температурата в центъра на такива звезди също е много по-висока.

Тъй като съотношението на водорода в веществото на конвективното ядро ​​намалява, скоростта на освобождаване на енергия намалява. Но тъй като скоростта на освобождаване се определя от осветеността, ядрото започва да се свива и скоростта на освобождаване на енергия остава постоянна. В същото време звездата се разширява и преминава в областта на червените гиганти.

звезди с ниска маса

Докато водородът е напълно изгорен, в центъра на звезда с ниска маса се образува малко хелиево ядро. В ядрото плътността и температурата на материята достигат съответно 10 9 kg/m и 10 8 K. Изгарянето на водород става на повърхността на ядрото. С повишаване на температурата в ядрото скоростта на горене на водорода се увеличава и светимостта се увеличава. Сияещата зона постепенно изчезва. И поради увеличаването на скоростта на конвективните потоци, външните слоеве на звездата набъбват. Размерът и яркостта й се увеличават – звездата се превръща в червен гигант (фиг. 82, II).

Звезди с голяма маса

Когато водородът на звезда с голяма маса е напълно изчерпан, в ядрото започва тройна хелиева реакция и в същото време реакцията на образуване на кислород (3He => C и C + He => 0). В същото време водородът започва да гори на повърхността на хелиевото ядро. Появява се източникът на първия слой.

Запасът от хелий се изчерпва много бързо, тъй като при описаните реакции при всеки елементарен акт се отделя сравнително малко енергия. Картината се повтаря и в звездата се появяват два слоя източника и реакцията C + C => Mg започва в ядрото.

Еволюционният път в този случай се оказва много сложен (фиг. 84). В диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел звездата се движи по последователността от гиганти или (с много голяма маса в областта на свръхгиганта) периодично се превръща в цефей.

Стари звезди с ниска маса

В звезда с ниска маса в крайна сметка скоростта на конвективния поток на някакво ниво достига втората космическа скорост, черупката се отделя и звездата се превръща в бяло джудже, заобиколено от планетарна мъглявина.

Еволюционният път на звезда с ниска маса на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел е показан на фигура 83.

Смърт на звезди с голяма маса

В края на еволюцията звездата с голяма маса има много сложна структура. Всеки слой има собствен химичен състав, ядрените реакции протичат в няколко слоя източника, а в центъра се образува желязна сърцевина (фиг. 85).

Ядрените реакции с желязо не протичат, тъй като изискват изразходване (а не освобождаване) на енергия. Следователно желязната сърцевина бързо се компресира, температурата и плътността в нея се увеличават, достигайки фантастични стойности - температура от 10 9 K и налягане от 10 9 kg / m 3. материал от сайта

В този момент започват два най-важни процеса, протичащи в ядрото едновременно и много бързо (очевидно за минути). Първата е, че по време на сблъсъка на ядрата атомите на желязото се разпадат на 14 хелиеви атома, втората е, че електроните се „притискат“ в протони, образувайки неутрони. И двата процеса са свързани с усвояването на енергия и температурата в сърцевината (също и налягането) спада моментално. Външните слоеве на звездата започват да падат към центъра.

Падането на външните слоеве води до рязко повишаване на температурата в тях. Водородът, хелият, въглеродът започват да горят. Това е придружено от мощен поток от неутрони, който идва от централното ядро. В резултат на това се получава мощна ядрена експлозия, изхвърляща външните слоеве на звездата, които вече съдържат всички тежки елементи, до калифорний. Според съвременните възгледи всички атоми на тежки химични елементи (т.е. по-тежки от хелия) са се образували във Вселената именно при изригвания

В началото на 20-ти век Херцшпрунг и Ръсел начертават различни звезди върху диаграмата "Абсолютна величина" - "спектрален клас" и се оказва, че повечето от тях са групирани по тясна крива. По-късно тази диаграма (сега наричана диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел) се оказва ключът към разбирането и изучаването на процесите, протичащи вътре в звездата.

Диаграмата дава възможност (макар и не много точно) да се намери абсолютната стойност на спектралния тип. Особено за спектрални класове O-F. За по-късните класове това се усложнява от необходимостта да се направи избор между гигант и джудже. Въпреки това, някои разлики в интензивността на някои линии ни позволяват уверено да направим този избор.

Повечето от звездите (около 90%) са разположени на диаграмата по протежение на дълга тясна ивица, наречена основна последователност. Тя се простира от горния ляв ъгъл (от сините супергиганти) до долния десен ъгъл (до червените джуджета). Звездите от главната последователност включват Слънцето, чиято яркост се приема за единица.

Точките, съответстващи на гиганти и свръхгиганти, са разположени над основната последователност вдясно, а тези, съответстващи на белите джуджета, са в долния ляв ъгъл, под основната последователност.

Сега стана ясно, че звездите от основната последователност са нормални звезди, подобни на Слънцето, в които водородът се изгаря в термоядрени реакции. Основната последователност е поредица от звезди с различни маси.Най-големите по маса звезди се намират в горната част на главната последователност и са сини гиганти. Звездите с най-малка маса са джуджетата. Те са разположени в долната част на основната последователност. Успоредно на основната последователност, но малко под нея, се намират подджуджета. Те се различават от звездите от основната последователност по по-ниското си съдържание на метал.

Една звезда прекарва по-голямата част от живота си в главната последователност. През този период неговият цвят, температура, осветеност и други параметри почти не се променят. Но преди звездата да достигне това стабилно състояние, докато все още е в състояние на протозвезда, тя е червена и за кратко време по-светеща, отколкото би била в основната последователност.

Звездите с голяма маса (супергиганти) изразходват щедро енергията си и еволюцията на такива звезди продължава само стотици милиони години. Следователно сините супергиганти са млади звезди.

Етапите на звездната еволюция след главната последователност също са кратки. В този случай типичните звезди стават червени гиганти, а много масивните звезди стават червени свръхгиганти. Звездата бързо нараства по размер и нейната яркост се увеличава. Именно тези фази на еволюция са отразени в диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел.

Всяка звезда прекарва около 90% от живота си в главната последователност. През този период основните източници на енергия за звездата са термоядрените реакции на превръщането на водорода в хелий в нейния център. След като изчерпва този източник, звездата се премества в региона на гигантите, където прекарва около 10% от живота си. По това време основният източник на освобождаване на звездна енергия е превръщането на водорода в хелий в слоя около плътното хелиево ядро. Това т.нар сцена на червения гигант.

Раждането на звездите

Еволюцията на звезда започва в гигантски молекулен облак, наричан още звездна люлка, в който в резултат на гравитационна нестабилност започва да нараства първичната флуктуация на плътността. Повечето от "празното" пространство в галактиката всъщност съдържа между 0,1 и 1 молекула на cm3. Молекулен облак, от друга страна, има плътност от около милион молекули на cm³. Масата на такъв облак надвишава масата на Слънцето със 100 000-10 000 000 пъти поради неговия размер: от 50 до 300 светлинни години в диаметър.

По време на колапса молекулярният облак се разделя на части, образувайки все по-малки и по-малки бучки. Фрагменти с маса по-малка от ~100 слънчеви маси са способни да образуват звезда. В такива образувания газът се нагрява при свиване поради освобождаването на гравитационна потенциална енергия и облакът се превръща в протозвезда, превръщайки се във въртящ се сферичен обект.

Звездите в началния етап от тяхното съществуване, като правило, са скрити от погледа в плътен облак от прах и газ. Често силуетите на такива звездообразуващи пашкули могат да се наблюдават на фона на ярка радиация от околния газ. Такива образувания се наричат ​​глобули на Бок.

Много малка част от протозвездите не достигат температура, достатъчна за реакции на термоядрен синтез. Такива звезди се наричат ​​"кафяви джуджета", тяхната маса не надвишава една десета от слънцето. Такива звезди умират бързо, като постепенно се охлаждат в продължение на няколкостотин милиона години. В някои от най-масивните протозвезди температурата поради силна компресия може да достигне 10 милиона K, което прави възможно сливането на хелий от водород. Такава звезда започва да свети. Началото на термоядрени реакции установява хидростатично равновесие, предотвратявайки ядрото от по-нататъшен гравитационен колапс. Освен това звездата може да съществува в стабилно състояние.

Началният етап от еволюцията на звездите

На диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел, появяващата се звезда заема точка в горния десен ъгъл: има висока осветеност и ниска температура. Основното излъчване се появява в инфрачервения диапазон. До нас достига радиация от студената прахова обвивка. В процеса на еволюция позицията на звездата на диаграмата ще се промени. Единственият източник на енергия на този етап е гравитационното свиване. Следователно звездата се движи доста бързо успоредно на оста y.

Температурата на повърхността не се променя, но радиусът и осветеността намаляват. Температурата в центъра на звездата се повишава, достигайки стойност, при която започват реакциите с леки елементи: литий, берилий, бор, които бързо изгарят, но успяват да забавят компресията. Пистата се върти успоредно на оста y, температурата на повърхността на звездата се повишава, а светимостта остава почти постоянна. Накрая в центъра на звездата започват реакциите на образуване на хелий от водород (изгаряне на водород). Звездата влиза в главната последователност.

Продължителността на началния етап се определя от масата на звездата. За звезди като Слънцето това е около 1 милион години, за звезда с маса 10 M ☉ около 1000 пъти по-малък, а за звезда с маса 0,1 М ☉ хиляда пъти повече.

Етап на основната последователност

На етапа на основната последователност звездата свети поради освобождаването на енергия в ядрените реакции на превръщането на водорода в хелий. Доставката на водород осигурява светимост на звезда с маса 1M ☉ за около 10 10 години. Звездите с по-голяма маса консумират водород по-бързо: например звезда с маса 10 М ☉ ще изразходва водорода за по-малко от 10 7 години (светимостта е пропорционална на четвъртата степен на масата).

звезди с ниска маса

Тъй като водородът изгаря, централните области на звездата са силно компресирани.

Звезди с голяма маса

След влизане в главната последователност еволюцията на звезда с голяма маса (>1,5 M ☉ ) се определя от условията на изгаряне на ядрено гориво във вътрешността на звездата. На етапа на основната последователност това е изгарянето на водород, но за разлика от звездите с ниска маса, реакциите на цикъла въглерод-азот доминират в ядрото. В този цикъл атомите C и N играят ролята на катализатори. Скоростта на освобождаване на енергия в реакциите на такъв цикъл е пропорционална на T 17 . Следователно в ядрото се образува конвективно ядро, заобиколено от зона, в която се осъществява пренос на енергия чрез излъчване.

Яркостта на звездите с голяма маса е много по-висока от светимостта на Слънцето, а водородът се изразходва много по-бързо. Това се дължи на факта, че температурата в центъра на такива звезди също е много по-висока.

Тъй като съотношението на водорода в веществото на конвективното ядро ​​намалява, скоростта на освобождаване на енергия намалява. Но тъй като скоростта на освобождаване се определя от осветеността, ядрото започва да се свива и скоростта на освобождаване на енергия остава постоянна. В същото време звездата се разширява и преминава в областта на червените гиганти.

Етап на звездна зрялост

звезди с ниска маса

Докато водородът е напълно изгорен, в центъра на звезда с ниска маса се образува малко хелиево ядро. В ядрото плътността на материята и температурата достигат стойности съответно от 10 9 kg/m 3 и 10 8 K. Изгарянето на водород става на повърхността на ядрото. С повишаване на температурата в ядрото скоростта на горене на водорода се увеличава и светимостта се увеличава. Сияещата зона постепенно изчезва. И поради увеличаването на скоростта на конвективните течения, външните слоеве на звездата набъбват. Размерът и яркостта му се увеличават - звездата се превръща в червен гигант.

Звезди с голяма маса

Когато водородът на звезда с голяма маса е напълно изчерпан, в ядрото започва тройна хелиева реакция и едновременно с това реакцията на производство на кислород (3He=>C и C+He=>O). В същото време водородът започва да гори на повърхността на хелиевото ядро. Появява се източникът на първия слой.

Запасът от хелий се изчерпва много бързо, тъй като при описаните реакции при всеки елементарен акт се отделя сравнително малко енергия. Картината се повтаря и в звездата се появяват два слоя източника и реакцията C + C => Mg започва в ядрото.

В същото време еволюционният път се оказва много сложен. В диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел звездата се движи по поредица от гиганти или (за много големи маси в областта на свръхгиганта) периодично се превръща в цефеида.

Последните етапи на звездната еволюция

Стари звезди с ниска маса

В звезда с ниска маса в крайна сметка скоростта на конвективния поток на някакво ниво достига втората космическа скорост, черупката се разпада и звездата се превръща в бяло джудже, заобиколено от планетарна мъглявина.

Смърт на звезди с голяма маса

В края на еволюцията си звезда с голяма маса има много сложна структура. Всеки слой има собствен химичен състав, ядрените реакции протичат в няколко източника на слоя, а в центъра се образува желязна сърцевина.

Ядрените реакции с желязо не протичат, тъй като те изискват разход (а не освобождаване) на енергия. Следователно желязната сърцевина бързо се компресира, температурата и плътността в нея се увеличават, достигайки фантастични стойности - температура от 10 9 K и плътност от 10 9 kg/m3.

В този момент започват два най-важни процеса, протичащи в ядрото едновременно и много бързо (очевидно за минути). Първият е, че по време на ядрени сблъсъци атомите на желязото се разпадат на 14 хелиеви атома, вторият е, че електроните се „притискат“ в протони, образувайки неутрони. И двата процеса са свързани с усвояването на енергия и температурата в ядрото (също и налягането) спада моментално. Външните слоеве на звездата започват да падат към центъра.

Падането на външните слоеве води до рязко повишаване на температурата в тях. Водородът, хелият, въглеродът започват да горят. Това е придружено от мощен поток от неутрони, който идва от централното ядро. В резултат на това се получава мощна ядрена експлозия, изхвърляща външните слоеве на звездата, които вече съдържат всички тежки елементи, до калифорний. Според съвременните възгледи всички атоми на тежки химически елементи (т.е. по-тежки от хелия) са се образували във Вселената именно при експлозии на свръхнови. В зависимост от масата на експлодиралата звезда, на мястото на експлодиралата свръхнова остава или неутронна звезда, или черна дупка.