Milyen fizikai paramétertől függ a csillagok evolúciója? A csillagok születése és fejlődése: a világegyetem óriási gyára

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

fehér törpék

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

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

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

neutroncsillagok

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

Fekete lyukak

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

R W \u003d 2GM / c 2.

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

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

Bibliográfia

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

december 20 10 év

Termonukleáris fúzió a csillagok belsejében

Ekkor a 0,8 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok magja átlátszóvá válik a sugárzás számára, és a sugárzási energiaátvitel a magban érvényesül, míg a tetején lévő héj konvektív marad. Senki sem tudja biztosan, milyen kisebb tömegű csillagok érkeznek a fősorozatra, hiszen az idő, amit ezek a csillagok a fiatalok kategóriájában töltenek, meghaladja az Univerzum korát. Minden elképzelésünk a csillagok evolúciójáról numerikus számításokon alapul.

Ahogy a csillag zsugorodik, a degenerált elektrongáz nyomása növekedni kezd, és a csillag bizonyos sugarainál ez a nyomás megállítja a központi hőmérséklet növekedését, majd csökkenteni kezdi. A 0,08-nál kisebb csillagok esetében pedig ez végzetesnek bizonyul: a nukleáris reakciók során felszabaduló energia soha nem lesz elég a sugárzás költségeinek fedezésére. Az ilyen alcsillagokat barna törpének nevezik, és sorsuk az állandó összehúzódás, amíg a degenerált gáz nyomása meg nem állítja, majd fokozatos lehűlés, minden nukleáris reakció leállításával.

Közepes tömegű fiatal csillagok

A közepes tömegű (2-8 naptömegű) fiatal csillagok minőségileg pontosan ugyanúgy fejlődnek, mint kisebb testvéreik, azzal az eltéréssel, hogy a fősorozatig nincs konvektív zónájuk.

Az ilyen típusú objektumok az ún. Az Ae\Be Herbit csillagok B-F5 spektrális típusú szabálytalan változók. Bipoláris jet lemezeik is vannak. A kipufogógáz sebessége, fényereje és effektív hőmérséklete lényegesen nagyobb, mint a esetében τ Bika, így hatékonyan felmelegítik és eloszlatják a protostelláris felhő maradványait.

Fiatal csillagok, amelyek tömege meghaladja a 8 naptömeget

Valójában ezek már normális sztárok. Amíg a hidrosztatikus mag tömege felhalmozódott, a csillagnak sikerült az összes köztes szakaszt kihagynia, és olyan mértékben felhevítenie a magreakciókat, hogy azok kompenzálják a sugárzás miatti veszteségeket. Ezeknél a csillagoknál a tömeg és a fényerő kiáramlása olyan nagy, hogy a megmaradt külső régiók összeomlását nemcsak megállítja, hanem vissza is löki. Így a kialakult csillag tömege észrevehetően kisebb, mint a protostelláris felhő tömege. Valószínűleg ez magyarázza, hogy galaxisunkban nincs több mint 100-200 naptömegű csillag.

egy csillag életciklusának közepén

A kialakult csillagok között nagyon sokféle szín és méret található. Spektrális típusuk a forró kéktől a hideg vörösig terjed, tömegük pedig 0,08-tól több mint 200 naptömegig terjed. A csillag fényessége és színe a felületének hőmérsékletétől függ, amelyet viszont a tömege határoz meg. Minden új csillag „elfoglalja a helyét” a fő sorozaton kémiai összetételének és tömegének megfelelően. Nem a csillag fizikai mozgásáról beszélünk - csak a jelzett diagramon elfoglalt helyzetéről, amely a csillag paramétereitől függ. Vagyis valójában csak a csillag paramétereinek megváltoztatásáról beszélünk.

Hogy mi történik ezután, az ismét a csillag tömegétől függ.

Későbbi évek és a csillagok halála

Kis tömegű régi csillagok

Egyelőre nem tudni biztosan, mi történik a fénycsillagokkal a hidrogénkészlet kimerülése után. Mivel a világegyetem 13,7 milliárd éves, ami nem elég a hidrogén-üzemanyag-készlet kimerítéséhez, a jelenlegi elméletek az ilyen csillagokban végbemenő folyamatok számítógépes szimulációin alapulnak.

Egyes csillagok csak bizonyos aktív régiókban képesek egyesíteni a héliumot, ami instabilitást és erős napszelet okoz. Ebben az esetben nem jön létre bolygóköd, és a csillag csak elpárolog, és még egy barna törpénél is kisebb lesz.

De egy csillag, amelynek tömege kisebb, mint 0,5 naptömeg, soha nem lesz képes héliumot szintetizálni, még akkor sem, ha a hidrogénnel járó reakciók megszűnnek a magban. Csillaghéjuk nem elég masszív ahhoz, hogy legyőzze a mag által keltett nyomást. Ilyen csillagok közé tartoznak a vörös törpék (például a Proxima Centauri), amelyek fő sorozatának élettartama több száz milliárd év. Magukban a termonukleáris reakciók befejeződése után fokozatosan lehűlve tovább gyengén sugároznak az elektromágneses spektrum infravörös és mikrohullámú tartományában.

közepes méretű csillagok

Amikor egy csillag eléri a vörös óriásfázis átlagos méretét (0,4-3,4 naptömeg), külső rétegei tovább tágulnak, a mag összehúzódik, és megindulnak a szénszintézis reakciói a héliumból. A fúzió sok energiát szabadít fel, ami átmeneti haladékot ad a csillagnak. A Naphoz hasonló méretű csillag esetében ez a folyamat körülbelül egymilliárd évig tarthat.

A kibocsátott energia mennyiségének változása miatt a csillag instabil időszakokon megy keresztül, beleértve a méret, a felszíni hőmérséklet és az energiafelszabadulás változásait. Az energiafelszabadulás az alacsony frekvenciájú sugárzás felé tolódik el. Mindez az erős napszél és az intenzív pulzálás miatt növekvő tömegvesztéssel jár. Az ebben a fázisban lévő csillagokat ún késői típusú sztárok, OH-IR csillagok vagy Mira-szerű csillagok, pontos jellemzőiktől függően. A kilökött gáz viszonylag gazdag a csillag belsejében keletkező nehéz elemekben, például oxigénben és szénben. A gáz táguló burkot képez, és a csillagtól távolodva lehűl, lehetővé téve porrészecskék és molekulák képződését. A központi csillag erős infravörös sugárzásával ideális feltételek alakulnak ki az ilyen héjakban a maserek aktiválásához.

A hélium égési reakciói nagyon érzékenyek a hőmérsékletre. Néha ez nagy instabilitáshoz vezet. Heves lüktetések lépnek fel, amelyek végül elegendő mozgási energiát adnak a külső rétegeknek ahhoz, hogy kilökjenek, és bolygóköddé váljanak. A köd közepén megmarad a csillag magja, amely lehűlve hélium fehér törpévé alakul, amelynek tömege általában 0,5-0,6 nap, átmérője pedig nagyságrendi a Föld.

fehér törpék

A csillagok túlnyomó többsége, beleértve a Napot is, evolúciójukat zsugorodással fejezi be, amíg a degenerált elektronok nyomása egyensúlyba nem hozza a gravitációt. Ebben az állapotban, amikor a csillag mérete százszorosára csökken, és a sűrűsége a víz egymilliószorosa lesz, a csillagot fehér törpének nevezik. Megfosztják az energiaforrásoktól, és fokozatosan lehűlve sötétté és láthatatlanná válik.

A Napnál nagyobb tömegű csillagokban a degenerált elektronok nyomása nem tudja visszatartani a mag összehúzódását, és addig tart, amíg a részecskék nagy része neutronná nem változik, olyan sűrűn, hogy a csillag méretét kilométerben mérik, és sűrűsége 100 milliószor nagyobb, mint a víz sűrűsége. Az ilyen objektumot neutroncsillagnak nevezik; egyensúlyát a degenerált neutronanyag nyomása tartja fenn.

szupermasszív sztárok

Miután az öt naptömegnél nagyobb tömegű csillag külső rétegei szétszóródtak és vörös szuperóriást alkottak, a mag a gravitációs erők hatására zsugorodni kezd. A kompresszió növekedésével a hőmérséklet és a sűrűség nő, és a termonukleáris reakciók új sorozata kezdődik meg. Az ilyen reakciókban nehéz elemek szintetizálódnak, ami átmenetileg visszafogja a mag összeomlását.

Végül, ahogy a periódusos rendszer egyre több nehéz eleme képződik, a vas -56 szilíciumból szintetizálódik. Eddig a pontig az elemek szintézise nagy mennyiségű energiát szabadított fel, de a vas-56-os magnak van a legnagyobb tömeghibája, és a nehezebb magok kialakulása kedvezőtlen. Ezért amikor egy csillag vasmagja elér egy bizonyos értéket, a benne lévő nyomás már nem képes ellenállni a kolosszális gravitációs erőnek, és anyagának neutronizálódásával a mag azonnali összeomlása következik be.

Hogy ezután mi történik, az nem teljesen világos. De bármi is legyen, pillanatok alatt egy hihetetlen erejű szupernóva felrobbanásához vezet.

A kísérő neutrínókitörés lökéshullámot vált ki. Az erős neutrínó sugarak és a forgó mágneses tér kiszorítja a csillag által felhalmozott anyag nagy részét - az úgynevezett ülőelemeket, köztük a vasat és a könnyebb elemeket. A táguló anyagot az atommagból kiszabaduló neutronok bombázzák, befogják őket, és ezáltal a vasnál nehezebb elemek halmaza jön létre, beleértve a radioaktívakat is, egészen az uránig (és esetleg Kaliforniáig). Így a szupernóva-robbanások magyarázzák a vasnál nehezebb elemek jelenlétét a csillagközi anyagban.

A robbanáshullám és a neutrínók sugarai a haldokló csillagról szállítanak anyagot a csillagközi térbe. Ezt követően az űrben haladva ez a szupernóva-anyag ütközhet más űrtörmelékkel, és esetleg részt vehet új csillagok, bolygók vagy műholdak kialakulásában.

A szupernóva kialakulása során lezajló folyamatokat még vizsgálják, és ez a kérdés egyelőre nem tisztázott. Az is kérdéses, hogy valójában mi maradt meg az eredeti csillagból. Két lehetőséget azonban mérlegelnek:

neutroncsillagok

Egyes szupernóváknál a szuperóriás belsejében lévő erős gravitációról ismert, hogy az elektronok az atommagba esnek, ahol protonokkal egyesülve neutronokat képeznek. A közeli atommagokat elválasztó elektromágneses erők eltűnnek. A csillagok magja jelenleg atommagokból és egyedi neutronokból álló sűrű gömb.

Az ilyen, neutroncsillagoknak nevezett csillagok rendkívül kicsik – nem nagyobbak egy nagyvárosnál –, és elképzelhetetlenül nagy a sűrűségük. Keringési periódusuk rendkívül lerövidül a csillag méretének csökkenésével (a szögimpulzus megmaradása miatt). Egyesek 600 fordulatot tesznek meg másodpercenként. Amikor ennek a gyorsan forgó csillagnak az északi és déli mágneses pólusát összekötő tengely a Föld felé mutat, lehetséges egy olyan sugárzási impulzus rögzítése, amely a csillag forgási periódusával megegyező időközönként ismétlődik. Az ilyen neutroncsillagokat „pulzároknak” nevezték, és ők lettek az első felfedezett neutroncsillagok.

Fekete lyukak

Nem minden szupernóva válik neutroncsillaggá. Ha a csillag tömege kellően nagy, akkor a csillag összeomlása folytatódik, és maguk a neutronok elkezdenek befelé esni, amíg a sugara kisebb lesz, mint a Schwarzschild-sugár. Ekkor a csillagból fekete lyuk lesz.

A fekete lyukak létezését az általános relativitáselmélet jósolta meg. Az általános relativitáselmélet szerint az anyag és az információ semmilyen körülmények között nem hagyhatja el a fekete lyukat. A kvantummechanika azonban kivételeket tesz e szabály alól.

Számos nyitott kérdés maradt. Közülük a főnök: "Vannak egyáltalán fekete lyukak?" Ahhoz ugyanis, hogy biztosan kijelenthessük, hogy egy adott objektum fekete lyuk, meg kell figyelni az eseményhorizontját. Minden erre irányuló próbálkozás kudarccal végződött. De még van remény, hiszen egyes tárgyakat nem lehet megmagyarázni akkréció, sőt szilárd felület nélküli tárgyra való akkréció nélkül, de a fekete lyukak léte ezt nem bizonyítja.

A kérdések szintén nyitottak: lehetséges-e, hogy egy csillag egy szupernóvát megkerülve közvetlenül egy fekete lyukba zuhanjon? Vannak szupernóvák, amelyekből végül fekete lyukak lesznek? Mi a pontos hatása a csillag kezdeti tömegének a tárgyak kialakulására az életciklusa végén?

Az asztrofizika már eléggé előrehaladt a csillagok evolúciójának tanulmányozásában. Az elméleti modelleket megbízható megfigyelések támasztják alá, és bizonyos hiányosságok ellenére a csillagok életciklusának összképe régóta ismert.

Születés

Minden egy molekulafelhővel kezdődik. Ezek a csillagközi gáz hatalmas régiói, amelyek elég sűrűek a hidrogénmolekulák kialakulásához.

Ekkor egy esemény történik. Talán egy közelben felrobbant szupernóva lökéshulláma, vagy talán a molekulafelhőben lévő természetes dinamika okozza. Azonban csak egy eredmény van: a gravitációs instabilitás egy gravitációs középpont kialakulásához vezet valahol a felhő belsejében.

Engedve a gravitáció kísértésének, a környező anyag forogni kezd e középpont körül, és a felületére rétegződik. Fokozatosan kialakul egy kiegyensúlyozott gömb alakú mag, növekvő hőmérséklettel és fényerővel - egy protocsillag.

A protocsillag körüli gáz- és porkorong egyre gyorsabban forog, növekvő sűrűsége és tömege miatt egyre több részecske ütközik a mélyében, a hőmérséklet tovább emelkedik.

Amint eléri a több millió fokot, az első termonukleáris reakció a protocsillag közepén megy végbe. Két hidrogénmag legyőzi a Coulomb-gátat, és egyesülve héliummagot alkot. Ezután - a másik két atommagot, majd - a másikat... amíg a láncreakció le nem fedi azt a teljes régiót, amelyben a hőmérséklet lehetővé teszi a hidrogén számára, hogy héliumot szintetizáljon.

A termonukleáris reakciók energiája ezután gyorsan eléri a csillag felszínét, és élesen megnöveli annak fényességét. Tehát egy protocsillag, ha elegendő tömege van, teljes értékű fiatal csillaggá változik.

Aktív csillagkeletkezési régió N44 / ©ESO, NASA

Nincs gyerekkor, nincs serdülőkor, nincs fiatalság

Minden protocsillag, amely eléggé felmelegszik ahhoz, hogy termonukleáris reakciót indítson el a belsejében, belép a leghosszabb és legstabilabb időszakba, és elfoglalja teljes élettartamának 90%-át.

Ebben a szakaszban csak a hidrogén fokozatos kiégése történik velük a termonukleáris reakciók zónájában. Szó szerint "égő élet". A csillag nagyon lassan - évmilliárdok alatt - felforrósodik, a termonukleáris reakciók intenzitása nő, ahogy a fényesség is, de semmi több.

Természetesen lehetségesek olyan események, amelyek felgyorsítják a csillagok evolúcióját - például egy közeli szomszédság vagy akár egy másik csillaggal való ütközés, de ez nem függ az egyes csillagok életciklusától.

Vannak sajátos „halvaszületett” csillagok is, amelyek nem érik el a fő sorozatot - vagyis nem képesek megbirkózni a termonukleáris reakciók belső nyomásával.

Ezek kis tömegű (a Nap tömegének kevesebb, mint 0,0767-ét teszik ki) protocsillagok – pontosan azokat, amelyeket barna törpének neveznek. Az elégtelen gravitációs kompresszió miatt több energiát veszítenek, mint amennyi a hidrogénfúzió következtében keletkezik. Idővel ezeknek a csillagoknak a belsejében megszűnnek a termonukleáris reakciók, és számukra csak egy elhúzódó, de elkerülhetetlen lehűlés marad.

Egy művész képe egy barna törpéről / ©ESO/I. Crossfield/N. Risinger

Zavaros öregség

Az emberekkel ellentétben a hatalmas csillagok "életének" legaktívabb és legérdekesebb szakasza létezésük vége felé kezdődik.

Az egyes csillagok további evolúciója, amely elérte a fősorozat végét - vagyis azt a pontot, amikor már nem marad hidrogén a termonukleáris fúzióhoz a csillag középpontjában - közvetlenül függ a csillag tömegétől és kémiai összetételétől. fogalmazás.

Minél kisebb egy csillag tömege a fő sorozatban, annál hosszabb lesz az „élete”, és annál kevésbé lesz grandiózus a finálé. Például azok a csillagok, amelyek tömege kisebb, mint a Nap tömege – ilyenek a vörös törpék – még egyáltalán nem „haltak meg” az Ősrobbanás óta. Számítások és számítógépes szimulációk szerint a termonukleáris reakciók alacsony intenzitása miatt az ilyen csillagok több tízmilliárdtól tíztrillióig könnyen elégethetik a hidrogént, és az útjuk végén valószínűleg úgy kialszanak, mint a barna törpék. .

Az átlagosan fél-tíz naptömegű csillagok a hidrogén középponti kiégése után összetételükben nehezebb kémiai elemeket is képesek elégetni - először a héliumot, majd a szenet, az oxigént, majd a tömeggel szerencsére akár kb. vas-56 (a vas izotópja, amelyet néha "termonukleáris égési hamunak" neveznek).

Az ilyen csillagok esetében a fő sorozatot követő fázist vörös óriás színpadnak nevezik. Hélium termonukleáris reakciók elindítása, majd szén stb. minden alkalommal a csillag jelentős átalakulásához vezet.

Bizonyos értelemben ez haláltusa. A csillag vagy több százszor kitágul, és vörössé válik, majd ismét összehúzódik. A fényerő is változik - ezerszeresére nő, majd ismét csökken.

A folyamat végén a vörös óriás külső héja leválik, és látványos bolygóköd keletkezik. A közepén egy csupasz mag marad - egy fehér héliumtörpe, amelynek tömege körülbelül a naptömeg fele, sugara pedig megközelítőleg megegyezik a Föld sugarával.

A fehér törpék sorsa hasonló a vörös törpékéhez - csendes kiégés több milliárd és billió éven át, kivéve, ha természetesen a közelben van egy társcsillag, amelynek köszönhetően a fehér törpe növelheti tömegét.

A vörös és fehér törpékből álló KOI-256 rendszer / ©NASA/JPL-Caltech

extrém öregség

Ha egy csillagnak különösen szerencsés a tömege, és körülbelül 12 naptömegű vagy több, akkor fejlődésének végső szakaszait sokkal szélsőségesebb események jellemzik.

Ha egy vörös óriás magjának tömege meghaladja a Chandrasekhar 1,44 naptömeges határát, akkor a csillag nem csak a végső héját veti le, hanem egy erőteljes termonukleáris robbanásban - szupernóvában - felszabadítja a felhalmozott energiát.

A csillaganyagot nagy erővel, sok fényévre szétszóró szupernóva maradványainak szívében ez esetben már nem fehér törpe, hanem egy mindössze 10-20 kilométeres sugarú szupersűrű neutroncsillag.

Ha azonban egy vörös óriás tömege több mint 30 naptömeg (vagy inkább már szuperóriás), és magjának tömege meghaladja az Oppenheimer-Volkov határt, ami körülbelül 2,5-3 naptömeg, akkor sem egy fehér. törpe és neutroncsillag sem keletkezik.

Valami sokkal lenyűgözőbb jelenik meg a szupernóva maradványainak közepén - egy fekete lyuk, mivel a felrobbant csillag magja annyira összenyomódik, hogy még a neutronok is elkezdenek összeomlani, és semmi más, beleértve a fényt, nem hagyhatja el a határait. újszülött fekete lyuk – vagy inkább eseményhorizontja.

A különösen nagy tömegű csillagok - kék szuperóriások - képesek megkerülni a vörös szuperóriás szakaszt, és szupernóvában is felrobbanhatnak.

Szupernova SN 1994D az NGC 4526 galaxisban (világos pont a bal alsó sarokban) / © NASA

És mi a helyzet a Napunkkal?

A Nap a közepes tömegű csillagok közé tartozik, így ha figyelmesen elolvasod a cikk előző részét, akkor magad is megjósolhatod, hogy csillagunk pontosan melyik úton jár.

Az emberiség azonban már a Nap vörös óriássá válása előtt is számos csillagászati ​​megmozdulásra vár. A földi élet egymilliárd éven belül lehetetlenné válik, amikor a Nap középpontjában zajló termonukleáris reakciók intenzitása elegendő lesz a Föld óceánjainak elpárologtatásához. Ezzel párhuzamosan javulnak a Marson az élet feltételei, ami egy ponton lakhatóvá teheti.

Körülbelül 7 milliárd év múlva a Nap eléggé felmelegszik ahhoz, hogy külső tartományaiban termonukleáris reakció induljon el. A Nap sugara körülbelül 250-szeresére, a fényessége pedig 2700-szorosára nő - vörös óriássá alakul át.

A megnövekedett napszél miatt a csillag ebben a szakaszban tömegének akár egyharmadát is elveszíti, de lesz ideje elnyelni a Merkúrt.

A napmag tömege a körülötte égő hidrogén miatt ekkor annyira megnő, hogy létrejön az úgynevezett héliumvillanás, és megindul a héliummagok termonukleáris fúziója szénné és oxigénné. A csillag sugara jelentősen csökken, 11 szabványos napelemre.

Naptevékenység / ©NASA/Goddard/SDO

Azonban már 100 millió évvel később a hélium reakciója a csillag külső tartományaiba megy át, és ismét egy vörös óriás méretére, fényességére és sugarára nő.

A napszél ebben a szakaszban olyan erős lesz, hogy a csillag külső részeit kifújja a világűrbe, és ezek egy hatalmas bolygóködöt alkotnak.

És ahol a Nap volt, ott lesz egy akkora fehér törpe, mint a Föld. Eleinte rendkívül fényes, de ahogy telik az idő, egyre halványodik.

Ha valahol elég anyag halmozódik fel az univerzumban, az sűrű csomóvá zsugorodik, amelyben termonukleáris reakció indul meg. Így világítanak a csillagok. Az első fellángolt a fiatal Univerzum sötétjében 13,7 milliárd (13,7 * 10 9) évvel ezelőtt, Napunk pedig csak mintegy 4,5 milliárd évvel ezelőtt. A csillagok élettartama és az ezen időszak végén végbemenő folyamatok a csillag tömegétől függenek.

Amíg a hidrogént héliummá alakító termonukleáris reakció folytatódik a csillagban, addig a fő szekvencián van. Az idő, amit egy csillag a fősorozaton tölt, a tömegtől függ: a legnagyobbak és a legnehezebbek gyorsan eljutnak egy vörös óriás stádiumába, majd egy szupernóva-robbanás vagy egy fehér törpe kialakulása következtében elhagyják a fősorozatot.

Az óriások sorsa

A legnagyobb és legnagyobb tömegű csillagok gyorsan kiégnek és szupernóvák formájában felrobbannak. A szupernóva-robbanás után egy neutroncsillag vagy egy fekete lyuk marad, körülöttük pedig a robbanás kolosszális energiája által kilökődött anyag, amely aztán új csillagok anyagává válik. Legközelebbi csillagszomszédaink közül ilyen sors vár például Betelgeuse-ra, de amikor felrobban, nem lehet kiszámítani.

Szupernóva-robbanásból származó anyag kilökődéséből származó köd. A köd közepén egy neutroncsillag található.

A neutroncsillag szörnyű fizikai jelenség. A felrobbanó csillag magja összenyomódik – hasonlóan a belső égésű motorban lévő gázhoz, csak egy nagyon nagy és hatékony motorban: egy több százezer kilométeres átmérőjű golyó 10-20 kilométer átmérőjű golyóvá változik. . A kompressziós erő akkora, hogy az elektronok az atommagokra esve neutronokat képeznek – innen a név.

NASA Neutroncsillag (a művész látomása)

Az anyag sűrűsége ilyen összenyomás alatt körülbelül 15 nagyságrenddel növekszik, és a hőmérséklet a neutroncsillag középpontjában elképzelhetetlen 10 12 K-re, a perifériáján pedig 1 000 000 K-re emelkedik. Ennek az energiának egy részét fotonsugárzás formájában bocsátják ki, egy részét pedig a neutroncsillag magjában képződő neutrínók viszik el. De még a nagyon hatékony neutrínóhűtés miatt is nagyon lassan hűl le egy neutroncsillag: 10 16 vagy akár 10 22 év kell az energia teljes kimerítéséhez. Nehéz megmondani, mi marad a kihűlt neutroncsillag helyén, de nem lehet megfigyelni: a világ túl fiatal ehhez. Feltételezik, hogy a kihűlt csillag helyén ismét fekete lyuk keletkezik.

A fekete lyukak nagyon nagy tömegű objektumok gravitációs összeomlásával jönnek létre, mint például szupernóva-robbanások. Talán évbillió éven belül a lehűlt neutroncsillagok fekete lyukakká változnak.

A közepes méretű csillagok sorsa

Más, kisebb tömegű csillagok tovább maradnak a fősorozaton, mint a legnagyobbak, de amikor elhagyják azt, sokkal gyorsabban halnak meg, mint neutronrokonai. Az univerzum csillagainak több mint 99%-a soha nem fog felrobbanni, és nem lesz sem fekete lyuk, sem neutroncsillag – magjuk túl kicsi az ilyen kozmikus drámákhoz. Ehelyett a közepes tömegű csillagok életük végén vörös óriásokká változnak, amelyek tömegtől függően fehér törpékké alakulnak, felrobbannak, teljesen szétszóródnak, vagy neutroncsillagokká válnak.

A fehér törpék ma a világegyetem csillagpopulációjának 3-10%-át teszik ki. Hőmérsékletük nagyon magas - több mint 20 000 K, több mint háromszorosa a Nap felszínének hőmérsékletének -, de még mindig alacsonyabb, mint a neutroncsillagoké, és az alacsonyabb hőmérséklet és a nagyobb terület miatt a fehér törpék gyorsabban hűlnek le - 10 perc alatt. 14-10 15 év. Ez azt jelenti, hogy a következő 10 billió évben - amikor az univerzum ezerszer idősebb lesz a jelenleginél - egy új típusú objektum jelenik meg az univerzumban: egy fekete törpe, egy fehér törpe lehűlő terméke.

Eddig még nincsenek fekete törpék az űrben. Még az eddigi legrégebbi kihűlő csillagok is legfeljebb 0,2%-ot veszítettek energiájukból; egy 20 000 K hőmérsékletű fehér törpe esetében ez 19 960 K-re való lehűlést jelent.

A kicsiknek

Még kevesebbet tudunk arról, hogy mi történik, amikor a legkisebb csillagok, például legközelebbi szomszédunk, a Proxima Centauri vörös törpe lehűl, mint a szupernóvákról és a fekete törpékről. A magjukban a termonukleáris fúzió lassú, és tovább maradnak a főszekvencián, mint mások - egyes számítások szerint akár 10-12 évig is, majd ezt követően feltehetően fehér törpeként folytatják az életüket, azaz ragyogjon még 10 14 - 10 15 évig a fekete törpévé való átalakulás előtt.

A csillagok és az egész galaxisok születése és halála állandóan történik. Egy csillag eltűnése kompenzálja egy másik megjelenését, ezért számunkra úgy tűnik, hogy ugyanazok a csillagok állandóan az égen vannak.

A csillagok a csillagközi felhő összenyomódási folyamatának köszönhetik születésüket, amelyet a gáznyomás erős csökkenése befolyásol. A sűrített gáz tömegétől függően változik a megszületett csillagok száma: ha kicsi, akkor egy világítótest születik, ha nagy, akkor egy egész halmaz kialakulása lehetséges.

A csillag megjelenésének szakaszai

Itt két fő szakaszt kell kiemelni - a protocsillag gyors összehúzódását és a lassút. Az első esetben a gravitáció a megkülönböztető jegy: a protocsillag anyaga szinte szabadon esik a középpontja felé. Ebben a szakaszban a gáz hőmérséklete változatlan marad, időtartama körülbelül 100 ezer év, és ezalatt a protocsillag mérete nagyon jelentősen csökken.

És ha az első szakaszban a felesleges hő folyamatosan távozott, akkor a protocsillag sűrűbbé válik. A hőelvonás már nem olyan magas, a gáz tovább tömörül és gyorsan felmelegszik. A protocsillag lassú összehúzódása még tovább tart - több mint tízmillió évig. Ultramagas hőmérséklet (több mint egymillió fok) elérésekor a termonukleáris reakciók megteszik a maguk hatását, ami a kompresszió megszűnéséhez vezet. Ezt követően egy protocsillagból új csillag keletkezik.

Egy csillag életciklusa

A csillagok olyanok, mint egy élő szervezet: megszületnek, elérik fejlődésük csúcsát, majd meghalnak. A nagy változások akkor kezdődnek, amikor a hidrogén elfogy a csillag központi részében. Már a héjban kezd kiégni, fokozatosan növelve a méretét, és a csillag vörös óriássá vagy akár szuperóriássá is válhat.

Minden csillagnak teljesen más az életciklusa, minden a tömegtől függ. A nehezek tovább élnek, és végül felrobbannak. Napunk nem tartozik a hatalmas csillagok közé, ezért az ilyen típusú égitestek a másik végére várnak: fokozatosan elhalványulnak, sűrű szerkezetté alakulnak, amelyet fehér törpének neveznek.

vörös óriás

Azok a csillagok, amelyek elhasználták a hidrogénkészletüket, hatalmasra nőhetnek. Az ilyen világítótesteket vörös óriásoknak nevezik. Megkülönböztető jellemzőjük a méret mellett a kiterjesztett légkör és a nagyon alacsony felületi hőmérséklet. Tanulmányok kimutatták, hogy nem minden csillag megy át ezen a fejlődési szakaszon. Csak a szilárd tömegű világítótestek válnak vörös óriássá.

A legfényesebb képviselők az Arcturus és az Antares, amelyek látható rétegei viszonylag alacsony hőmérsékletűek, és a ritkított héj tömör hosszúságú. A testek belsejében héliumgyulladási folyamat zajlik, amelyet a fényerő éles ingadozásának hiánya jellemez.

fehér törpe

A kis méretű és tömegű csillagok fehér törpévé válnak. Sűrűségük rendkívül nagy (körülbelül milliószor nagyobb, mint a víz sűrűsége), ami miatt a csillag anyaga „degenerált gáznak” nevezett állapotba kerül. A fehér törpén belül nem figyelhető meg termonukleáris reakció, és csak a lehűlés ténye ad fényt. A csillag mérete ebben az állapotban rendkívül kicsi. Például sok fehér törpe mérete hasonló a Földéhez.