Еволюция на звездите различни пътища на развитие. Последните етапи на еволюцията на звездите
Въпреки че звездите изглеждат вечни в човешкия времеви мащаб, те, както всички неща в природата, се раждат, живеят и умират. Според общоприетата хипотеза за облак от газ и прах, звездата се ражда в резултат на гравитационно компресиране на междузвезден облак от газ и прах. Тъй като такъв облак става по-плътен, той първо се образува протозвезда,температурата в центъра му непрекъснато се повишава, докато достигне границата, необходима за скоростта на топлинното движение на частиците да надхвърли прага, след което протоните са в състояние да преодолеят макроскопичните сили на взаимно електростатично отблъскване ( см.закон на Кулон) и влизат в реакция на термоядрен синтез ( см.Ядрен разпад и синтез).
В резултат на многоетапна реакция на термоядрен синтез на четири протона, в крайна сметка се образува хелиево ядро (2 протона + 2 неутрона) и се освобождава цял фонтан от различни елементарни частици. В крайното състояние общата маса на образуваните частици по-малкомасите на четирите първоначални протона, което означава, че по време на реакцията се освобождава свободна енергия ( см.Теория на относителността). Поради това вътрешното ядро на новородена звезда бързо се затопля до ултрависоки температури и излишната й енергия започва да се пръска към по-малко горещата повърхност - и навън. В същото време налягането в центъра на звездата започва да се увеличава ( см.Уравнението на състоянието на идеален газ). По този начин, чрез „изгаряне“ на водород в процеса на термоядрена реакция, звездата не позволява на силите на гравитационното привличане да се компресират до свръхплътно състояние, противодействайки на гравитационния колапс с непрекъснато обновяващо се вътрешно топлинно налягане, което води до стабилна енергия баланс. Твърди се, че звездите в стадия на активно изгаряне на водород са в „главната фаза“ на своя жизнен цикъл или еволюция ( см.диаграма на Херцшпрунг-Ръсел). Превръщането на един химичен елемент в друг вътре в звезда се нарича ядрен синтезили нуклеосинтеза.
По-специално, Слънцето е в активен етап на изгаряне на водород в процеса на активен нуклеосинтез от около 5 милиарда години, а запасите от водород в ядрото за неговото продължаване трябва да са достатъчни за нашето светило за още 5,5 милиарда години. Колкото по-масивна е звездата, толкова повече водородно гориво има, но за да противодейства на силите на гравитационния колапс, тя трябва да изгаря водород със скорост, която надвишава скоростта на нарастване на запасите от водород с увеличаване на масата на звездата. По този начин, колкото по-масивна е звездата, толкова по-кратък е нейният живот, определен от изчерпването на запасите от водород, а най-големите звезди буквално изгарят за "някои" десетки милиона години. Най-малките звезди, от друга страна, живеят комфортно стотици милиарди години. И така, според тази скала нашето Слънце принадлежи към „силните средни селяни“.
Рано или късно обаче всяка звезда ще изразходва целия наличен водород за изгаряне в нейната термоядрена пещ. Какво следва? Зависи и от масата на звездата. Слънцето (и всички звезди с маса, по-малка от осем пъти) завършват живота си по много банален начин. С изчерпването на запасите от водород във вътрешността на звездата започват да надделяват силите на гравитационно свиване, които търпеливо чакат този час от момента на раждането на звездата - и под тяхно влияние звездата започва да се свива и кондензира. Този процес има двоен ефект: температурата в слоевете непосредствено около ядрото на звездата се повишава до ниво, при което съдържащият се там водород най-накрая влиза в реакция на синтез с образуването на хелий. В същото време температурата в самото ядро, което сега се състои практически от един хелий, се повишава толкова много, че самият хелий - вид "пепел" от разлагащата се първична реакция на нуклеосинтеза - влиза в нова реакция на термоядрен синтез: един въглерод ядрото се образува от три хелиеви ядра. Този процес на вторична реакция на термоядрен синтез, захранван от продуктите на първичната реакция, е един от ключовите моменти в жизнения цикъл на звездите.
При вторичното изгаряне на хелий в ядрото на звезда се отделя толкова много енергия, че звездата започва буквално да се раздува. По-специално, обвивката на Слънцето на този етап от живота ще се разшири отвъд орбитата на Венера. В този случай общата енергия на излъчване на звездата остава приблизително на същото ниво, както по време на основната фаза от нейния живот, но тъй като тази енергия сега се излъчва през много по-голяма повърхност, външният слой на звездата се охлажда до червено част от спектъра. Звездата се превръща в червен гигант.
За звезди като Слънцето, след изчерпване на горивото, което захранва вторичната реакция на нуклеосинтеза, отново настъпва етапът на гравитационен колапс - този път последният. Температурата вътре в ядрото вече не е в състояние да се повиши до нивото, необходимо за започване на следващото ниво на синтез. Следователно звездата се свива, докато силите на гравитационното привличане се балансират от следващата силова бариера. В ролята си е изродено налягане на електронния газ(см.лимит на Чандрасекар). Електроните, които до този етап са играли ролята на безработни статисти в еволюцията на звездата, не участват в реакциите на ядрен синтез и свободно се движат между ядрата, които са в процес на синтез, на определен етап на компресия, те са лишени на „жизнено пространство“ и започват да „се съпротивляват“ на по-нататъшното гравитационно свиване на звездата. Състоянието на звездата се стабилизира и тя се превръща в изродена бяло джудже,който ще излъчва остатъчна топлина в пространството, докато се охлади напълно.
Звезди, по-масивни от Слънцето, очакват много по-зрелищен край. След изгарянето на хелия, тяхната маса по време на компресията е достатъчна, за да загрее ядрото и обвивката до температурите, необходими за започване на следващите реакции на нуклеосинтеза - въглерод, след това силиций, магнезий - и така нататък, докато ядрените маси нарастват. В същото време, в началото на всяка нова реакция в ядрото на звездата, предишната продължава в нейната обвивка. Всъщност всички химични елементи, до желязото, които изграждат Вселената, са се образували именно в резултат на нуклеосинтеза в недрата на умиращи звезди от този тип. Но желязото е границата; не може да служи като гориво за ядрен синтез или реакции на разпадане при каквато и да е температура и налягане, тъй като както разпадането му, така и добавянето на допълнителни нуклони към него изискват приток на външна енергия. В резултат на това масивна звезда постепенно натрупва желязно ядро в себе си, което не може да служи като гориво за по-нататъшни ядрени реакции.
Веднага след като температурата и налягането вътре в ядрото достигнат определено ниво, електроните започват да взаимодействат с протоните на железните ядра, което води до образуването на неутрони. И за много кратък период от време - някои теоретици смятат, че това отнема няколко секунди - електроните, свободни през предишната еволюция на звездата, буквално се разтварят в протоните на железните ядра, цялата материя на ядрото на звездата се превръща в непрекъсната куп неутрони и започва бързо да се свива в гравитационен колапс, тъй като налягането на изродения електронен газ, който му се противопоставя, пада до нула. Външната обвивка на звездата, изпод която е избита всяка опора, се срутва към центъра. Енергията на сблъсъка на колабиралата външна обвивка с неутронното ядро е толкова висока, че тя отскача с голяма скорост и се разпръсква във всички посоки от ядрото - и звездата буквално експлодира в ослепителна светкавица свръхнова звезди. За няколко секунди, по време на експлозия на свръхнова, повече енергия може да бъде освободена в космоса, отколкото всички звезди на галактиката, взети заедно за същото време.
След експлозия на свръхнова и разширяване на обвивката при звезди с маса от порядъка на 10-30 слънчеви маси, продължаващият гравитационен колапс води до образуването на неутронна звезда, чието вещество се компресира, докато започне да се самообразува чувствах налягане на изродени неутрони -с други думи, сега неутроните (точно както електроните по-рано) започват да се съпротивляват на по-нататъшно компресиране, което изисква себе сижилищно пространство. Това обикновено се случва, когато звездата достигне размер от около 15 km в диаметър. В резултат на това се образува бързо въртяща се неутронна звезда, излъчваща електромагнитни импулси с честотата на своето въртене; такива звезди се наричат пулсари.И накрая, ако масата на ядрото на звездата надвишава 30 слънчеви маси, нищо не може да спре по-нататъшния й гравитационен колапс и в резултат на експлозия на свръхнова,
Масова звезда T☼ и радиусът R може да се характеризира с неговата потенциална енергия E . потенциалили гравитационна енергияна една звезда се нарича работата, която трябва да бъде изразходвана, за да се разпръсне материята на една звезда до безкрайност. Обратно, тази енергия се освобождава, когато звездата се свие, т.е. като радиусът му намалява. Стойността на тази енергия може да се изчисли по формулата:
Потенциалната енергия на Слънцето е: E ☼ = 5,9∙10 41 J.
Теоретично изследване на процеса на гравитационно свиване на звезда показа, че звездата излъчва приблизително половината от потенциалната си енергия, докато другата половина се изразходва за повишаване на температурата на нейната маса до приблизително десет милиона келвина. Лесно е обаче да се уверим, че Слънцето би излъчило тази енергия за 23 милиона години. Така че гравитационното свиване може да бъде източник на енергия за звездите само на някои доста кратки етапи от тяхното развитие.
Теорията за термоядрения синтез е формулирана през 1938 г. от немските физици Карл Вайцзакер и Ханс Бете. Предпоставката за това беше, на първо място, определянето през 1918 г. от Ф. Астън (Англия) на масата на атома на хелия, която е равна на 3,97 маси на атома на водорода , второ, идентифицирането през 1905 г. на връзката между телесното тегло Tи неговата енергия дпод формата на формулата на Айнщайн:
където c е скоростта на светлината, трето, откритието през 1929 г., че поради ефекта на тунела две еднакво заредени частици (два протона) могат да се доближат на разстояние, където силата на привличане ще бъде по-голяма, а също и откритието през 1932 г. позитрон e + и неутрон p.
Първата и най-ефективна от реакциите на термоядрен синтез е образуването на четири протона p от ядрото на атома на хелия по схемата:
Тук е важно какво се случва тук. масов дефект:масата на едно хелиево ядро е 4,00389 a.m.u., докато масата на четири протона е 4,03252 a.m.u. Използвайки формулата на Айнщайн, изчисляваме енергията, която се отделя при образуването на едно хелиево ядро:
Лесно е да се изчисли, че ако Слънцето в началния етап на развитие се състоеше само от водород, тогава превръщането му в хелий би било достатъчно за съществуването на Слънцето като звезда с текуща загуба на енергия от около 100 милиарда години. Всъщност говорим за "изгаряне" на около 10% водород от най-дълбоките вътрешности на звездата, където температурата е достатъчна за реакции на синтез.
Реакциите на синтез на хелий могат да протичат по два начина. Първият се нарича pp-цикъл,второ - ОТ БЕЗ цикъл.И в двата случая, два пъти във всяко хелиево ядро, протонът се превръща в неутрон по схемата:
,
където V- неутрино.
Таблица 1 показва средното време на всяка от реакциите на термоядрен синтез, интервалът, през който броят на първоначалните частици ще намалее с дведнъж.
Таблица 1. Реакции на синтез на хелий.
Ефективността на реакциите на синтез се характеризира с мощността на източника, количеството енергия, което се отделя на единица маса вещество за единица време. От теорията следва, че
, като има предвид, че . Температурна граница T,над които главната роля ще се играе не pp-,а CNO цикъл, се равнява на 15∙10 6 K. В недрата на Слънцето основна роля ще играят пп-цикъл. Именно защото първата от неговите реакции има много дълго характерно време (14 милиарда години), Слънцето и подобни звезди изминават еволюционния си път за около десет милиарда години. За по-масивните бели звезди това време е десетки и стотици пъти по-кратко, тъй като характерното време на основните реакции е много по-кратко CNO-цикъл.Ако температурата във вътрешността на една звезда, след изчерпването на водорода там, достигне стотици милиони келвини, а това е възможно за звезди с маса T>1,2m ☼ , тогава реакцията на превръщане на хелий във въглерод става източник на енергия съгласно схемата:
. Изчислението показва, че звездата ще изразходва запасите от хелий за приблизително 10 милиона години. Ако масата му е достатъчно голяма, ядрото продължава да се свива и при температури над 500 милиона градуса стават възможни реакции на синтез на по-сложни атомни ядра по схемата: 
При по-високи температури протичат следните реакции:
и т.н. до образуването на железни ядра. Това са реакции екзотермичен,в резултат на протичането им се отделя енергия.
Както знаем, енергията, която една звезда излъчва в околното пространство, се освобождава във вътрешността й и постепенно се просмуква към повърхността на звездата. Този трансфер на енергия през дебелината на материята на звездата може да се извърши по два механизма: лъчист трансферили конвекция.
В първия случай говорим за многократно поглъщане и повторно излъчване на кванти. Всъщност по време на всеки такъв акт се извършва разделяне на кванти, следователно вместо твърди γ-кванти, които възникват по време на термоядрен синтез в недрата на звезда, милиони нискоенергийни кванти достигат нейната повърхност. В този случай законът за запазване на енергията е изпълнен.
В теорията на преноса на енергия се въвежда понятието дължина на свободния път на квант с определена честота υ. Лесно се вижда, че в условията на звездна атмосфера дължината на свободния път на кванта не надвишава няколко сантиметра. А времето на изтичане на енергийни кванти от центъра на звездата към повърхността й се измерва в милиони години.Във вътрешността на звездите обаче могат да възникнат условия, при които такова лъчисто равновесие се нарушава. По същия начин водата се държи в съд, който се нагрява отдолу. За известно време течността е в състояние на равновесие тук, тъй като молекулата, получила излишък от енергия директно от дъното на съда, успява да прехвърли част от енергията поради сблъсъци към други молекули, които са по-високи. Така в съда се установява определен температурен градиент от дъното му до горния ръб. С течение на времето обаче скоростта, с която молекулите могат да пренасят енергия нагоре чрез сблъсъци, става по-малка от скоростта на пренос на топлина отдолу. Настъпва кипене - пренос на топлина чрез директно движение на вещество.
Звездите, както знаете, получават енергията си от реакции на термоядрен синтез и рано или късно всяка звезда има момент, в който термоядреното гориво свършва. Колкото по-голяма е масата на една звезда, толкова по-бързо тя изгаря всичко, което може, и преминава към последния етап от своето съществуване. По-нататъшните събития могат да се развият по различни сценарии, кой от тях - първо зависи отново от масата.
В момента, когато водородът в центъра на звездата "изгаря", в него се отделя хелиево ядро, което се свива и освобождава енергия. В бъдеще в него могат да започнат реакции на изгаряне на хелий и последващи елементи (виж по-долу). Външните слоеве се увеличават многократно под въздействието на повишено налягане, идващо от нагрятото ядро, звездата се превръща в червен гигант.
В зависимост от масата на звездата в нея могат да протичат различни реакции. Това определя какъв състав ще има звездата до момента, в който синтезът избледнее.
бели джуджета
За звезди с маси до около 10 MC, ядрото тежи по-малко от 1,5 MC. След завършване на термоядрените реакции налягането на радиацията спира и ядрото започва да се свива под въздействието на гравитацията. Той се компресира, докато налягането на изродения електронен газ, поради принципа на Паули, започне да пречи. Външните слоеве се отделят и разсейват, образувайки планетарна мъглявина. Първата такава мъглявина е открита от френския астроном Чарлз Месие през 1764 г. и е каталогизирана като M27.
Това, което излиза от ядрото, се нарича бяло джудже. Белите джуджета имат плътност по-голяма от 10 7 g/cm 3 и повърхностна температура около 10 4 K. Светимостта е с 2-4 порядъка по-ниска от тази на Слънцето. В него не се извършва термоядрен синтез, цялата излъчена от него енергия е акумулирана по-рано.Така белите джуджета бавно се охлаждат и престават да се виждат.
Бялото джудже все още има шанс да бъде активно, ако е част от двойна звезда и привлича масата на спътник върху себе си (например спътникът се е превърнал в червен гигант и е изпълнил целия си лоб на Рош с масата си). В този случай или синтезът на водород може да започне в цикъла на CNO, използвайки въглерода, съдържащ се в бялото джудже, завършвайки с отделянето на външния водороден слой („нова“ звезда). Или масата на бяло джудже може да нарасне толкова много, че неговият въглеродно-кислороден компонент ще светне, вълна от експлозивно горене, идваща от центъра. В резултат на това се образуват тежки елементи с отделяне на голямо количество енергия:
12 С + 16 O → 28 Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV
Светимостта на звездата се увеличава силно за 2 седмици, след което бързо намалява за още 2 седмици, след което продължава да намалява с около 2 пъти за 50 дни. Основната енергия (около 90%) се излъчва под формата на гама-кванти от веригата на разпад на изотопния никел.Това явление се нарича свръхнова тип 1.
Няма бели джуджета с маса от 1,5 или повече слънчеви маси. Това се обяснява с факта, че за съществуването на бяло джудже е необходимо да се балансира гравитационната компресия с налягането на електронния газ, но това се случва при маси не повече от 1,4 M C, това ограничение се нарича граница на Чандрасекар. Стойността може да се получи като условие за равенство на силите на натиск на силите на гравитационно свиване при предположението, че импулсите на електроните се определят от съотношението на несигурност за обема, който заемат, и се движат със скорост, близка до скоростта на светлината.
неутронни звезди
В случай на по-масивни (> 10 M C) звезди нещата се случват малко по-различно Високата температура в ядрото активира енергийно-поглъщащи реакции, като избиване на протони, неутрони и алфа-частици от ядрата, както и e- улавяне на високоенергийни електрони, които компенсират масовата разлика на две ядра. Втората реакция създава излишък от неутрони в ядрото. И двете реакции водят до нейното охлаждане и общо свиване на звездата. Когато енергията на ядрения синтез приключи, свиването се превръща в почти свободно падане на обвивката върху свиващото се ядро. Това рязко ускорява скоростта на синтез във външните падащи слоеве, което води до излъчване на огромно количество енергия за няколко минути (сравнимо с енергията, която светлинните звезди излъчват през цялото си съществуване).
Поради голямата маса колабиращото ядро преодолява налягането на електронния газ и се свива допълнително. В този случай възникват реакции p + e - → n + ν e, след което почти няма електрони, които пречат на компресията в ядрото. Компресията се извършва до размери от 10 − 30 km, съответстващи на плътността, определена от налягането на неутронно изродения газ. Материята, падаща върху ядрото, получава отразената от неутронното ядро ударна вълна и част от енергията, освободена по време на нейното компресиране, което води до бързо изхвърляне на външната обвивка в страни. Полученият обект се нарича неутронна звезда. Повечето (90%) от енергията, освободена от гравитационното свиване, се отнася от неутрино в първите секунди след колапса. Горният процес се нарича експлозия на свръхнова тип II. Енергията на експлозията е такава, че някои от тях (рядко) се виждат с невъоръжено око дори на дневна светлина. Първата свръхнова е регистрирана от китайски астрономи през 185 г. сл. Хр. В момента се регистрират няколкостотин огнища на година.
Получената неутронна звезда има плътност ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . Запазването на ъгловия момент по време на свиването на звездата води до много кратки периоди на въртене, обикновено в диапазона от 1 до 1000 ms. За обикновените звезди такива периоди са невъзможни, т.к Тяхната гравитация няма да може да противодейства на центробежните сили на подобно въртене. Неутронната звезда има много голямо магнитно поле, достигащо 10 12 -10 13 гауса на повърхността, което води до силно електромагнитно излъчване. Магнитна ос, която не съвпада с оста на въртене, води до факта, че неутронна звезда изпраща периодични (с период на въртене) импулси на радиация в дадена посока. Такава звезда се нарича пулсар. Този факт помогна за тяхното експериментално откриване и се използва за откриване. Много по-трудно е да се открие неутронна звезда чрез оптични методи поради ниската й светимост. Периодът на революция постепенно намалява поради прехода на енергията в радиация.
Външният слой на неутронната звезда е съставен от кристална материя, главно желязо и съседните му елементи. Повечето от останалата маса са неутрони, пионите и хипероните могат да бъдат в самия център. Плътността на звездата нараства към центъра и може да достигне стойности, много по-големи от плътността на ядрената материя. Поведението на материята при такива плътности е слабо разбрано. Има теории за свободни кварки, включително не само от първо поколение, при такива екстремни плътности на адронна материя. Възможни са свръхпроводящи и свръхфлуидни състояния на неутронната материя.
Има 2 механизма за охлаждане на неутронна звезда. Едно от тях е излъчването на фотони, както навсякъде другаде. Вторият механизъм е неутрино. Тя преобладава, докато температурата на сърцевината е над 10 8 K. Обикновено съответства на повърхностна температура над 10 6 K и продължава 10 5 −10 6 години. Има няколко начина за излъчване на неутрино:
Черни дупки
Ако масата на първоначалната звезда надвиши 30 слънчеви маси, тогава ядрото, образувано при експлозията на свръхнова, ще бъде по-тежко от 3 M C . С такава маса налягането на неутронния газ вече не може да ограничи гравитацията и ядрото не спира на етапа на неутронна звезда, а продължава да се разпада (въпреки това експериментално откритите неутронни звезди имат маса не повече от 2 слънчеви маси , а не три). Този път нищо няма да попречи на колапса и се образува черна дупка. Този обект има чисто релативистичен характер и не може да бъде обяснен без GR. Въпреки факта, че материята, според теорията, се е свила в точка - сингулярност, черната дупка има ненулев радиус, наречен радиус на Шварцшилд:
R W \u003d 2GM / c 2.
Радиусът обозначава границата на гравитационното поле на черна дупка, която е непреодолима дори за фотоните, наречена хоризонт на събитията. Например радиусът на Шварцшилд на Слънцето е само 3 км. Извън хоризонта на събитията гравитационното поле на черна дупка е същото като това на обикновен обект с нейната маса. Черна дупка може да се наблюдава само чрез непреки ефекти, тъй като самата тя не излъчва забележима енергия.
Въпреки факта, че нищо не може да напусне хоризонта на събитията, черна дупка все още може да създаде радиация. В квантовия физически вакуум непрекъснато се раждат и изчезват виртуални двойки частица-античастица. Най-силното гравитационно поле на черна дупка може да взаимодейства с тях, преди да изчезнат и да абсорбират античастицата. В случай, че общата енергия на виртуалната античастица е отрицателна, черната дупка губи маса, а останалата частица става реална и получава енергия, достатъчна да отлети от полето на черната дупка. Това лъчение се нарича лъчение на Хокинг и има спектър на черно тяло. Може да му бъде зададена определена температура:
Влиянието на този процес върху масата на повечето черни дупки е незначително в сравнение с енергията, която получават дори от CMB. Изключение правят реликтовите микроскопични черни дупки, които биха могли да се образуват в ранните етапи от еволюцията на Вселената. Малките размери ускоряват процеса на изпаряване и забавят процеса на набиране на маса. Последните етапи на изпаряване на такива черни дупки трябва да завършат с експлозия. Никога не са регистрирани експлозии, отговарящи на описанието.
Материята, попадаща в черна дупка, се нагрява и става източник на рентгенови лъчи, което служи като косвен знак за наличието на черна дупка. Когато материята с голям ъглов импулс попадне в черна дупка, тя образува въртящ се акреционен диск около нея, в който частиците губят енергия и ъглов импулс, преди да паднат в черната дупка. В случай на свръхмасивна черна дупка има две предпочитани посоки по оста на диска, в които налягането на излъчваната радиация и електромагнитните ефекти ускоряват частиците, които са избягали от диска. Това създава мощни струи материя в двете посоки, които също могат да бъдат регистрирани. Според една от теориите така са подредени активните ядра на галактиките и квазарите.
Въртящата се черна дупка е по-сложен обект. С въртенето си той "улавя" определен участък от пространството отвъд хоризонта на събитията ("Lense-Thirring effect"). Тази област се нарича ергосфера, нейната граница се нарича статична граница. Статичната граница е елипсоид, съвпадащ с хоризонта на събитията на двата полюса на въртенето на черната дупка.
Въртящите се черни дупки имат допълнителен механизъм за загуба на енергия чрез прехвърлянето й към частици, попаднали в ергосферата. Тази загуба на енергия е придружена от загуба на ъглов момент и забавя въртенето.
Библиография
- С. Б. Попов, М. Е. Прохоров "Астрофизика на единични неутронни звезди: радиотихи неутронни звезди и магнетари" SAI MSU, 2002 г.
- Уилям Дж. Кауфман "Космическите граници на относителността" 1977 г
- Други интернет източници
20 декември 10 г.
Както всяко тяло в природата, звездите също не могат да останат непроменени. Те се раждат, развиват и накрая „умират“. Еволюцията на звездите отнема милиарди години, но има спорове за времето на тяхното формиране. Преди това астрономите смятаха, че процесът на тяхното "раждане" от звезден прах изисква милиони години, но не толкова отдавна бяха получени снимки на област от небето от Голямата мъглявина на Орион. За няколко години имаше малък
На снимките от 1947 г. на това място е записана малка група звездоподобни обекти. До 1954 г. някои от тях вече са станали продълговати и след още пет години тези обекти се разпадат на отделни. Така за първи път процесът на раждане на звездите се случи буквално пред очите на астрономите.
Нека да разгледаме по-отблизо как протича структурата и еволюцията на звездите, как те започват и завършват своя безкраен, според човешките стандарти, живот.
Традиционно учените приемат, че звездите се образуват в резултат на кондензацията на облаци от газово-прахова среда. Под действието на гравитационните сили от образувалите се облаци се образува непрозрачна газова топка, плътна по структура. Вътрешното му налягане не може да балансира притискащите го гравитационни сили. Постепенно топката се свива толкова много, че температурата във вътрешността на звездата се повишава и налягането на горещия газ вътре в топката балансира външните сили. След това компресията спира. Продължителността на този процес зависи от масата на звездата и обикновено варира от две до няколкостотин милиона години.
Структурата на звездите предполага много висока температура в техните дълбини, което допринася за непрекъснати термоядрени процеси (водородът, който ги образува, се превръща в хелий). Именно тези процеси са причината за интензивното излъчване на звездите. Времето, за което изразходват наличния запас от водород, се определя от тяхната маса. От това зависи и продължителността на облъчването.
Когато запасите от водород са изчерпани, еволюцията на звездите наближава етапа на формиране.Това се случва по следния начин. След прекратяване на отделянето на енергия, гравитационните сили започват да компресират ядрото. В този случай звездата значително се увеличава по размер. Светимостта също се увеличава, докато процесът продължава, но само в тънък слой на границата на ядрото.
Този процес е придружен от повишаване на температурата на свиващото се хелиево ядро и превръщането на хелиевите ядра във въглеродни ядра.
Предвижда се нашето Слънце да се превърне в червен гигант след осем милиарда години. В същото време радиусът му ще се увеличи с няколко десетки пъти, а светимостта ще се увеличи стотици пъти в сравнение с текущите показатели.
Продължителността на живота на една звезда, както вече беше отбелязано, зависи от нейната маса. Обекти с маса, по-малка от слънчевата, "изразходват" резервите си много икономично, така че могат да светят десетки милиарди години.
Еволюцията на звездите завършва с образуването.Това се случва с тези от тях, чиято маса е близка до масата на Слънцето, т.е. не надвишава 1,2 от него.
Гигантските звезди са склонни бързо да изчерпват своите запаси от ядрено гориво. Това е придружено от значителна загуба на маса, по-специално поради отпадането на външните черупки. В резултат на това остава само постепенно охлаждаща се централна част, в която ядрените реакции са напълно прекратени. С течение на времето такива звезди спират излъчването си и стават невидими.
Но понякога нормалната еволюция и структура на звездите се нарушават. Най-често това се отнася за масивни обекти, които са изчерпали всички видове термоядрено гориво. След това те могат да бъдат превърнати в неутронни, или И колкото повече учените научават за тези обекти, толкова повече нови въпроси възникват.
Жизнен цикъл на звездите
Една обикновена звезда освобождава енергия, като превръща водорода в хелий в ядрена пещ, разположена в нейното ядро. След като звездата изразходва водорода в центъра, той започва да изгаря в обвивката на звездата, която се увеличава по размер и набъбва. Размерът на звездата се увеличава, температурата й пада. Този процес поражда червени гиганти и свръхгиганти. Продължителността на живота на всяка звезда се определя от нейната маса. Масивните звезди завършват жизнения си цикъл с експлозия. Звезди като Слънцето се свиват, за да се превърнат в плътни бели джуджета. В процеса на трансформация от червен гигант в бяло джудже, една звезда може да изхвърли външните си слоеве като лека газова обвивка, разкривайки ядрото.
От книгата ЧОВЕКЪТ И НЕГОВАТА ДУША. Живот във физическото тяло и астралния свят авторът Иванов Ю М От книгата Велика съветска енциклопедия (GI) на автора TSB От книгата Пътешественици автор Дорожкин Николай От книгата Икономика на недвижимите имоти автор Бурханова НаталияТруден жизнен път Отношението на нашите местни учени към Свен Хедин претърпя значителни промени. Причините се крият както в характера на самия Хедин, така и в политическите ситуации на неговото време. От младини знае руски език и изпитва симпатия към Русия и нейните
От книгата Finance: Cheat Sheet автор автор неизвестен4. Жизненият цикъл на обектите на недвижими имоти Тъй като обектите на недвижими имоти претърпяват икономически, физически, правни промени по време на своето съществуване, всяка недвижима вещ (с изключение на земята) преминава през следните етапи
От книгата Всичко за всичко. Том 5 авторът Ликум Аркадий47. ВЪЗДЕЙСТВИЕ НА ФИНАНСИТЕ ВЪРХУ ЖИВОТНОТО СТАНДАРТ НА НАСЕЛЕНИЕТО
От книгата Организационно поведение: Cheat Sheet автор автор неизвестенДалеч ли е от звездите? Във Вселената има звезди, които са толкова далеч от нас, че ние дори нямаме способността да знаем разстоянието до тях или да зададем броя им. Но колко далеч е най-близката звезда от Земята? Разстоянието от Земята до Слънцето е 150 000 000 километра. Тъй като светлината
От книгата Маркетинг: Cheat Sheet автор автор неизвестен50. ЖИЗНЕН ЦИКЪЛ НА ОРГАНИЗАЦИЯТА Широко разпространена е концепцията за жизнения цикъл на организацията – нейните изменения с определена последователност от състояния при взаимодействие с околната среда. Има определени етапи, през които преминават организациите и
От книгата Биология [Пълно ръководство за подготовка за изпита] автор Лернер Георгий Исаакович45. ЖИЗНЕН ЦИКЪЛ НА ПРОДУКТА Жизненият цикъл на продукт е промяната в продажбите и печалбите по време на живота му. Продуктът има етап на възникване, растеж, зрялост и край - "смърт", напускане.1. Етап "разработване и пускане на пазара". Това е период на инвестиции в маркетинга
От книгата с 200 известни отравяния авторът Анцишкин Игор2.7. Клетката е генетичната единица на живите същества. Хромозоми, тяхната структура (форма и размер) и функции. Броят на хромозомите и тяхното видово постоянство. Характеристики на соматичните и зародишните клетки. Жизнен цикъл на клетката: интерфаза и митоза. Митозата е деленето на соматичните клетки. Мейоза. Фази
От книгата Бърз справочник на необходимите знания автор Чернявски Андрей Владимирович4.5.1. Жизненият цикъл на водораслите Отделът на зелените водорасли включва едноклетъчни колониални и многоклетъчни растения. Общо има около 13 хиляди вида. Chlamydomonas, chlorella са едноклетъчни. Колониите се образуват от клетки на волвокс и пандорина. До многоклетъчни
От книгата Популярен астролог автор Шалашников ИгорЖЕРТВИ НА ЗВЕЗДИТЕ Италианският математик Кардано е бил философ, лекар и астролог. Отначало той се занимава изключително с медицина, но от 1534 г. е професор по математика в Милано и Болоня; въпреки това, за да увеличи скромния си доход, професорът не напусна
От книгата Най-новият философски речник автор Грицанов Александър Алексеевич25 най-близки звезди mV - визуална величина; r е разстоянието до звездата, pc; L е светимостта (силата на излъчване) на звездата, изразена в единици светимост на Слънцето (3,86–1026
От книгата познавам света. Вируси и болести автор Чирков С. Н.Видове звезди В сравнение с други звезди във Вселената, Слънцето е звезда джудже и принадлежи към категорията на нормалните звезди, в чиито дълбини водородът се превръща в хелий. По един или друг начин, но видовете звезди грубо описват жизнения цикъл на една поотделно
От книгата на автора„ЖИЗНЕН СВЯТ“ (Lebenswelt) е едно от централните понятия на късната феноменология на Хусерл, формулирано от него в резултат на преодоляването на тесния хоризонт на строго феноменологичния метод чрез разглеждане на проблемите на световните връзки на съзнанието. Такова включване на "глобалното"
От книгата на автораЖизненият цикъл на вируса Всеки вирус навлиза в клетка по свой уникален начин. Проникнал, той трябва преди всичко да свали връхните си дрехи, за да разкрие поне частично своята нуклеинова киселина и да започне да я копира.Работата на вируса е добре организирана.