> Egy csillag életciklusa

Leírás csillagok élete és halála: evolúciós szakaszok fotóval, molekulafelhők, protocsillag, Bika, fő szekvencia, vörös óriás, fehér törpe.

Ezen a világon minden fejlődik. Minden ciklus születéssel, növekedéssel kezdődik és halállal végződik. Természetesen a csillagok sajátos módon rendelkeznek ezekkel a ciklusokkal. Emlékezzünk például arra, hogy nagyobb időkerettel rendelkeznek, és évmilliókban és milliárdokban mérik őket. Ráadásul haláluk bizonyos következményekkel is jár. Hogy néz ki a csillagok életciklusa?

Egy csillag első életciklusa: Molekulafelhők

Kezdjük egy csillag születésével. Képzeljünk el egy hatalmas hideg molekuláris gázfelhőt, amely könnyen, minden változás nélkül létezhet az univerzumban. De hirtelen felrobban egy szupernóva nem messze tőle, vagy összeütközik egy másik felhővel. Ennek a nyomásnak köszönhetően a pusztítás folyamata aktiválódik. Kis részekre van osztva, amelyek mindegyike magába húzódik. Amint már megértetted, ezek a csomók sztárokká készülnek. A gravitáció felmelegíti a hőmérsékletet, és a tárolt lendület tartja fenn a forgást. Az alsó diagram jól szemlélteti a csillagok körforgását (életet, fejlődési szakaszokat, átalakulási lehetőségeket és egy égitest halálát fényképpel).

Egy csillag második életciklusa: protosztár

Az anyag sűrűbben kondenzálódik, felmelegszik és a gravitációs összeomlás taszítja. Az ilyen objektumot protocsillagnak nevezik, amely körül anyagkorong keletkezik. Az alkatrész vonzódik a tárgyhoz, növelve a tömegét. A maradék törmeléket csoportosítják, és egy bolygórendszert hoznak létre. A csillag további fejlődése a tömegtől függ.

Egy csillag harmadik életciklusa: T Bika

Amikor az anyag eléri a csillagot, hatalmas mennyiségű energia szabadul fel. Az új csillagszínpad a prototípusról, a Taurusról kapta a nevét. Ez egy változó csillag, amely 600 fényévnyire található (nem messze).

Nagy fényerőt érhet el, mert az anyag lebomlik és energiát szabadít fel. De a központi részen nincs elég hőmérséklet a magfúzió támogatásához. Ez a fázis 100 millió évig tart.

Egy csillag negyedik életciklusa:Fő sorozat

Egy bizonyos pillanatban az égitest hőmérséklete a szükséges szintre emelkedik, aktiválva a magfúziót. Minden csillag átmegy ezen. A hidrogén héliummá alakul, hatalmas hőtartalékot és energiát szabadítva fel.

Az energia gamma-sugárzásként szabadul fel, de a csillag lassulása miatt hullámhosszal esik le. A fény kifelé tolódik, és szembeszáll a gravitációval. Feltételezhetjük, hogy itt tökéletes egyensúly jön létre.

Meddig lesz a fő sorozatban? A csillag tömegéből kell kiindulni. A vörös törpék (a naptömeg fele) több száz milliárd (billió) évet képesek üzemanyag-ellátásukra fordítani. Az átlagos sztárok (olyanok) 10-15 milliárdot élnek. De a legnagyobbak több milliárd vagy millió évesek. Nézze meg, hogyan néz ki a diagramon a különböző osztályokba tartozó csillagok evolúciója és halála.

Egy csillag ötödik életciklusa: vörös óriás

Az olvadási folyamat során a hidrogén véget ér, és a hélium felhalmozódik. Ha már egyáltalán nem marad hidrogén, minden magreakció leáll, és a csillag a gravitáció hatására zsugorodni kezd. A mag körüli hidrogénhéj felmelegszik és meggyullad, aminek következtében az objektum 1000-10000-szeresére nő. Egy bizonyos pillanatban Napunk megismétli ezt a sorsot, miután a Föld körüli pályára emelkedett.

A hőmérséklet és a nyomás eléri a maximumot, és a hélium szénné olvad. Ezen a ponton a csillag összehúzódik, és megszűnik vörös óriás lenni. Nagyobb tömeg esetén a tárgy más nehéz elemeket is eléget.

Egy csillag hatodik életciklusa: fehér törpe

A naptömegű csillagoknak nincs elég gravitációs nyomása a szén olvasztásához. Ezért a halál a hélium végével következik be. A külső rétegek kilökődnek, és megjelenik egy fehér törpe. Eleinte meleg, de több száz milliárd év múlva lehűl.

Mindannyian legalább egyszer az életben megnéztük a csillagos eget. Valaki nézte ezt a szépséget, romantikus érzéseket élve át, a másik megpróbálta megérteni, honnan származik ez a szépség. Az élet az űrben, a bolygónk életével ellentétben, más sebességgel folyik. A világűrben az idő a maga kategóriái szerint él, a távolságok és dimenziók az Univerzumban kolosszálisak. Ritkán gondolunk arra, hogy a galaxisok és a csillagok evolúciója folyamatosan zajlik a szemünk előtt. A hatalmas térben minden tárgy bizonyos fizikai folyamatok következménye. A galaxisoknak, a csillagoknak és még a bolygóknak is vannak jelentős fejlődési fázisai.

Bolygónk és mi mindannyian a világítótestünktől függünk. Meddig örvendeztet bennünket a Nap melegével, életet lehelve a Naprendszerbe? Mi vár ránk a jövőben évmilliók és milliárdok múlva? Ezzel kapcsolatban érdekes, hogy többet megtudjunk arról, hogy melyek a csillagászati ​​objektumok fejlődésének szakaszai, honnan származnak a csillagok, és hogyan ér véget e csodálatos világítótestek élete az éjszakai égbolton.

A csillagok eredete, születése és fejlődése

A Tejútrendszerben és az egész Univerzumban élő csillagok és bolygók evolúciója nagyrészt jól ismert. Az űrben megingathatatlanok a fizika törvényei, amelyek segítenek megérteni az űrobjektumok eredetét. Ebben az esetben szokás az Ősrobbanás elméletére hagyatkozni, amely ma már az Univerzum keletkezési folyamatának uralkodó doktrínája. Az univerzumot megrázó és az univerzum kialakulásához vezető esemény kozmikus mércével mérve villámgyors. A kozmosz számára a pillanatok a csillag születésétől a haláláig telik el. A hatalmas távolságok az univerzum állandóságának illúzióját keltik. A távolban fellángolt csillag már évmilliárdok óta világít számunkra, ekkor már lehet, hogy nem is létezik.

A galaxis és a csillagok evolúciós elmélete az Ősrobbanás elmélet továbbfejlesztése. A csillagok születésének és a csillagrendszerek kialakulásának tanát a történések léptéke és az időkeret különbözteti meg, amely az Univerzum egészétől eltérően a tudomány modern eszközeivel megfigyelhető.

A csillagok életciklusának tanulmányozása során felhasználhatja a hozzánk legközelebbi világítótest példáját. A Nap a látómezőnkben található több száz trillió csillag egyike. Ezenkívül a Föld és a Nap távolsága (150 millió km) egyedülálló lehetőséget biztosít az objektum tanulmányozására anélkül, hogy elhagyná a Naprendszert. A megszerzett információk lehetővé teszik számunkra, hogy részletesen megértsük, hogyan helyezkednek el más csillagok, milyen gyorsan merülnek ki ezek az óriási hőforrások, melyek a csillagfejlődés szakaszai, és mi lesz ennek a ragyogó életnek a fináléja - csendes, homályos vagy szikrázó, robbanó.

Az Ősrobbanás után a legkisebb részecskék csillagközi felhőket alkottak, amelyek csillagok billióinak "szülészetévé" váltak. Jellemző, hogy összehúzódás és tágulás következtében minden csillag egyszerre született. A kozmikus gázfelhők összenyomása saját gravitációja és hasonló folyamatok hatására alakult ki a szomszédságban lévő új csillagokban. A tágulás a csillagközi gáz belső nyomásának és a gázfelhő belsejében lévő mágneses mezőknek köszönhető. Ebben az esetben a felhő szabadon forog a tömegközéppontja körül.

A robbanás után keletkezett gázfelhők 98%-ban atomi és molekuláris hidrogénből és héliumból állnak. Ennek a tömegnek csak 2%-át adják por és szilárd mikroszkopikus részecskék. Korábban azt hitték, hogy minden csillag középpontjában a vasmag található, amelyet egymillió fokos hőmérsékletre melegítenek. Ez a szempont magyarázta a csillag gigantikus tömegét.

A fizikai erők konfrontációjában a kompressziós erők érvényesültek, mivel az energiafelszabadulásból származó fény nem hatol be a gázfelhőbe. A fény a felszabaduló energia egy részével együtt kifelé terjed, és egy nulla alatti hőmérsékletű és alacsony nyomású zónát hoz létre a sűrű gázfelhalmozódáson belül. Ebben az állapotban a kozmikus gáz gyorsan összenyomódik, a gravitációs vonzási erők hatása oda vezet, hogy a részecskék csillaganyagot kezdenek képezni. Ha a gáz felhalmozódása sűrű, az intenzív kompresszió csillaghalmazokat okoz. Ha a gázfelhő mérete kicsi, az összenyomódás egyetlen csillag kialakulásához vezet.

A történések rövid leírása az, hogy a jövőbeli világítótest két szakaszon megy keresztül - gyors és lassú tömörítésen a protocsillag állapotáig. Egyszerű és érthető nyelven a gyors összehúzódás a csillaganyag zuhanása a protocsillag közepe felé. Lassú összehúzódás már a protocsillag kialakult középpontjának hátterében történik. A következő százezer év során az új képződmény mérete csökken, sűrűsége pedig milliószorosára nő. A csillaganyag nagy sűrűsége miatt a protocsillag fokozatosan átlátszatlanná válik, és a folyamatos kompresszió beindítja a belső reakciók mechanizmusát. A belső nyomás és a hőmérséklet növekedése egy jövőbeli csillag kialakulásához vezet, amelynek saját súlypontja van.

Ebben az állapotban a protocsillag évmilliókig marad, lassan hőt ad le, és fokozatosan zsugorodik, csökken a mérete. Ennek eredményeként egy új csillag körvonalai jelennek meg, és anyagának sűrűsége összevethető a víz sűrűségével.

Csillagunk átlagos sűrűsége 1,4 kg / cm3 - majdnem megegyezik a sós Holt-tenger vízének sűrűségével. Középen a Nap sűrűsége 100 kg/cm3. A csillaganyag nem folyékony halmazállapotú, hanem plazma formájában van.

Hatalmas nyomás és körülbelül 100 millió K hőmérséklet hatására beindulnak a hidrogénciklus termonukleáris reakciói. A kompresszió leáll, a tárgy tömege növekszik, amikor a gravitáció energiája a hidrogén termonukleáris égésébe megy át. Ettől a pillanattól kezdve az energiát sugárzó új csillag tömegét veszíteni kezdi.

A csillag kialakulásának fenti változata csak egy primitív séma, amely leírja az evolúció kezdeti szakaszát és a csillag születését. Napjainkban az ilyen folyamatok galaxisunkban és az Univerzumban gyakorlatilag észrevehetetlenek a csillaganyag intenzív fogyása miatt. Galaxisunk megfigyelésének teljes tudatos története során csak egyetlen új csillag megjelenését figyelték meg. Az Univerzum léptékében ez a szám százszorosára és ezerszeresére növelhető.

A protocsillagokat életük nagy részében egy porhéj rejti el az emberi szem elől. A magból érkező sugárzás csak az infravörös tartományban figyelhető meg, csak így lehet látni a csillag születését. Például az Orion-ködben 1967-ben az asztrofizikusok egy új csillagot fedeztek fel az infravörös tartományban, amelynek sugárzási hőmérséklete 700 Kelvin fok volt. Ezt követően kiderült, hogy a protocsillagok szülőhelyei kompakt források, amelyek nemcsak galaxisunkban, hanem az Univerzum tőlünk távolabbi szegleteiben is elérhetők. Az új csillagok szülőhelyeit az infravörös sugárzás mellett intenzív rádiójelek jelölik.

A tanulmányozás folyamata és a csillagok fejlődésének sémája

A csillagok megismerésének teljes folyamata több szakaszra osztható. A legelején meg kell határoznia a csillag távolságát. Az arra vonatkozó információk, hogy milyen messze van tőlünk a csillag, mennyi ideig jön belőle a fény, képet ad arról, mi történt a csillaggal ennyi idő alatt. Miután az ember megtanulta mérni a távolságot a távoli csillagoktól, világossá vált, hogy a csillagok ugyanazok a napok, csak különböző méretűek és különböző sorsúak. A csillag távolságának ismeretében a csillag termonukleáris fúziójának folyamata nyomon követhető a fény szintjével és a kisugárzott energia mennyiségével.

A csillag távolságának meghatározása után spektrális elemzéssel ki lehet számítani a csillag kémiai összetételét, megtudni annak szerkezetét és korát. A spektrográf megjelenésének köszönhetően a tudósoknak lehetőségük nyílt a csillagok fényének természetét tanulmányozni. Ez az eszköz képes meghatározni és mérni a csillaganyag gázösszetételét, amely a csillagok létezésének különböző szakaszaiban rendelkezik.

A Nap és más csillagok energiájának spektrális elemzését tanulmányozva a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy a csillagok és a bolygók evolúciójának közös gyökerei vannak. Minden kozmikus test azonos típusú, hasonló kémiai összetételű, és ugyanabból az anyagból származik, amely az Ősrobbanás eredményeként keletkezett.

A csillaganyag ugyanazokból a kémiai elemekből áll (akár vasig), mint bolygónk. A különbség csak az egyes elemek számában, illetve a Napon és a földi égbolton belül zajló folyamatokban van. Ez az, ami megkülönbözteti a csillagokat a világegyetem többi objektumától. A csillagok eredetét egy másik fizikai tudományág, a kvantummechanika összefüggésében is figyelembe kell venni. Ezen elmélet szerint a csillaganyagot meghatározó anyag folyamatosan osztódó atomokból és elemi részecskékből áll, amelyek létrehozzák saját mikrokozmoszukat. Ebben a fényben a csillagok szerkezete, összetétele, szerkezete és evolúciója érdekes. Mint kiderült, csillagunk nagy része és sok más csillag csak két elemet - a hidrogént és a héliumot - teszi ki. A csillagok szerkezetét leíró elméleti modell lehetővé teszi a csillagok szerkezetének és a többi űrobjektumtól való fő különbségének megértését.

A fő jellemzője, hogy az Univerzumban sok objektumnak van bizonyos mérete és alakja, míg a csillagok mérete változhat fejlődése során. A forró gáz egymáshoz gyengén kötődő atomok kombinációja. Évmilliókkal a csillag kialakulása után a csillaganyag felszíni rétege hűlni kezd. Egy csillag energiája nagy részét a világűrbe adja le, mérete csökken vagy nő. A hő és az energia átadása a csillag belső területeiről a felszínre történik, ami befolyásolja a sugárzás intenzitását. Más szóval, ugyanaz a csillag másként néz ki létezésének különböző időszakaiban. A hidrogénciklus-reakciókon alapuló termonukleáris folyamatok hozzájárulnak a könnyű hidrogénatomok nehezebb elemekké - héliummá és szénné - való átalakulásához. Asztrofizikusok és nukleáris tudósok szerint egy ilyen termonukleáris reakció a leghatékonyabb a felszabaduló hőmennyiséget tekintve.

Miért nem ér véget az atommag fúziója egy ilyen reaktor felrobbanásával? A helyzet az, hogy a benne lévő gravitációs mező erői a csillaganyagot a stabilizált térfogaton belül tudják tartani. Ebből egyértelmű következtetést vonhatunk le: bármely csillag hatalmas test, amely a gravitációs erők és a termonukleáris reakciók energiája közötti egyensúly miatt megtartja méretét. Ennek az ideális természetes modellnek az eredménye egy hosszú ideig működő hőforrás. Feltételezik, hogy az élet első formái a Földön 3 milliárd évvel ezelőtt jelentek meg. A nap azokban a távoli időkben ugyanúgy melegítette bolygónkat, mint most. Következésképpen csillagunk nem sokat változott, annak ellenére, hogy a kisugárzott hő és napenergia mérete kolosszális - másodpercenként több mint 3-4 millió tonna.

Könnyű kiszámolni, mennyit fogyott csillagunk fennállásának évei alatt. Ez hatalmas szám lesz, de hatalmas tömege és nagy sűrűsége miatt az Univerzum léptékében az ilyen veszteségek elhanyagolhatónak tűnnek.

A csillagfejlődés szakaszai

A csillag sorsa a csillag kezdeti tömegétől és kémiai összetételétől függ. Míg a hidrogén fő tartalékai a magban koncentrálódnak, a csillag az úgynevezett fősorozatban marad. Amint tendenciát mutat a csillag méretének növekedése, az azt jelenti, hogy a termonukleáris fúzió fő forrása kiszáradt. Megkezdődött az égitest átalakulásának hosszú utolsó útja.

Az Univerzumban keletkezett világítótesteket kezdetben három leggyakoribb típusra osztják:

• normál csillagok (sárga törpék);
• törpe csillagok;
• óriás csillagok.

A kis tömegű csillagok (törpék) lassan elégetik hidrogéntartalékaikat, és egészen nyugodtan élik életüket.

Ilyen csillagok vannak többségben az Univerzumban, és hozzájuk tartozik csillagunk, egy sárga törpe. Az öregség beköszöntével a sárga törpe vörös óriássá vagy szuperóriássá válik.

A csillagok keletkezésének elmélete alapján a csillagok keletkezési folyamata az univerzumban még nem ért véget. Galaxisunk legfényesebb csillagai nemcsak a legnagyobbak a Naphoz képest, hanem a legfiatalabbak is. Az asztrofizikusok és csillagászok az ilyen csillagokat kék szuperóriásoknak nevezik. A végén ugyanarra a sorsra jutnak, mint más sztárok billióinak. Először is egy gyors születés, egy ragyogó és buzgó élet, ami után jön a lassú csillapítás időszaka. A Nap méretű csillagok életciklusa hosszú, a fő sorozatban (annak közepén) vannak.

Egy csillag tömegére vonatkozó adatok felhasználásával feltételezhetjük fejlődési útját. Ennek az elméletnek a világos illusztrációja csillagunk evolúciója. Semmi sem örök. A termonukleáris fúzió eredményeként a hidrogén héliummá alakul, ezért kezdeti készletei elfogynak és csökkennek. Egyszer, nagyon hamar elfogynak ezek a tartalékok. Abból a tényből ítélve, hogy Napunk több mint 5 milliárd évig ragyog anélkül, hogy mérete megváltozna, egy csillag érett kora még mindig körülbelül ugyanennyi ideig tart.

A hidrogéntartalékok kimerülése ahhoz a tényhez vezet, hogy a gravitáció hatására a Nap magja gyorsan zsugorodni kezd. Az atommag sűrűsége nagyon nagy lesz, aminek következtében a termonukleáris folyamatok a maggal szomszédos rétegekbe költöznek. Az ilyen állapotot összeomlásnak nevezzük, amelyet a csillag felső rétegeiben végbemenő termonukleáris reakciók okozhatnak. A nagy nyomás hatására hőnukleáris reakciók indulnak be héliummal.

A csillag ezen részének hidrogén- és héliumtartalékai több millió évre kitartanak. Nemsokára a hidrogéntartalékok kimerülése a sugárzás intenzitásának növekedéséhez, a burok és magának a csillagnak a méretének növekedéséhez vezet. Ennek következtében a Napunk nagyon nagy lesz. Ha ezt a képet több tízmilliárd év múlva képzeljük el, akkor a vakítóan fényes korong helyett egy gigantikus méretű, forró vörös korong lóg majd az égen. A vörös óriások a csillag evolúciójának természetes fázisa, átmeneti állapota a változócsillagok kategóriájába.

Egy ilyen átalakulás eredményeként a Föld és a Nap távolsága lecsökken, így a Föld a napkorona hatászónájába kerül, és elkezd benne „sülni”. A bolygó felszínén a hőmérséklet tízszeresére emelkedik, ami a légkör eltűnéséhez és a víz elpárolgásához vezet. Ennek eredményeként a bolygó élettelen sziklás sivataggá változik.

A csillagfejlődés utolsó szakaszai

Miután elérte a vörös óriás fázist, egy normál csillag fehér törpévé válik a gravitációs folyamatok hatására. Ha egy csillag tömege megközelítőleg megegyezik Napunk tömegével, akkor az összes fő folyamat nyugodtan, impulzusok és robbanásveszélyes reakciók nélkül megy végbe. A fehér törpe hosszú ideig meghal, és porig ég.

Azokban az esetekben, amikor a csillag tömege kezdetben 1,4-szer nagyobb volt, mint a Nap tömege, a fehér törpe nem lesz a végső szakasz. A csillag belsejében nagy tömeggel a csillaganyag tömörítési folyamatai atomi, molekuláris szinten kezdődnek. A protonok neutronokká alakulnak, a csillag sűrűsége nő, mérete pedig gyorsan csökken.

A tudomány által ismert neutroncsillagok átmérője 10-15 km. Ilyen kis méret mellett a neutroncsillagnak kolosszális tömege van. Egy köbcentiméter csillaganyag több milliárd tonnát nyomhat.

Abban az esetben, ha kezdetben egy nagy tömegű csillaggal volt dolgunk, az evolúció végső szakasza más formákat ölt. Egy hatalmas csillag sorsa egy fekete lyuk – egy feltáratlan természetű és kiszámíthatatlan viselkedésű objektum. A csillag hatalmas tömege hozzájárul a gravitációs erők növekedéséhez, mozgásba hozza a kompressziós erőket. Ezt a folyamatot nem lehet megállítani. Az anyag sűrűsége addig növekszik, amíg végtelenné nem változik, szinguláris teret képezve (Einstein relativitáselmélete). Egy ilyen csillag sugara végül nullává válik, és fekete lyuk lesz a világűrben. Sokkal több fekete lyuk lenne, ha az űrben a tér nagy részét hatalmas és szupermasszív csillagok foglalnák el.

Meg kell jegyezni, hogy a vörös óriás neutroncsillaggá vagy fekete lyukká történő átalakulása során az Univerzum egyedülálló jelenséget tapasztalhat - egy új kozmikus objektum születését.

A szupernóva születése a csillagok evolúciójának leglenyűgözőbb utolsó szakasza. Itt a természet természetes törvénye működik: egy test létezésének megszűnése új életet szül. Az olyan ciklus időszaka, mint a szupernóva születése, főként a hatalmas csillagokra vonatkozik. Az elhasznált hidrogénkészletek azt a tényt eredményezik, hogy a hélium és a szén részt vesz a termonukleáris fúzió folyamatában. A reakció eredményeként a nyomás ismét megemelkedik, és a csillag közepén vasmag képződik. A legerősebb gravitációs erők hatására a tömegközéppont a csillag középső részére tolódik el. A mag annyira nehézzé válik, hogy nem tud ellenállni saját gravitációjának. Ennek eredményeként megindul a mag gyors tágulása, ami azonnali robbanáshoz vezet. A szupernóva születése egy robbanás, egy szörnyű erejű lökéshullám, egy fényes villanás az Univerzum hatalmas kiterjedésében.

Meg kell jegyezni, hogy Napunk nem egy hatalmas csillag, ezért ilyen sors nem fenyegeti, és bolygónknak nem kell félnie egy ilyen finálétól. A legtöbb esetben a szupernóva-robbanások távoli galaxisokban történnek, ez az oka annak, hogy meglehetősen ritka észlelésüket.

Végül

A csillagok evolúciója több tízmilliárd éven át tartó folyamat. A folyamatban lévő folyamatok megértése csak egy matematikai és fizikai modell, egy elmélet. A földi idő csak egy pillanat egy hatalmas időciklusban, amelyben Univerzumunk él. Csak megfigyelhetjük, mi történt évmilliárdokkal ezelőtt, és sejthetjük, mivel nézhetnek szembe a földlakók jövő generációi.

Ha bármilyen kérdése van - hagyja meg őket a cikk alatti megjegyzésekben. Mi vagy látogatóink szívesen válaszolunk rájuk.

Különböző tömegű csillagok evolúciója

A csillagászok nem figyelhetik meg egy csillag életét az elejétől a végéig, mert még a legrövidebb életű csillagok is több millió évig léteznek – tovább, mint az egész emberiség élete. A csillagok fizikai jellemzőinek és kémiai összetételének időbeli változásai, pl. A csillagok evolúcióját a csillagászok az evolúció különböző szakaszaiban lévő csillagok jellemzőinek összehasonlításával vizsgálják.

A csillagok megfigyelt jellemzőit összekötő fizikai mintázatok tükröződnek a szín-fényesség diagramon - a Hertzsprung-Russell diagramon, amelyen a csillagok külön csoportosításokat - sorozatokat alkotnak: a csillagok fő sorozata, szuperóriások sorozata, fényes és halvány óriások, alóriások. , szubtörpék és fehér törpék.

Életének nagy részében bármely csillag a szín-fényesség diagram úgynevezett fősorozatán szerepel. A csillagok evolúciójának összes többi szakasza a tömör maradvány kialakulása előtt ennek az időnek legfeljebb 10%-át veszi igénybe. Ez az oka annak, hogy a galaxisunkban megfigyelt csillagok többsége szerény vörös törpe, amelynek tömege a Nap vagy annál kisebb. A fő sorozat az összes megfigyelt csillag körülbelül 90%-át tartalmazza.

Egy csillag élettartamát és azt, hogy életútja végén mivé válik, teljes mértékben a tömege határozza meg. A Nap tömegénél nagyobb tömegű csillagok sokkal kevesebbet élnek, mint a Nap, és a legnagyobb tömegű csillagok élettartama is csak több millió év. A csillagok túlnyomó többségének élettartama körülbelül 15 milliárd év. Miután a csillag kimeríti energiaforrásait, hűlni és zsugorodni kezd. A csillagok evolúciójának végterméke kompakt, nagy tömegű objektumok, amelyek sűrűsége sokszorosa a közönséges csillagokénak.

A különböző tömegű csillagok három állapot valamelyikébe jutnak: fehér törpék, neutroncsillagok vagy fekete lyukak. Ha a csillag tömege kicsi, akkor a gravitációs erők viszonylag gyengék, és a csillag összenyomódása (gravitációs összeomlása) leáll. Egy fehér törpe stabil állapotába lép. Ha a tömeg meghaladja a kritikus értéket, a tömörítés folytatódik. Nagyon nagy sűrűség esetén az elektronok protonokkal egyesülve neutronokat képeznek. Hamarosan szinte az egész csillag csak neutronokból áll, és olyan hatalmas sűrűségű, hogy egy nagyon kicsi, több kilométeres sugarú golyóban hatalmas csillagtömeg koncentrálódik, és a kompresszió leáll - neutroncsillag keletkezik. Ha a csillag tömege akkora, hogy még a neutroncsillag kialakulása sem állítja meg a gravitációs összeomlást, akkor a csillag fejlődésének végső szakasza egy fekete lyuk lesz.

A jobb felső sarokban egy pontot foglal el: nagy fényerővel és alacsony hőmérséklettel rendelkezik. A fő sugárzás az infravörös tartományban történik. A hideg porhéj sugárzása elér hozzánk. Az evolúció során a csillag helyzete a diagramon megváltozik. Az egyetlen energiaforrás ebben a szakaszban a gravitációs összehúzódás. Ezért a csillag meglehetősen gyorsan mozog az y tengellyel párhuzamosan.

A felület hőmérséklete nem változik, de a sugár és a fényesség csökken. A csillag középpontjában a hőmérséklet emelkedik, elérve azt az értéket, amelynél a reakciók megindulnak a könnyű elemekkel: lítium, berillium, bór, amelyek gyorsan kiégnek, de képesek lelassítani a tömörítést. A pálya párhuzamosan fordul az y tengellyel, a csillag felszínén a hőmérséklet emelkedik, a fényerő pedig szinte állandó marad. Végül a csillag közepén megindulnak a hidrogénből hélium képződésének reakciói (hidrogén égés). A csillag belép a fő sorozatba.

A kezdeti szakasz időtartamát a csillag tömege határozza meg. A Naphoz hasonló csillagok esetében ez körülbelül 1 millió év, egy 10 tömegű csillagnál M☉ körülbelül 1000-szer kisebb, és 0,1 tömegű csillag esetén M☉ ezerszer többet.

Fiatal kis tömegű csillagok

Evolúciójának kezdetén egy kis tömegű csillagnak van egy sugárzó magja és egy konvektív burka (82. ábra, I).

A szekvencia fő szakaszában a csillag a hidrogén héliummá történő átalakulásának magreakcióiban felszabaduló energia miatt világít. A hidrogénellátás biztosítja az 1 tömegű csillag fényességét M☉ Körülbelül 10 10 éven belül. A nagyobb tömegű csillagok gyorsabban fogyasztják a hidrogént: például egy 10 tömegű csillag M☉ kevesebb, mint 10 7 éven belül elhasználja a hidrogént (a fényerő arányos a tömeg negyedik hatványával).

kis tömegű csillagok

Ahogy a hidrogén kiég, a csillag központi részei erősen összenyomódnak.

Nagy tömegű csillagok

A fő sorozatba való belépés után egy nagy tömegű csillag fejlődése (>1,5 M☉) a nukleáris üzemanyag égésének körülményei határozzák meg a csillag belsejében. A szekvencia fő szakaszában ez a hidrogén égése, de a kis tömegű csillagokkal ellentétben a magban a szén-nitrogén körfolyamat reakciói dominálnak. Ebben a ciklusban a C és N atomok katalizátorként játszanak szerepet. Az energiafelszabadulás sebessége egy ilyen ciklus reakcióiban arányos T 17 . Ezért a magban egy konvektív mag képződik, amelyet egy zóna vesz körül, amelyben az energiaátvitel sugárzással történik.

A nagy tömegű csillagok fényereje sokkal nagyobb, mint a Napé, a hidrogén pedig sokkal gyorsabban fogyasztódik el. Ez annak a ténynek köszönhető, hogy az ilyen csillagok középpontjában a hőmérséklet is sokkal magasabb.

Ahogy a hidrogén aránya a konvektív mag anyagában csökken, az energiafelszabadulás sebessége csökken. De mivel a felszabadulás sebességét a fényerő határozza meg, a mag zsugorodni kezd, és az energiafelszabadulás sebessége állandó marad. Ugyanakkor a csillag kitágul, és átmegy a vörös óriások régiójába.

kis tömegű csillagok

Mire a hidrogén teljesen kiég, egy kis héliummag képződik egy kis tömegű csillag közepén. A magban az anyagsűrűség és a hőmérséklet eléri a 10 9 kg/m, illetve a 10 8 K értéket. A hidrogén égése a mag felszínén megy végbe. A mag hőmérsékletének emelkedésével a hidrogénégetés sebessége és a fényerő növekszik. A sugárzó zóna fokozatosan eltűnik. A konvektív áramlások sebességének növekedése miatt pedig a csillag külső rétegei megduzzadnak. Mérete és fényereje nő - a csillag vörös óriássá változik (82. ábra, II).

Nagy tömegű csillagok

Amikor egy nagy tömegű csillag hidrogéne teljesen elfogy, a magban hármas héliumreakció indul be, és ezzel egyidejűleg az oxigéntermelés reakciója (3He=>C és C+He=>0). Ugyanakkor a hidrogén elkezd égni a héliummag felületén. Megjelenik az első réteg forrása.

A héliumkészlet nagyon gyorsan elfogy, mivel a leírt reakciókban minden elemi aktusban viszonylag kevés energia szabadul fel. A kép ismétli önmagát, és két rétegforrás jelenik meg a csillagban, és a magban megindul a C + C => Mg reakció.

Az evolúciós pálya ebben az esetben nagyon összetettnek bizonyul (84. ábra). A Hertzsprung-Russell diagramban a csillag az óriások sorozata mentén mozog, vagy (a szuperóriás régióban nagyon nagy tömeggel) periodikusan cefeivé válik.

Régi kis tömegű csillagok

Egy kis tömegű csillagban végül a konvektív áramlás sebessége valamilyen szinten eléri a második kozmikus sebességet, a héj leválik, és a csillag fehér törpévé változik, körülötte egy bolygóköd.

Egy kis tömegű csillag evolúciós nyoma a Hertzsprung-Russell diagramon a 83. ábrán látható.

Nagy tömegű csillagok halála

Az evolúció végén egy nagy tömegű csillagnak nagyon összetett szerkezete van. Minden rétegnek megvan a maga kémiai összetétele, több rétegforrásban zajlanak le magreakciók, középen vasmag képződik (85. ábra).

A vassal végbemenő magreakciók nem mennek végbe, mivel ezek energiafelhasználást (és nem felszabadítást) igényelnek. Ezért a vasmag gyorsan összenyomódik, a hőmérséklet és a sűrűség növekszik, és fantasztikus értékeket ér el - 10 9 K hőmérsékletet és 10 9 kg / m 3 nyomást. anyag az oldalról

Ebben a pillanatban két legfontosabb folyamat indul be, amelyek egyszerre és nagyon gyorsan (nyilván percek alatt) mennek végbe a sejtmagban. Az első az, hogy az atommagok ütközésekor a vasatomok 14 héliumatommá bomlanak, a második az, hogy az elektronok protonokká „préselődnek”, neutronokat képezve. Mindkét folyamat az energia elnyelésével jár, és a mag hőmérséklete (a nyomás is) azonnal leesik. A csillag külső rétegei a középpont felé kezdenek esni.

A külső rétegek leesése a hőmérséklet meredek emelkedéséhez vezet bennük. A hidrogén, a hélium, a szén elkezd égni. Ezt egy erőteljes neutronáram kíséri, amely a központi magból származik. Ennek eredményeként egy erőteljes nukleáris robbanás következik be, amely ledobja a csillag külső rétegeit, amelyek már tartalmazzák az összes nehéz elemet, egészen a kaliforniáig. A modern nézetek szerint a nehéz kémiai elemek összes atomja (azaz a héliumnál nehezebb) az Univerzumban pontosan fáklyákban jött létre.

A 20. század elején Hertzsprung és Russell különféle csillagokat ábrázolt az "Abszolút Magnitúdó" - "spektrális osztály" diagramon, és kiderült, hogy a legtöbbjük egy keskeny görbe mentén csoportosult. Később kiderült, hogy ez a diagram (jelenleg Hertzsprung-Russell diagramnak hívják) a kulcs a csillag belsejében lezajló folyamatok megértéséhez és tanulmányozásához.

A diagram lehetővé teszi (bár nem túl pontosan) a spektrális osztály abszolút értékének meghatározását. Különösen az O-F spektrális osztályokhoz. A későbbi osztályoknál ezt bonyolítja, hogy választani kell egy óriás és egy törpe között. Egyes vonalak intenzitásában mutatkozó bizonyos különbségek azonban lehetővé teszik, hogy magabiztosan hozzuk meg ezt a választást.

A legtöbb csillag (kb. 90%) egy hosszú, keskeny sáv mentén helyezkedik el az ábrán fő szekvencia. A bal felső saroktól (a kék szuperóriásoktól) a jobb alsó sarokig (a vörös törpékig) húzódott. A fő csillagsorozatok közé tartozik a Nap, amelynek fényességét egységnek tekintjük.

Az óriásoknak és szuperóriásoknak megfelelő pontok a jobb oldali főszekvencia felett, a fehér törpéknek megfelelő pontok pedig a bal alsó sarokban, a fősorozat alatt találhatók.

Mostanra világossá vált, hogy a fősorozatba tartozó csillagok a Naphoz hasonló normál csillagok, amelyekben a hidrogént termonukleáris reakciókban égetik el. A fő sorozat különböző tömegű csillagok sorozata. A tömeg szerint a legnagyobb csillagok a fősorozat felső részén találhatók, és kék óriások. A legkisebb tömegű csillagok törpék. A fő szekvencia alján találhatók. A fő szekvenciával párhuzamosan, de valamivel alatta vannak a szubtörpék. Alacsonyabb fémtartalmukban különböznek a fősorozatú csillagoktól.

Egy csillag élete nagy részét a fő sorozaton tölti. Ebben az időszakban színe, hőmérséklete, fényereje és egyéb paraméterei alig változnak. Mielőtt azonban a csillag elérné ezt az állandósult állapotot, még protocsillag állapotban vörös színű, és rövid ideig világosabb, mint a fő sorozaton lenne.

A nagy tömegű csillagok (szuperóriások) bőkezűen költik el energiájukat, és az ilyen csillagok evolúciója csak több száz millió évig tart. Ezért a kék szuperóriások fiatal csillagok.

A csillagfejlődés szakaszai a fősorozat után szintén rövidek. Ebben az esetben a tipikus csillagokból vörös óriások, a nagyon nagy tömegű csillagok pedig vörös szuperóriásokká válnak. A csillag mérete gyorsan növekszik, fényessége pedig növekszik. Az evolúció ezen fázisait tükrözi a Hertzsprung-Russell diagram.

Minden csillag élete körülbelül 90%-át a fő sorozaton tölti. Ebben az időszakban a csillag fő energiaforrása a hidrogénnek a központjában héliummá történő átalakulásának termonukleáris reakciói. Miután kimerítette ezt a forrást, a csillag az óriások régiójába költözik, ahol életének körülbelül 10% -át tölti. Ebben az időben a csillagenergia-felszabadulás fő forrása a hidrogén héliummá történő átalakulása a sűrű héliummagot körülvevő rétegben. Ez az ún vörös óriás színpad.

A csillagok születése

A csillag evolúciója egy óriási molekulafelhőben, más néven csillagbölcsőben kezdődik, amelyben a gravitációs instabilitás következtében az elsődleges sűrűségingadozás nőni kezd. A galaxis „üres” terének nagy része valójában 0,1 és 1 közötti molekulát tartalmaz cm3-enként. Ezzel szemben egy molekulafelhő sűrűsége körülbelül egymillió molekula per cm³. Egy ilyen felhő tömege méretéből adódóan 100 000-10 000 000-szer haladja meg a Nap tömegét: 50-300 fényév átmérőjű.

Az összeomlás során a molekulafelhő részekre oszlik, egyre kisebb csomókat képezve. ~100 naptömegnél kisebb tömegű töredékek képesek csillagot alkotni. Az ilyen képződményekben a gáz a gravitációs potenciálenergia felszabadulása miatt összehúzódása során felmelegszik, és a felhő protocsillaggá válik, amely forgó gömb alakú tárggyá alakul át.

A létezésük kezdeti szakaszában lévő csillagok általában el vannak rejtve egy sűrű por- és gázfelhőben. Az ilyen csillagképző gubók sziluettjei gyakran megfigyelhetők a környező gáz fényes sugárzásának hátterében. Az ilyen képződményeket Bok-gömböknek nevezik.

A protocsillagok nagyon kis része nem éri el a termonukleáris fúziós reakciókhoz elegendő hőmérsékletet. Az ilyen csillagokat "barna törpének" nevezik, tömegük nem haladja meg a Nap egytizedét. Az ilyen csillagok gyorsan elpusztulnak, és több száz millió év alatt fokozatosan lehűlnek. A legnagyobb tömegű protocsillagok némelyikében az erős kompresszió miatti hőmérséklet elérheti a 10 millió K-t, ami lehetővé teszi a hélium hidrogénből való olvasztását. Egy ilyen csillag világítani kezd. A termonukleáris reakciók beindulása létrehozza a hidrosztatikus egyensúlyt, megakadályozva a mag további gravitációs összeomlását. Ezenkívül a csillag stabil állapotban létezhet.

A csillagok evolúciójának kezdeti szakasza

A Hertzsprung-Russell diagramon a feltörekvő csillag egy pontot foglal el a jobb felső sarokban: nagy fényerővel és alacsony hőmérséklettel rendelkezik. A fő sugárzás az infravörös tartományban történik. A hideg porhéj sugárzása elér hozzánk. Az evolúció során a csillag helyzete a diagramon megváltozik. Az egyetlen energiaforrás ebben a szakaszban a gravitációs összehúzódás. Ezért a csillag meglehetősen gyorsan mozog az y tengellyel párhuzamosan.

A felület hőmérséklete nem változik, de a sugár és a fényesség csökken. A csillag középpontjában a hőmérséklet emelkedik, elérve azt az értéket, amelynél a reakciók megindulnak a könnyű elemekkel: lítium, berillium, bór, amelyek gyorsan kiégnek, de képesek lelassítani a tömörítést. A pálya párhuzamosan fordul az y tengellyel, a csillag felszínén a hőmérséklet emelkedik, a fényerő pedig szinte állandó marad. Végül a csillag közepén megindulnak a hidrogénből hélium képződésének reakciói (hidrogén égés). A csillag belép a fő sorozatba.

A kezdeti szakasz időtartamát a csillag tömege határozza meg. A Naphoz hasonló csillagok esetében ez körülbelül 1 millió év, egy 10 M tömegű csillagnál ☉ körülbelül 1000-szer kisebb, és egy 0,1 M tömegű csillaghoz ☉ ezerszer többet.

Fő szekvencia szakasz

A szekvencia fő szakaszában a csillag a hidrogén héliummá történő átalakulásának magreakcióiban felszabaduló energia miatt világít. A hidrogénellátás biztosítja az 1 M tömegű csillag fényességét ☉ körülbelül 10 10 évig. A nagyobb tömegű csillagok gyorsabban fogyasztják a hidrogént: például egy 10 M tömegű csillag ☉ kevesebb, mint 10 7 éven belül elhasználja a hidrogént (a fényerő arányos a tömeg negyedik hatványával).

kis tömegű csillagok

Ahogy a hidrogén kiég, a csillag központi részei erősen összenyomódnak.

Nagy tömegű csillagok

A fő sorozatba való belépés után egy nagy tömegű csillag fejlődése (>1,5 M ☉ ) a nukleáris üzemanyag égésének körülményei határozzák meg a csillag belsejében. A szekvencia fő szakaszában ez a hidrogén elégetése, de a kis tömegű csillagokkal ellentétben a magban a szén-nitrogén körfolyamat reakciói dominálnak. Ebben a ciklusban a C és N atomok katalizátorként játszanak szerepet. Az energiafelszabadulás sebessége egy ilyen ciklus reakcióiban T 17 -tel arányos. Ezért a magban egy konvektív mag képződik, amelyet egy zóna vesz körül, amelyben az energiaátvitel sugárzással történik.

A nagy tömegű csillagok fényereje sokkal nagyobb, mint a Napé, a hidrogén pedig sokkal gyorsabban fogyasztódik el. Ez annak a ténynek köszönhető, hogy az ilyen csillagok középpontjában a hőmérséklet is sokkal magasabb.

Ahogy a hidrogén aránya a konvektív mag anyagában csökken, az energiafelszabadulás sebessége csökken. De mivel a felszabadulás sebességét a fényerő határozza meg, a mag zsugorodni kezd, és az energiafelszabadulás sebessége állandó marad. Ugyanakkor a csillag kitágul, és átmegy a vörös óriások régiójába.

Csillagérettségi szakasz

kis tömegű csillagok

Mire a hidrogén teljesen kiég, egy kis héliummag képződik egy kis tömegű csillag közepén. A magban az anyagsűrűség és a hőmérséklet eléri a 10 9 kg/m 3, illetve a 10 8 K értéket. A hidrogén égése a mag felszínén megy végbe. A mag hőmérsékletének emelkedésével a hidrogénégetés sebessége és a fényerő növekszik. A sugárzó zóna fokozatosan eltűnik. A konvektív áramok sebességének növekedése miatt pedig a csillag külső rétegei megduzzadnak. Mérete és fényereje nő - a csillag vörös óriássá változik.

Nagy tömegű csillagok

Amikor egy nagy tömegű csillagban a hidrogén teljesen elfogy, a magban hármas héliumreakció indul be, és ezzel egyidejűleg az oxigéntermelés reakciója (3He=>C és C+He=>O). Ugyanakkor a hidrogén elkezd égni a héliummag felületén. Megjelenik az első réteg forrása.

A héliumkészlet nagyon gyorsan elfogy, mivel a leírt reakciókban viszonylag kevés energia szabadul fel minden elemi aktusban. A kép ismétli önmagát, és két rétegforrás jelenik meg a csillagban, és a magban megindul a C + C => Mg reakció.

Ugyanakkor az evolúciós pálya nagyon bonyolultnak bizonyul. A Hertzsprung-Russell diagramban a csillag óriások sorozata mentén mozog, vagy (nagyon nagy tömegek esetén a szuperóriás régióban) időszakonként kefeidává válik.

A csillagfejlődés utolsó szakaszai

Régi kis tömegű csillagok

Egy kis tömegű csillagban végül a konvektív áramlás sebessége valamilyen szinten eléri a második kozmikus sebességet, a héj leszakad, és a csillag fehér törpévé változik, körülötte egy bolygóköd.

Nagy tömegű csillagok halála

Evolúciója végén egy nagy tömegű csillag nagyon összetett szerkezetű. Minden rétegnek megvan a maga kémiai összetétele, több rétegforrásban nukleáris reakciók játszódnak le, középen vasmag képződik.

A vassal végbemenő magreakciók nem mennek végbe, mivel ezek energiafelhasználást igényelnek (nem pedig felszabadulást). Ezért a vasmag gyorsan összehúzódik, növekszik benne a hőmérséklet és a sűrűség, fantasztikus értékeket érve el - 10 9 K hőmérsékletet és 10 9 kg/m3 sűrűséget.

Ebben a pillanatban két legfontosabb folyamat indul be, amelyek egyszerre és nagyon gyorsan (nyilván percek alatt) mennek végbe a sejtmagban. Az első az, hogy a nukleáris ütközések során a vasatomok 14 héliumatommá bomlanak, a második az, hogy az elektronok protonokká „préselődnek”, neutronokat képezve. Mindkét folyamat az energia elnyelésével jár, és a mag hőmérséklete (a nyomás is) azonnal leesik. A csillag külső rétegei a középpont felé kezdenek esni.

A külső rétegek leesése a hőmérséklet meredek emelkedéséhez vezet bennük. A hidrogén, a hélium, a szén elkezd égni. Ezt egy erőteljes neutronfluxus kíséri, amely a központi magból származik. Ennek eredményeként egy erőteljes nukleáris robbanás következik be, amely ledobja a csillag külső rétegeit, amelyek már tartalmazzák az összes nehéz elemet, egészen a kaliforniáig. A modern nézetek szerint a nehéz kémiai elemek összes atomja (azaz a héliumnál nehezebb) pontosan szupernóva-robbanások során keletkezett az Univerzumban. A felrobbant csillag tömegétől függően vagy egy neutroncsillag, vagy egy fekete lyuk marad a felrobbant szupernóva helyén.