> Životný cyklus hviezdy

Popis život a smrť hviezd: vývojové štádiá s fotografiou, molekulárne oblaky, protohviezda, T Býk, hlavná postupnosť, červený obor, biely trpaslík.

Všetko na tomto svete sa vyvíja. Akýkoľvek cyklus začína narodením, rastom a končí smrťou. Samozrejme, hviezdy majú tieto cykly zvláštnym spôsobom. Pripomeňme si napríklad, že majú väčší časový rámec a merajú sa na milióny a miliardy rokov. Navyše ich smrť so sebou nesie určité následky. Ako to vyzerá životný cyklus hviezd?

Prvý životný cyklus hviezdy: Molekulárne oblaky

Začnime zrodom hviezdy. Predstavte si obrovský oblak studeného molekulárneho plynu, ktorý môže ľahko existovať vo vesmíre bez akýchkoľvek zmien. Zrazu však neďaleko nej vybuchne supernova alebo sa zrazí s iným mrakom. Kvôli tomuto tlaku sa aktivuje proces ničenia. Je rozdelená na malé časti, z ktorých každá je vtiahnutá do seba. Ako ste už pochopili, všetky tieto skupiny sa pripravujú na to, aby sa stali hviezdami. Gravitácia zvyšuje teplotu a uložená hybnosť udržuje rotáciu v chode. Spodný diagram názorne demonštruje kolobeh hviezd (život, fázy vývoja, možnosti transformácie a smrť nebeského telesa s fotografiou).

Druhý životný cyklus hviezdy: protostar

Materiál hustejšie kondenzuje, zahrieva sa a je odpudzovaný gravitačným kolapsom. Takýto objekt sa nazýva protohviezda, okolo ktorej je vytvorený disk materiálu. Časť je priťahovaná k objektu, čím sa zvyšuje jeho hmotnosť. Zvyšok odpadu bude zoskupený a vytvorí planetárny systém. Ďalší vývoj hviezdy závisí od hmotnosti.

Tretí životný cyklus hviezdy: T Býk

Keď materiál zasiahne hviezdu, uvoľní sa obrovské množstvo energie. Nový hviezdny stupeň bol pomenovaný po prototype T Taurus. Ide o premennú hviezdu, ktorá sa nachádza 600 svetelných rokov od nás (neďaleko).

Môže dosiahnuť veľký jas, pretože materiál sa rozpadá a uvoľňuje energiu. Ale v centrálnej časti nie je dostatočná teplota na podporu jadrovej fúzie. Táto fáza trvá 100 miliónov rokov.

Štvrtý životný cyklus hviezdy:Hlavná sekvencia

V určitom okamihu sa teplota nebeského telesa zvýši na požadovanú úroveň, čím sa aktivuje jadrová fúzia. Všetky hviezdy si tým prechádzajú. Vodík sa premieňa na hélium, čím sa uvoľňuje obrovská tepelná rezerva a energia.

Energia sa uvoľňuje ako gama lúče, ale v dôsledku pomalého pohybu hviezdy klesá s vlnovou dĺžkou. Svetlo je vytlačené smerom von a čelí gravitácii. Môžeme predpokladať, že je tu vytvorená dokonalá rovnováha.

Ako dlho bude v hlavnej sekvencii? Musíte začať od hmotnosti hviezdy. Červení trpaslíci (polovica slnečnej hmoty) sú schopní minúť stovky miliárd (biliónov) rokov na zásobovanie palivom. Priemerný počet hviezd (ako) žije 10-15 miliárd. Ale tie najväčšie sú staré miliardy alebo milióny rokov. Pozrite sa, ako vyzerá vývoj a zánik hviezd rôznych tried v diagrame.

Piaty životný cyklus hviezdy:červený obor

Počas procesu tavenia končí vodík a hromadí sa hélium. Keď už nezostane žiadny vodík, všetky jadrové reakcie sa zastavia a hviezda sa začne zmenšovať vplyvom gravitácie. Vodíkový obal okolo jadra sa zahreje a zapáli, čo spôsobí, že objekt narastie 1000-10000 krát. V určitom okamihu naše Slnko zopakuje tento osud, keď sa zvýši na obežnú dráhu Zeme.

Teplota a tlak dosahujú maximum a hélium sa spája na uhlík. V tomto bode sa hviezda sťahuje a prestáva byť červeným obrom. S väčšou masívnosťou objekt spáli iné ťažké prvky.

Šiesty životný cyklus hviezdy: biely trpaslík

Hviezda so slnečnou hmotnosťou nemá dostatočný gravitačný tlak na to, aby roztavila uhlík. Preto smrť nastáva s koncom hélia. Vonkajšie vrstvy sa vysunú a objaví sa biely trpaslík. Najprv je horúco, ale po stovkách miliárd rokov sa ochladí.

Každý z nás sa aspoň raz v živote pozrel na hviezdnu oblohu. Niekto sa na túto krásu pozeral, prežíval romantické pocity, druhý sa snažil pochopiť, odkiaľ všetka táto krása pochádza. Život vo vesmíre, na rozdiel od života na našej planéte, plynie inou rýchlosťou. Čas vo vesmíre žije podľa svojich vlastných kategórií, vzdialenosti a dimenzie vo vesmíre sú kolosálne. Málokedy sa zamýšľame nad tým, že vývoj galaxií a hviezd neustále prebieha pred našimi očami. Každý objekt v obrovskom priestore je dôsledkom určitých fyzikálnych procesov. Galaxie, hviezdy a dokonca aj planéty majú hlavné fázy vývoja.

Naša planéta a my všetci závisíme od nášho svetla. Dokedy nás bude Slnko tešiť svojim teplom, vdychovať život slnečnej sústave? Čo nás čaká v budúcnosti za milióny a miliardy rokov? V tejto súvislosti je zaujímavé dozvedieť sa viac o tom, aké sú fázy vývoja astronomických objektov, odkiaľ pochádzajú hviezdy a ako sa končí život týchto nádherných svietidiel na nočnej oblohe.

Vznik, zrod a vývoj hviezd

Vývoj hviezd a planét, ktoré obývajú našu galaxiu Mliečna dráha a celý vesmír, je z väčšej časti dobre pochopený. Vo vesmíre sú neotrasiteľné fyzikálne zákony, ktoré pomáhajú pochopiť pôvod vesmírnych objektov. V tomto prípade je zvykom spoliehať sa na teóriu veľkého tresku, ktorá je dnes dominantnou doktrínou o procese vzniku vesmíru. Udalosť, ktorá otriasla vesmírom a viedla k vytvoreniu vesmíru, je podľa kozmických štandardov blesková. Pre vesmír prechádzajú okamihy od zrodu hviezdy až po jej smrť. Obrovské vzdialenosti vytvárajú ilúziu nemennosti vesmíru. Hviezda, ktorá vzplanula v diaľke, pre nás žiari miliardy rokov a v tom čase už nemusí existovať.

Teória vývoja galaxie a hviezd je rozvinutím teórie veľkého tresku. Doktrína zrodu hviezd a vzniku hviezdnych systémov sa vyznačuje rozsahom toho, čo sa deje, a časovým rámcom, ktorý možno na rozdiel od vesmíru ako celku pozorovať modernými prostriedkami vedy.

Pri štúdiu životného cyklu hviezd môžete použiť príklad najbližšieho svietidla k nám. Slnko je jednou zo stoviek biliónov hviezd v našom zornom poli. Okrem toho vzdialenosť od Zeme k Slnku (150 miliónov km) poskytuje jedinečnú príležitosť študovať objekt bez opustenia slnečnej sústavy. Získané informácie nám umožnia podrobne pochopiť, ako sú usporiadané iné hviezdy, ako rýchlo sa tieto obrovské zdroje tepla vyčerpávajú, aké sú fázy vývoja hviezd a aké bude finále tohto skvelého života - tichého a tmavého alebo šumivého, výbušný.

Po Veľkom tresku najmenšie častice vytvorili medzihviezdne oblaky, ktoré sa stali „pôrodnicou“ pre bilióny hviezd. Je charakteristické, že všetky hviezdy sa zrodili súčasne v dôsledku kontrakcie a expanzie. Kompresia v oblakoch kozmického plynu vznikla pod vplyvom vlastnej gravitácie a podobných procesov u nových hviezd v susedstve. Expanzia bola výsledkom vnútorného tlaku medzihviezdneho plynu a magnetických polí vo vnútri plynového oblaku. V tomto prípade sa oblak voľne otáčal okolo svojho ťažiska.

Oblaky plynu vytvorené po výbuchu sú z 98 % zložené z atómového a molekulárneho vodíka a hélia. Len 2 % z tohto masívu tvoria prach a pevné mikroskopické častice. Predtým sa verilo, že v strede akejkoľvek hviezdy leží jadro železa, zahriate na teplotu milión stupňov. Práve tento aspekt vysvetľoval gigantickú hmotnosť hviezdy.

V protiklade s fyzikálnymi silami prevládali kompresné sily, pretože svetlo, ktoré je výsledkom uvoľnenia energie, nepreniká do oblaku plynu. Svetlo sa spolu s časťou uvoľnenej energie šíri smerom von a vytvára zónu s mínusovou teplotou a nízkym tlakom vo vnútri hustej akumulácie plynu. V tomto stave je kozmický plyn rýchlo stlačený, vplyv gravitačných síl vedie k tomu, že častice začnú tvoriť hviezdnu hmotu. Keď je akumulácia plynu hustá, intenzívna kompresia spôsobuje tvorbu hviezdokôp. Keď je veľkosť oblaku plynu malá, kompresia vedie k vytvoreniu jedinej hviezdy.

Stručný popis toho, čo sa deje, je, že budúce svietidlo prechádza dvoma fázami - rýchlou a pomalou kompresiou do stavu protohviezdy. V jednoduchom a zrozumiteľnom jazyku je rýchla kontrakcia pádom hviezdnej hmoty smerom do stredu protohviezdy. Pomalá kontrakcia nastáva už na pozadí vytvoreného centra protohviezdy. Počas nasledujúcich stoviek tisíc rokov sa veľkosť nového útvaru zmenšuje a jeho hustota sa miliónkrát zvyšuje. Postupne sa protohviezda stáva nepriehľadnou v dôsledku vysokej hustoty hviezdnej hmoty a prebiehajúca kompresia spúšťa mechanizmus vnútorných reakcií. Rast vnútorného tlaku a teploty vedie k vytvoreniu budúcej hviezdy s vlastným ťažiskom.

V tomto stave protohviezda zostáva milióny rokov, pomaly vydáva teplo a postupne sa zmenšuje a zmenšuje svoju veľkosť. V dôsledku toho sa objavia obrysy novej hviezdy a hustota jej hmoty sa stane porovnateľnou s hustotou vody.

Priemerná hustota našej hviezdy je 1,4 kg / cm3 - takmer rovnaká ako hustota vody v slanom Mŕtvom mori. V strede má Slnko hustotu 100 kg/cm3. Hviezdna hmota nie je v kvapalnom stave, ale je vo forme plazmy.

Pod vplyvom obrovského tlaku a teploty približne 100 miliónov K sa začínajú termonukleárne reakcie vodíkového cyklu. Kompresia sa zastaví, hmotnosť objektu sa zväčší, keď sa energia gravitácie zmení na termonukleárne spaľovanie vodíka. Od tohto momentu nová hviezda, vyžarujúca energiu, začína strácať hmotnosť.

Vyššie uvedená verzia vzniku hviezdy je len primitívna schéma, ktorá popisuje počiatočnú fázu vývoja a zrod hviezdy. Dnes sú takéto procesy v našej galaxii a v celom vesmíre prakticky nepostrehnuteľné v dôsledku intenzívneho ubúdania hviezdneho materiálu. V celej vedomej histórii pozorovaní našej Galaxie boli zaznamenané iba jednotlivé objavy nových hviezd. V meradle vesmíru sa toto číslo môže zvýšiť stokrát a tisíckrát.

Protohviezdy sú väčšinu svojho života pred ľudským okom ukryté škrupinou prachu. Žiarenie z jadra je možné pozorovať iba v infračervenej oblasti, čo je jediný spôsob, ako vidieť zrod hviezdy. Napríklad v hmlovine Orion v roku 1967 astrofyzici objavili novú hviezdu v infračervenej oblasti, ktorej teplota žiarenia bola 700 stupňov Kelvina. Následne sa ukázalo, že rodiskom protohviezd sú kompaktné zdroje, ktoré sú dostupné nielen v našej galaxii, ale aj v iných od nás vzdialených kútoch Vesmíru. Okrem infračerveného žiarenia sú rodiská nových hviezd poznačené intenzívnymi rádiovými signálmi.

Proces štúdia a schéma vývoja hviezd

Celý proces poznávania hviezd možno rozdeliť do niekoľkých etáp. Na úplnom začiatku by ste mali určiť vzdialenosť k hviezde. Informácie o tom, ako ďaleko je hviezda od nás, ako dlho z nej vychádza svetlo, dáva predstavu o tom, čo sa s hviezdou stalo počas celej tejto doby. Potom, čo sa človek naučil merať vzdialenosť k vzdialeným hviezdam, bolo jasné, že hviezdy sú rovnaké slnká, len rôznych veľkostí a s rôznym osudom. Keď poznáme vzdialenosť k hviezde, proces termonukleárnej fúzie hviezdy možno vysledovať podľa úrovne svetla a množstva vyžiarenej energie.

Po určení vzdialenosti hviezdy je možné pomocou spektrálnej analýzy vypočítať chemické zloženie hviezdy a zistiť jej štruktúru a vek. Vďaka nástupu spektrografu mali vedci možnosť skúmať povahu svetla hviezd. Toto zariadenie dokáže určiť a zmerať zloženie plynu hviezdnej hmoty, ktorú má hviezda v rôznych štádiách svojej existencie.

Štúdiom spektrálnej analýzy energie Slnka a iných hviezd vedci dospeli k záveru, že vývoj hviezd a planét má spoločné korene. Všetky kozmické telesá majú rovnaký typ, podobné chemické zloženie a pochádzajú z rovnakej hmoty, ktorá vznikla v dôsledku Veľkého tresku.

Hviezdna hmota pozostáva z rovnakých chemických prvkov (až po železo) ako naša planéta. Rozdiel je len v počte určitých prvkov a v procesoch prebiehajúcich na Slnku a vo vnútri zemskej nebeskej klenby. To je to, čo odlišuje hviezdy od iných objektov vo vesmíre. Pôvod hviezd je potrebné zvážiť aj v kontexte inej fyzikálnej disciplíny, kvantovej mechaniky. Podľa tejto teórie sa hmota, ktorá určuje hviezdnu látku, skladá z neustále sa deliacich atómov a elementárnych častíc, ktoré vytvárajú vlastný mikrokozmos. V tomto svetle je zaujímavá štruktúra, zloženie, štruktúra a vývoj hviezd. Ako sa ukázalo, väčšina našej hviezdy a mnohých ďalších hviezd tvoria iba dva prvky - vodík a hélium. Teoretický model popisujúci štruktúru hviezdy umožní pochopiť ich štruktúru a hlavný rozdiel od iných vesmírnych objektov.

Hlavnou črtou je, že mnohé objekty vo vesmíre majú určitú veľkosť a tvar, zatiaľ čo hviezda môže svoju veľkosť meniť pri svojom vývoji. Horúci plyn je kombinácia atómov, ktoré sú navzájom slabo viazané. Milióny rokov po vzniku hviezdy sa povrchová vrstva hviezdnej hmoty začína ochladzovať. Hviezda odovzdáva väčšinu svojej energie do vesmíru, pričom sa zmenšuje alebo zväčšuje. K prenosu tepla a energie dochádza z vnútorných oblastí hviezdy na povrch, čo ovplyvňuje intenzitu žiarenia. Inými slovami, tá istá hviezda vyzerá v rôznych obdobiach svojej existencie inak. Termonukleárne procesy založené na reakciách vodíkového cyklu prispievajú k premene ľahkých atómov vodíka na ťažšie prvky – hélium a uhlík. Podľa astrofyzikov a jadrových vedcov je takáto termonukleárna reakcia z hľadiska množstva uvoľneného tepla najúčinnejšia.

Prečo sa jadrová fúzia jadra nekončí výbuchom takéhoto reaktora? Ide o to, že sily gravitačného poľa v ňom dokážu udržať hviezdnu hmotu v rámci stabilizovaného objemu. Z toho môžeme vyvodiť jednoznačný záver: každá hviezda je masívne teleso, ktoré si zachováva svoju veľkosť vďaka rovnováhe medzi gravitačnými silami a energiou termonukleárnych reakcií. Výsledkom tohto ideálneho prírodného modelu je zdroj tepla, ktorý dokáže pracovať dlhú dobu. Predpokladá sa, že prvé formy života na Zemi sa objavili pred 3 miliardami rokov. Slnko v tých vzdialených časoch zohrievalo našu planétu rovnakým spôsobom ako teraz. V dôsledku toho sa naša hviezda príliš nezmenila, napriek tomu, že rozsah vyžarovaného tepla a slnečnej energie je kolosálny - viac ako 3-4 milióny ton každú sekundu.

Je ľahké vypočítať, koľko naša hviezda za roky svojej existencie schudla. Bude to obrovské číslo, ale vzhľadom na jeho obrovskú hmotnosť a vysokú hustotu vyzerajú takéto straty v meradle vesmíru zanedbateľné.

Etapy hviezdneho vývoja

Osud hviezdy závisí od počiatočnej hmotnosti hviezdy a jej chemického zloženia. Zatiaľ čo hlavné zásoby vodíka sú sústredené v jadre, hviezda zostáva v takzvanej hlavnej postupnosti. Akonáhle je tendencia zväčšovať veľkosť hviezdy, znamená to, že hlavný zdroj termonukleárnej fúzie vyschol. Začala sa dlhá záverečná cesta premeny nebeského telesa.

Svietidlá vytvorené vo vesmíre sú spočiatku rozdelené do troch najbežnejších typov:

• normálne hviezdy (žltí trpaslíci);
• trpasličí hviezdy;
• obrie hviezdy.

Hviezdy s nízkou hmotnosťou (trpaslíci) pomaly spaľujú svoje zásoby vodíka a žijú svoj život celkom pokojne.

Takýchto hviezd je vo vesmíre väčšina a naša hviezda, žltý trpaslík, k nim patrí. S nástupom staroby sa žltý trpaslík stáva červeným obrom alebo supergiantom.

Na základe teórie pôvodu hviezd sa proces vzniku hviezd vo vesmíre neskončil. Najjasnejšie hviezdy v našej galaxii sú nielen najväčšie v porovnaní so Slnkom, ale aj najmladšie. Astrofyzici a astronómovia nazývajú takéto hviezdy modrými supergiantmi. Nakoniec ich stretne rovnaký osud, aký zažívajú bilióny iných hviezd. Po prvé, rýchly pôrod, brilantný a horlivý život, po ktorom prichádza obdobie pomalého útlmu. Hviezdy veľkosti Slnka majú dlhý životný cyklus, pretože sú v hlavnej postupnosti (v jej strede).

Pomocou údajov o hmotnosti hviezdy môžeme predpokladať jej evolučnú cestu vývoja. Jasnou ilustráciou tejto teórie je vývoj našej hviezdy. Nič nie je trvalé. V dôsledku termonukleárnej fúzie sa vodík premieňa na hélium, preto sa jeho počiatočné zásoby spotrebúvajú a znižujú. Jedného dňa, veľmi skoro, sa tieto rezervy vyčerpajú. Súdiac podľa skutočnosti, že naše Slnko svieti viac ako 5 miliárd rokov, bez zmeny veľkosti, zrelý vek hviezdy môže stále trvať približne rovnaké obdobie.

Vyčerpanie zásob vodíka povedie k tomu, že vplyvom gravitácie sa jadro slnka začne rýchlo zmenšovať. Hustota jadra bude veľmi vysoká, v dôsledku čoho sa termonukleárne procesy presunú do vrstiev susediacich s jadrom. Takýto stav sa nazýva kolaps, ktorý môže byť spôsobený prechodom termonukleárnych reakcií v horných vrstvách hviezdy. V dôsledku vysokého tlaku sa spúšťajú termonukleárne reakcie s héliom.

Zásoby vodíka a hélia v tejto časti hviezdy vydržia na milióny rokov. Nebude to dlho trvať a vyčerpanie zásob vodíka povedie k zvýšeniu intenzity žiarenia, k zväčšeniu veľkosti obalu a veľkosti samotnej hviezdy. V dôsledku toho bude naše Slnko veľmi veľké. Ak si predstavíme tento obraz za desiatky miliárd rokov, tak namiesto oslnivého jasného disku bude na oblohe visieť horúci červený disk gigantických rozmerov. Červení obri sú prirodzenou fázou vývoja hviezdy, jej prechodovým stavom do kategórie premenných hviezd.

V dôsledku takejto transformácie sa vzdialenosť od Zeme k Slnku zníži, takže Zem spadne do zóny vplyvu slnečnej koróny a začne sa v nej „vyprážať“. Teplota na povrchu planéty sa desaťnásobne zvýši, čo povedie k zániku atmosféry a vyparovaniu vody. V dôsledku toho sa planéta zmení na skalnatú púšť bez života.

Záverečné fázy hviezdneho vývoja

Po dosiahnutí fázy červeného obra sa normálna hviezda pod vplyvom gravitačných procesov stáva bielym trpaslíkom. Ak je hmotnosť hviezdy približne rovnaká ako hmotnosť nášho Slnka, všetky hlavné procesy v nej prebehnú pokojne, bez impulzov a výbušných reakcií. Biely trpaslík zomrie na dlhú dobu a zhorí na zem.

V prípadoch, keď mala hviezda na začiatku hmotnosť väčšiu ako hmotnosť Slnka 1,4-krát, biely trpaslík nebude konečným štádiom. S veľkou hmotou vo vnútri hviezdy sa procesy zhutňovania hviezdnej hmoty začínajú na atómovej, molekulárnej úrovni. Protóny sa menia na neutróny, hustota hviezdy sa zvyšuje a jej veľkosť sa rýchlo zmenšuje.

Neutrónové hviezdy známe vede majú priemer 10-15 km. S takou malou veľkosťou má neutrónová hviezda kolosálnu hmotnosť. Jeden kubický centimeter hviezdnej hmoty môže vážiť miliardy ton.

V prípade, že sme sa na začiatku zaoberali hviezdou veľkej hmotnosti, konečná fáza evolúcie nadobudne iné formy. Osudom masívnej hviezdy je čierna diera - objekt s neprebádanou povahou a nepredvídateľným správaním. Obrovská hmotnosť hviezdy prispieva k zvýšeniu gravitačných síl, čím sa uvádzajú do pohybu sily kompresie. Tento proces nie je možné zastaviť. Hustota hmoty rastie, až sa zmení na nekonečno, čím vznikne singulárny priestor (Einsteinova teória relativity). Polomer takejto hviezdy sa nakoniec stane nulovým a stane sa čiernou dierou vo vesmíre. Čiernych dier by bolo oveľa viac, keby vo vesmíre väčšinu priestoru zaberali masívne a supermasívne hviezdy.

Treba si uvedomiť, že pri premene červeného obra na neutrónovú hviezdu alebo na čiernu dieru môže vesmír zažiť jedinečný jav – zrod nového kozmického objektu.

Zrodenie supernovy je najpôsobivejšou záverečnou fázou vývoja hviezd. Pôsobí tu prirodzený zákon prírody: zánikom existencie jedného tela vzniká nový život. Obdobie takého cyklu, akým je zrod supernovy, sa týka najmä masívnych hviezd. Vyčerpané zásoby vodíka vedú k tomu, že hélium a uhlík sú zahrnuté v procese termonukleárnej fúzie. V dôsledku tejto reakcie opäť stúpa tlak a v strede hviezdy sa vytvorí železné jadro. Vplyvom najsilnejších gravitačných síl sa ťažisko posúva do centrálnej časti hviezdy. Jadro je také ťažké, že nie je schopné odolať vlastnej gravitácii. V dôsledku toho začína rýchla expanzia jadra, čo vedie k okamžitej explózii. Zrodenie supernovy je explózia, rázová vlna obrovskej sily, jasný záblesk v obrovských priestoroch vesmíru.

Treba poznamenať, že naše Slnko nie je masívna hviezda, preto mu takýto osud nehrozí a naša planéta by sa takéhoto finále nemala báť. Vo väčšine prípadov k výbuchom supernov dochádza vo vzdialených galaxiách, čo je dôvodom ich pomerne vzácnej detekcie.

Konečne

Evolúcia hviezd je proces, ktorý trvá desiatky miliárd rokov. Naše chápanie prebiehajúcich procesov je len matematický a fyzikálny model, teória. Pozemský čas je len okamihom v obrovskom časovom cykle, v ktorom žije náš vesmír. Môžeme len pozorovať, čo sa stalo pred miliardami rokov a hádať, čomu môžu čeliť budúce generácie pozemšťanov.

Ak máte nejaké otázky - nechajte ich v komentároch pod článkom. My alebo naši návštevníci im radi odpovieme.

Evolúcia hviezd rôznych hmotností

Astronómovia nemôžu pozorovať život jednej hviezdy od začiatku do konca, pretože aj tie najkratšie žijúce hviezdy existujú milióny rokov – dlhšie ako život celého ľudstva. Zmeny fyzikálnych vlastností a chemického zloženia hviezd v čase, t.j. hviezdny vývoj, astronómovia študujú porovnaním charakteristík mnohých hviezd v rôznych štádiách vývoja.

Fyzikálne vzory spájajúce pozorované charakteristiky hviezd sa odrážajú v diagrame farebnej svietivosti - Hertzsprung-Russellov diagram, na ktorom hviezdy tvoria samostatné zoskupenia - postupnosti: hlavná postupnosť hviezd, postupnosti veleobrov, jasných a slabých obrov, podobrov. , subtrpaslíci a bieli trpaslíci.

Po väčšinu svojho života sa každá hviezda nachádza v takzvanej hlavnej postupnosti diagramu farby a svietivosti. Všetky ostatné štádiá vývoja hviezdy pred vytvorením kompaktného zvyšku nezaberú viac ako 10 % tohto času. To je dôvod, prečo väčšina hviezd pozorovaných v našej Galaxii sú skromní červení trpaslíci s hmotnosťou Slnka alebo menšou. Hlavná sekvencia zahŕňa asi 90 % všetkých pozorovaných hviezd.

Životnosť hviezdy a to, na čo sa premení na konci svojej životnej dráhy, je úplne určené jej hmotnosťou. Hviezdy s hmotnosťou väčšou ako hmotnosť Slnka žijú oveľa menej ako Slnko a životnosť najhmotnejších hviezd je len milióny rokov. Pre veľkú väčšinu hviezd je životnosť približne 15 miliárd rokov. Keď hviezda vyčerpá svoje zdroje energie, začne sa ochladzovať a zmenšovať. Konečným produktom vývoja hviezd sú kompaktné masívne objekty, ktorých hustota je mnohonásobne väčšia ako hustota obyčajných hviezd.

Hviezdy rôznych hmotností skončia v jednom z troch stavov: bieli trpaslíci, neutrónové hviezdy alebo čierne diery. Ak je hmotnosť hviezdy malá, potom sú gravitačné sily relatívne slabé a stláčanie hviezdy (gravitačný kolaps) sa zastaví. Vstupuje do stabilného stavu bieleho trpaslíka. Ak hmotnosť prekročí kritickú hodnotu, kompresia pokračuje. Pri veľmi vysokej hustote sa elektróny spájajú s protónmi a vytvárajú neutróny. Čoskoro sa takmer celá hviezda skladá len z neutrónov a má takú obrovskú hustotu, že obrovská hviezdna hmota sa sústredí do veľmi malej gule s polomerom niekoľkých kilometrov a stláčanie sa zastaví – vznikne neutrónová hviezda. Ak je hmotnosť hviezdy taká veľká, že ani vznik neutrónovej hviezdy nezastaví gravitačný kolaps, potom konečným štádiom vývoja hviezdy bude čierna diera.

Zaberá bod v pravom hornom rohu: má vysokú svietivosť a nízku teplotu. Hlavné žiarenie sa vyskytuje v infračervenej oblasti. Žiarenie zo studenej prachovej škrupiny sa dostane až k nám. V procese evolúcie sa poloha hviezdy na diagrame zmení. Jediným zdrojom energie v tejto fáze je gravitačná kontrakcia. Preto sa hviezda pohybuje pomerne rýchlo rovnobežne s osou y.

Teplota povrchu sa nemení, ale klesá polomer a svietivosť. Teplota v strede hviezdy stúpa a dosahuje hodnotu, pri ktorej začínajú reakcie s ľahkými prvkami: lítiom, berýliom, bórom, ktoré rýchlo vyhoria, ale dokážu spomaliť kompresiu. Dráha sa otáča rovnobežne s osou y, teplota na povrchu hviezdy stúpa a svietivosť zostáva takmer konštantná. Nakoniec v strede hviezdy začínajú reakcie tvorby hélia z vodíka (spaľovanie vodíka). Hviezda vstupuje do hlavnej postupnosti.

Trvanie počiatočného štádia je určené hmotnosťou hviezdy. Pre hviezdy ako Slnko je to asi 1 milión rokov, pre hviezdu s hmotnosťou 10 M☉ asi 1000-krát menšie a pre hviezdu s hmotnosťou 0,1 M☉ tisíckrát viac.

Mladé hviezdy s nízkou hmotnosťou

Na začiatku svojho vývoja má hviezda s nízkou hmotnosťou žiarivé jadro a konvekčný obal (obr. 82, I).

V štádiu hlavnej sekvencie hviezda svieti v dôsledku uvoľnenia energie v jadrových reakciách premeny vodíka na hélium. Prísun vodíka zabezpečuje svietivosť hviezdy s hmotnosťou 1 M☉ Približne do 10 10 rokov. Hviezdy s väčšou hmotnosťou spotrebúvajú vodík rýchlejšie: napríklad hviezda s hmotnosťou 10 M☉ spotrebuje vodík za menej ako 10 7 rokov (svietivosť je úmerná štvrtej mocnine hmotnosti).

hviezdy s nízkou hmotnosťou

Keď vodík vyhorí, centrálne oblasti hviezdy sú silne stlačené.

Hviezdy vysokej hmotnosti

Po vstupe do hlavnej postupnosti sa evolúcia hviezdy s veľkou hmotnosťou (>1,5 M☉) je určená podmienkami spaľovania jadrového paliva vo vnútri hviezdy. V štádiu hlavnej sekvencie ide o spaľovanie vodíka, no na rozdiel od hviezd s nízkou hmotnosťou dominujú v jadre reakcie cyklu uhlík-dusík. V tomto cykle hrajú atómy C a N úlohu katalyzátorov. Rýchlosť uvoľňovania energie v reakciách takéhoto cyklu je úmerná T 17. Preto sa v jadre vytvára konvekčné jadro obklopené zónou, v ktorej sa prenos energie uskutočňuje žiarením.

Svietivosť veľkých hviezd je oveľa vyššia ako svietivosť Slnka a vodík sa spotrebuje oveľa rýchlejšie. Je to spôsobené tým, že teplota v strede takýchto hviezd je tiež oveľa vyššia.

S klesajúcim podielom vodíka v látke konvekčného jadra klesá rýchlosť uvoľňovania energie. Ale keďže rýchlosť uvoľňovania je určená svietivosťou, jadro sa začne zmenšovať a rýchlosť uvoľňovania energie zostáva konštantná. Zároveň sa hviezda rozširuje a prechádza do oblasti červených obrov.

hviezdy s nízkou hmotnosťou

Kým vodík úplne vyhorí, v strede hviezdy s nízkou hmotnosťou sa vytvorí malé héliové jadro. V jadre dosahuje hustota hmoty a teplota 10 9 kg/m a 10 8 K. Spaľovanie vodíka prebieha na povrchu jadra. So stúpajúcou teplotou v jadre sa zvyšuje rýchlosť spaľovania vodíka a zvyšuje sa svietivosť. Žiarivá zóna postupne mizne. A kvôli zvýšeniu rýchlosti konvekčných tokov vonkajšie vrstvy hviezdy napučiavajú. Zväčšuje sa jej veľkosť a svietivosť – hviezda sa mení na červeného obra (obr. 82, II).

Hviezdy vysokej hmotnosti

Po úplnom vyčerpaní vodíka hviezdy veľkej hmotnosti sa v jadre spustí trojitá héliová reakcia a zároveň reakcia tvorby kyslíka (3He=>C a C+He=>0). Zároveň na povrchu héliového jadra začne horieť vodík. Objaví sa zdroj prvej vrstvy.

Zásoba hélia sa vyčerpá veľmi rýchlo, keďže pri opísaných reakciách v každom elementárnom akte sa uvoľňuje relatívne málo energie. Obraz sa opakuje a vo hviezde sa objavia dva vrstvové zdroje a v jadre začína reakcia C + C => Mg.

Evolučná stopa sa v tomto prípade ukazuje ako veľmi zložitá (obr. 84). V Hertzsprung-Russellovom diagrame sa hviezda pohybuje pozdĺž sekvencie obrov alebo (s veľmi veľkou hmotnosťou v oblasti supergianta) sa periodicky stáva cephei.

Staré hviezdy s nízkou hmotnosťou

Vo hviezde s nízkou hmotnosťou nakoniec rýchlosť konvekčného prúdenia na určitej úrovni dosiahne druhú kozmickú rýchlosť, škrupina sa odtrhne a hviezda sa zmení na bieleho trpaslíka obklopeného planetárnou hmlovinou.

Evolučná stopa hviezdy s nízkou hmotnosťou na Hertzsprung-Russellovom diagrame je znázornená na obrázku 83.

Smrť hviezd s vysokou hmotnosťou

Na konci evolúcie má veľká hmotná hviezda veľmi zložitú štruktúru. Každá vrstva má svoje chemické zloženie, jadrové reakcie prebiehajú vo viacerých vrstvových zdrojoch a v strede vzniká železné jadro (obr. 85).

Jadrové reakcie so železom neprebiehajú, pretože vyžadujú výdaj (a nie uvoľnenie) energie. Preto je železné jadro rýchlo stlačené, teplota a hustota v ňom sa zvyšujú a dosahujú fantastické hodnoty - teplotu 10 9 K a tlak 10 9 kg / m 3. materiál zo stránky

V tomto momente začínajú dva najdôležitejšie procesy prebiehajúce v jadre súčasne a veľmi rýchlo (zrejme v priebehu niekoľkých minút). Prvým je, že pri zrážke jadier sa atómy železa rozpadajú na 14 atómov hélia, druhým je, že elektróny sú „stlačené“ do protónov, čím vznikajú neutróny. Oba procesy sú spojené s absorpciou energie a teplota v jadre (aj tlak) okamžite klesá. Vonkajšie vrstvy hviezdy začínajú klesať smerom k stredu.

Pád vonkajších vrstiev vedie k prudkému zvýšeniu teploty v nich. Začnú horieť vodík, hélium, uhlík. Toto je sprevádzané silným prúdom neutrónov, ktorý prichádza z centrálneho jadra. V dôsledku toho dôjde k silnému jadrovému výbuchu, ktorý odhodí vonkajšie vrstvy hviezdy, ktoré už obsahujú všetky ťažké prvky, až po kalifornium. Podľa moderných názorov všetky atómy ťažkých chemických prvkov (t.j. ťažšie ako hélium) vznikli vo vesmíre práve vo erupciách.

Na začiatku 20. storočia Hertzsprung a Russell zakreslili rôzne hviezdy do diagramu „Absolútnej veľkosti“ – „spektrálnej triedy“ a ukázalo sa, že väčšina z nich je zoskupená pozdĺž úzkej krivky. Neskôr sa tento diagram (teraz nazývaný Hertzsprung-Russell diagram) ukázal ako kľúč k pochopeniu a štúdiu procesov prebiehajúcich vo vnútri hviezdy.

Diagram umožňuje (aj keď nie veľmi presne) nájsť absolútnu hodnotu spektrálneho typu. Najmä pre spektrálne triedy O-F. Pre neskoršie triedy je to komplikované potrebou vybrať si medzi obrom a trpaslíkom. Určité rozdiely v intenzite niektorých línií nám však umožňujú s istotou urobiť túto voľbu.

Väčšina hviezd (asi 90 %) sa na diagrame nachádza pozdĺž dlhého úzkeho pásu tzv hlavná sekvencia. Tiahlo sa to od ľavého horného rohu (od modrých supergiantov) po pravý dolný roh (až po červených trpaslíkov). Medzi hviezdy hlavnej postupnosti patrí Slnko, ktorého svietivosť sa berie ako jednota.

Body zodpovedajúce obrom a supergiantom sú umiestnené nad hlavnou sekvenciou vpravo a body zodpovedajúce bielym trpaslíkom sú v ľavom dolnom rohu pod hlavnou sekvenciou.

Teraz sa ukázalo, že hviezdy hlavnej postupnosti sú normálne hviezdy podobné Slnku, v ktorých sa pri termonukleárnych reakciách spaľuje vodík. Hlavná sekvencia je sekvencia hviezd rôznych hmotností. Najväčšie hviezdy z hľadiska hmotnosti sa nachádzajú v hornej časti hlavnej postupnosti a sú to modré obry. Hviezdy s najmenšou hmotnosťou sú trpaslíci. Nachádzajú sa v spodnej časti hlavnej sekvencie. Paralelne s hlavnou sekvenciou, ale mierne pod ňou, sú subtrpaslíci. Od hviezd hlavnej postupnosti sa líšia nižším obsahom kovu.

Hviezda trávi väčšinu svojho života v hlavnej sekvencii. V tomto období sa takmer nemení jeho farba, teplota, svietivosť a ďalšie parametre. Ale predtým, ako hviezda dosiahne tento ustálený stav, zatiaľ čo je stále v stave protohviezdy, je červená a na krátky čas svieti viac, než by bola v hlavnej postupnosti.

Hviezdy veľkej hmotnosti (supergianti) štedro míňajú svoju energiu a vývoj takýchto hviezd trvá len stovky miliónov rokov. Modrí supergianti sú preto mladé hviezdy.

Fázy vývoja hviezd po hlavnej sekvencii sú tiež krátke. Typické hviezdy sa stávajú červenými obrami a veľmi hmotné hviezdy sa stávajú červenými veleobrami. Hviezda sa rýchlo zväčšuje a jej svietivosť sa zvyšuje. Práve tieto fázy evolúcie sa odrážajú v Hertzsprung-Russellovom diagrame.

Každá hviezda strávi približne 90 % svojho života v hlavnej sekvencii. V tomto období sú hlavným zdrojom energie pre hviezdu termonukleárne reakcie premeny vodíka na hélium v ​​jej strede. Po vyčerpaní tohto zdroja sa hviezda presunie do oblasti obrov, kde strávi asi 10% svojho života. V tomto čase je hlavným zdrojom uvoľňovania hviezdnej energie premena vodíka na hélium vo vrstve obklopujúcej husté héliové jadro. Tento tzv javisko červeného obra.

Zrodenie hviezd

Evolúcia hviezdy sa začína v obrovskom molekulárnom oblaku, nazývanom aj hviezdna kolíska, v ktorom v dôsledku gravitačnej nestability začína rásť primárna fluktuácia hustoty. Väčšina „prázdneho“ priestoru v galaxii v skutočnosti obsahuje 0,1 až 1 molekulu na cm3. Na druhej strane molekulový oblak má hustotu asi milión molekúl na cm³. Hmotnosť takéhoto oblaku prevyšuje hmotnosť Slnka 100 000 až 10 000 000 krát kvôli jeho veľkosti: od 50 do 300 svetelných rokov v priemere.

Počas kolapsu sa molekulárny oblak rozdelí na časti, čím sa vytvárajú stále menšie zhluky. Fragmenty s hmotnosťou menšou ako ~100 hmotností Slnka sú schopné vytvoriť hviezdu. V takýchto formáciách sa plyn pri kontrakcii zahrieva v dôsledku uvoľnenia gravitačnej potenciálnej energie a oblak sa stáva protohviezdou, ktorá sa mení na rotujúci sférický objekt.

Hviezdy v počiatočnom štádiu svojej existencie sú spravidla skryté v hustom oblaku prachu a plynu. Siluety takýchto hviezdotvorných kukiel možno často pozorovať na pozadí jasného žiarenia z okolitého plynu. Takéto útvary sa nazývajú Bokove globule.

Veľmi malá časť protohviezd nedosahuje teplotu dostatočnú na termonukleárne fúzne reakcie. Takéto hviezdy sa nazývajú "hnedí trpaslíci", ich hmotnosť nepresahuje jednu desatinu slnka. Takéto hviezdy rýchlo zomierajú a postupne sa ochladzujú počas niekoľkých stoviek miliónov rokov. V niektorých z najhmotnejších protohviezd môže teplota v dôsledku silnej kompresie dosiahnuť 10 miliónov K, čo umožňuje fúziu hélia z vodíka. Takáto hviezda začne žiariť. Nástup termonukleárnych reakcií nastolí hydrostatickú rovnováhu, ktorá zabráni ďalšiemu gravitačnému kolapsu jadra. Ďalej môže hviezda existovať v stabilnom stave.

Počiatočná fáza vývoja hviezd

Na Hertzsprung-Russellovom diagrame zaberá vychádzajúca hviezda bod v pravom hornom rohu: má vysokú svietivosť a nízku teplotu. Hlavné žiarenie sa vyskytuje v infračervenej oblasti. Žiarenie zo studenej prachovej škrupiny sa dostane až k nám. V procese evolúcie sa poloha hviezdy na diagrame zmení. Jediným zdrojom energie v tejto fáze je gravitačná kontrakcia. Preto sa hviezda pohybuje pomerne rýchlo rovnobežne s osou y.

Teplota povrchu sa nemení, ale klesá polomer a svietivosť. Teplota v strede hviezdy stúpa a dosahuje hodnotu, pri ktorej začínajú reakcie s ľahkými prvkami: lítiom, berýliom, bórom, ktoré rýchlo vyhoria, ale dokážu spomaliť kompresiu. Dráha sa otáča rovnobežne s osou y, teplota na povrchu hviezdy stúpa a svietivosť zostáva takmer konštantná. Nakoniec v strede hviezdy začínajú reakcie tvorby hélia z vodíka (spaľovanie vodíka). Hviezda vstupuje do hlavnej postupnosti.

Trvanie počiatočného štádia je určené hmotnosťou hviezdy. Pre hviezdy ako Slnko je to asi 1 milión rokov, pre hviezdu s hmotnosťou 10 M ☉ asi 1000-krát menšie a pre hviezdu s hmotnosťou 0,1 M ☉ tisíckrát viac.

Fáza hlavnej sekvencie

V štádiu hlavnej sekvencie hviezda svieti v dôsledku uvoľnenia energie v jadrových reakciách premeny vodíka na hélium. Zásoba vodíka zabezpečuje svietivosť hviezdy s hmotnosťou 1M ☉ asi 10 10 rokov. Hviezdy s väčšou hmotnosťou spotrebúvajú vodík rýchlejšie: napríklad hviezda s hmotnosťou 10 M ☉ spotrebuje vodík za menej ako 10 7 rokov (svietivosť je úmerná štvrtej mocnine hmotnosti).

hviezdy s nízkou hmotnosťou

Keď vodík vyhorí, centrálne oblasti hviezdy sú silne stlačené.

Hviezdy vysokej hmotnosti

Po vstupe do hlavnej postupnosti sa začne evolúcia hviezdy veľkej hmotnosti (>1,5 M ☉ ) je určená podmienkami spaľovania jadrového paliva vo vnútri hviezdy. V štádiu hlavnej sekvencie ide o spaľovanie vodíka, no na rozdiel od hviezd s nízkou hmotnosťou dominujú v jadre reakcie cyklu uhlík-dusík. V tomto cykle hrajú atómy C a N úlohu katalyzátorov. Rýchlosť uvoľňovania energie v reakciách takéhoto cyklu je úmerná T17. Preto sa v jadre vytvára konvekčné jadro obklopené zónou, v ktorej sa prenos energie uskutočňuje žiarením.

Svietivosť veľkých hviezd je oveľa vyššia ako svietivosť Slnka a vodík sa spotrebuje oveľa rýchlejšie. Je to spôsobené tým, že teplota v strede takýchto hviezd je tiež oveľa vyššia.

S klesajúcim podielom vodíka v látke konvekčného jadra klesá rýchlosť uvoľňovania energie. Ale keďže rýchlosť uvoľňovania je určená svietivosťou, jadro sa začne zmenšovať a rýchlosť uvoľňovania energie zostáva konštantná. Zároveň sa hviezda rozširuje a prechádza do oblasti červených obrov.

Štádium hviezdnej zrelosti

hviezdy s nízkou hmotnosťou

V čase, keď vodík úplne vyhorí, sa v strede hviezdy s nízkou hmotnosťou vytvorí malé héliové jadro. V jadre dosahuje hustota hmoty hodnoty 10 9 kg/m 3 a teplota 10 8 K. Spaľovanie vodíka prebieha na povrchu jadra. So stúpajúcou teplotou v jadre sa zvyšuje rýchlosť spaľovania vodíka a zvyšuje sa svietivosť. Žiarivá zóna postupne mizne. A kvôli zvýšeniu rýchlosti konvekčných prúdov vonkajšie vrstvy hviezdy napučiavajú. Zväčšuje sa jej veľkosť a svietivosť – hviezda sa mení na červeného obra.

Hviezdy vysokej hmotnosti

Po úplnom vyčerpaní vodíka vo veľkej hmotnej hviezde sa v jadre spustí trojitá reakcia hélia a súčasne reakcia tvorby kyslíka (3He=>C a C+He=>O). Zároveň na povrchu héliového jadra začne horieť vodík. Objaví sa zdroj prvej vrstvy.

Zásoba hélia sa vyčerpá veľmi rýchlo, keďže pri opísaných reakciách sa pri každom elementárnom akte uvoľňuje relatívne málo energie. Obraz sa opakuje a vo hviezde sa objavia dva vrstvové zdroje a v jadre začína reakcia C + C => Mg.

Zároveň sa ukazuje, že evolučná dráha je veľmi komplikovaná. V Hertzsprung-Russellovom diagrame sa hviezda pohybuje pozdĺž sekvencie obrov alebo (pre veľmi veľké hmoty v oblasti supergiantov) sa periodicky stáva cefeidou.

Záverečné fázy hviezdneho vývoja

Staré hviezdy s nízkou hmotnosťou

Vo hviezde s nízkou hmotnosťou nakoniec rýchlosť konvekčného prúdenia na určitej úrovni dosiahne druhú kozmickú rýchlosť, obal sa odlomí a hviezda sa zmení na bieleho trpaslíka obklopeného planetárnou hmlovinou.

Smrť hviezd s vysokou hmotnosťou

Na konci svojho vývoja má hviezda s veľkou hmotnosťou veľmi zložitú štruktúru. Každá vrstva má svoje chemické zloženie, jadrové reakcie prebiehajú vo viacerých vrstvových zdrojoch a v strede vzniká železné jadro.

Jadrové reakcie so železom neprebiehajú, pretože vyžadujú vynaloženie (skôr než uvoľnenie) energie. Preto sa železné jadro rýchlo zmršťuje, teplota a hustota v ňom narastajú a dosahujú fantastické hodnoty - teplotu 109 K a hustotu 109 kg/m3.

V tomto momente začínajú dva najdôležitejšie procesy prebiehajúce v jadre súčasne a veľmi rýchlo (zrejme v priebehu niekoľkých minút). Prvým je, že pri jadrových zrážkach sa atómy železa rozpadajú na 14 atómov hélia, druhým je, že elektróny sú „stlačené“ do protónov, čím vznikajú neutróny. Oba procesy sú spojené s absorpciou energie a teplota v jadre (aj tlak) okamžite klesá. Vonkajšie vrstvy hviezdy začínajú klesať smerom k stredu.

Pád vonkajších vrstiev vedie k prudkému zvýšeniu teploty v nich. Začnú horieť vodík, hélium, uhlík. Toto je sprevádzané silným prúdom neutrónov, ktorý prichádza z centrálneho jadra. V dôsledku toho dôjde k silnému jadrovému výbuchu, ktorý odhodí vonkajšie vrstvy hviezdy, ktoré už obsahujú všetky ťažké prvky, až po kalifornium. Podľa moderných názorov všetky atómy ťažkých chemických prvkov (t. j. ťažších ako hélium) vznikli vo vesmíre práve pri výbuchoch supernov. V závislosti od hmotnosti explodovanej hviezdy zostáva na mieste explodovanej supernovy buď neutrónová hviezda alebo čierna diera.