Ukratko o evoluciji zvijezda velike mase. Životni vijek zvijezda. Mlade zvezde male mase
Prvi dio ASTRONOMSKI ASPEKT PROBLEMA
4. Evolucija zvijezda Moderna astronomija ima veliki broj argumenata u prilog tvrdnji da se zvijezde formiraju kondenzacijom oblaka plina i prašine u međuzvjezdanom mediju. Proces formiranja zvijezda iz ovog medija nastavlja se i danas. Razjašnjenje ove okolnosti jedno je od najvećih dostignuća moderne astronomije. Do relativno nedavno, vjerovalo se da su sve zvijezde nastale gotovo istovremeno prije mnogo milijardi godina. Kolaps ovih metafizičkih ideja olakšan je, prije svega, napretkom opservacijske astronomije i razvojem teorije strukture i evolucije zvijezda. Kao rezultat toga, postalo je jasno da su mnoge od promatranih zvijezda relativno mladi objekti, a neke od njih su nastale kada je već postojala osoba na Zemlji. Važan argument u prilog zaključku da se zvijezde formiraju iz međuzvjezdanog plina i prašine je položaj grupa očito mladih zvijezda (tzv. "asocijacije") u spiralnim krakovima Galaksije. Činjenica je da je, prema radioastronomskim zapažanjima, međuzvjezdani plin koncentrisan uglavnom u spiralnim krakovima galaksija. To je posebno slučaj u našoj Galaksiji. Štaviše, iz detaljnih "radio snimaka" nekih nama bliskih galaksija, proizilazi da je najveća gustina međuzvjezdanog plina uočena na unutrašnjim (u odnosu na centar odgovarajuće galaksije) rubovima spirale, što nalazi prirodno objašnjenje , na čijim detaljima se ovdje ne možemo zadržavati. Ali upravo se u tim dijelovima spirala posmatraju metode optičke astronomije metodama optičke astronomije "HII zone", odnosno oblaci joniziranog međuzvjezdanog plina. U pogl. 3 već je rečeno da jedini razlog za jonizaciju takvih oblaka može biti ultraljubičasto zračenje masivnih vrućih zvijezda - očito mladih objekata (vidi dolje). Centralno za problem evolucije zvijezda je pitanje izvora njihove energije. Zaista, odakle, na primjer, dolazi ogromna količina energije potrebna da se sunčevo zračenje održi na približno promatranom nivou nekoliko milijardi godina? Svake sekunde Sunce emituje 4x10 33 erga, a tokom 3 milijarde godina zračilo je 4x10 50 erga. Nema sumnje da je starost Sunca oko 5 milijardi godina. Ovo proizilazi barem iz modernih procjena starosti Zemlje raznim radioaktivnim metodama. Malo je vjerovatno da je Sunce "mlađe" od Zemlje. U prošlom i početkom ovog stoljeća predlagane su različite hipoteze o prirodi izvora energije Sunca i zvijezda. Neki naučnici su, na primjer, vjerovali da je izvor sunčeve energije kontinuirano ispadanje meteoroida na njegovu površinu, drugi su tražili izvor u neprekidnoj kompresiji Sunca. Potencijalna energija oslobođena tokom takvog procesa mogla bi se, pod određenim uslovima, pretvoriti u zračenje. Kao što ćemo vidjeti u nastavku, ovaj izvor može biti prilično efikasan u ranoj fazi evolucije zvijezde, ali ne može obezbijediti zračenje sa Sunca za potrebno vrijeme. Napredak nuklearne fizike omogućio je rješavanje problema izvora energije zvijezda već krajem tridesetih godina našeg stoljeća. Takav izvor su reakcije termonuklearne fuzije koje se dešavaju u unutrašnjosti zvijezda na vrlo visokoj temperaturi koja tamo prevladava (reda deset miliona Kelvina). Kao rezultat ovih reakcija, čija brzina u velikoj mjeri ovisi o temperaturi, protoni se pretvaraju u jezgra helijuma, a oslobođena energija polako "curi" kroz unutrašnjost zvijezda i, konačno, značajno se transformira, zrači u svjetski prostor. Ovo je izuzetno moćan izvor. Ako pretpostavimo da se u početku Sunce sastojalo samo od vodika, koji se kao rezultat termonuklearnih reakcija potpuno pretvorio u helijum, tada će oslobođena količina energije biti približno 10 52 erg. Dakle, da bi se zračenje održalo na posmatranom nivou milijardama godina, dovoljno je da Sunce "utroši" najviše 10% prvobitne zalihe vodonika. Sada možemo predstaviti sliku evolucije neke zvijezde na sljedeći način. Iz nekih razloga (može se navesti nekoliko njih), oblak međuzvjezdanog medija plina i prašine počeo je da se kondenzuje. Ubrzo (naravno, u astronomskim razmerama!) Pod uticajem univerzalnih gravitacionih sila, iz ovog oblaka se formira relativno gusta, neprozirna gasna lopta. Strogo govoreći, ova lopta se još ne može nazvati zvijezdom, jer je u njenim središnjim dijelovima temperatura nedovoljna za početak termonuklearnih reakcija. Pritisak gasa unutar lopte još nije u stanju da uravnoteži sile privlačenja njenih pojedinačnih delova, pa će se ona kontinuirano sabijati. Neki astronomi su vjerovali da se takve "protozvijezde" opažaju u pojedinačnim maglinama u obliku vrlo tamnih kompaktnih formacija, takozvanih globula (slika 12). Napredak u radio astronomiji, međutim, natjerao nas je da napustimo ovu prilično naivnu tačku gledišta (vidi dolje). Obično se ne formira jedna protozvijezda u isto vrijeme, već više ili manje brojna grupa njih. U budućnosti, ove grupe postaju zvjezdane asocijacije i klasteri, dobro poznati astronomima. Vrlo je vjerovatno da se u ovoj vrlo ranoj fazi evolucije zvijezde oko nje formiraju nakupine s manjom masom, koje se zatim postepeno pretvaraju u planete (vidi Sl. ch. devet).Rice. 12. Globule u difuzionoj maglini
Kada se protozvijezda skuplja, njena temperatura raste i značajan dio oslobođene potencijalne energije se zrači u okolni prostor. Budući da su dimenzije stezne gasne sfere veoma velike, zračenje jedinice njene površine biće zanemarljivo. Budući da je fluks zračenja sa jedinične površine proporcionalan četvrtom stepenu temperature (Stefan-Boltzmannov zakon), temperatura površinskih slojeva zvijezde je relativno niska, dok je njezin luminozitet skoro isti kao kod obične zvijezde. sa istom masom. Stoga će se na dijagramu "spektar - luminoznost" takve zvijezde nalaziti desno od glavnog niza, odnosno pasti će u područje crvenih divova ili crvenih patuljaka, ovisno o vrijednostima njihovih početnih masa. U budućnosti, protozvijezda nastavlja da se smanjuje. Njegove dimenzije postaju manje, a površinska temperatura raste, zbog čega spektar postaje sve "raniji". Dakle, krećući se duž dijagrama "spektar - luminoznost", protozvijezda prilično brzo "sjeda" na glavnu sekvencu. Tokom ovog perioda, temperatura unutrašnjosti zvijezde je već dovoljna da tamo počnu termonuklearne reakcije. Istovremeno, pritisak gasa unutar buduće zvezde uravnotežuje privlačnost i gasna lopta prestaje da se skuplja. Protozvijezda postaje zvijezda. Protozvijezdama je potrebno relativno malo vremena da prođu kroz ovu vrlo ranu fazu svoje evolucije. Ako je, na primjer, masa protozvijezde veća od mase Sunca, potrebno je samo nekoliko miliona godina; ako je manja, nekoliko stotina miliona godina. Budući da je vrijeme evolucije protozvijezda relativno kratko, teško je otkriti ovu najraniju fazu razvoja zvijezde. Ipak, zvijezde u ovoj fazi, očigledno, se primjećuju. Riječ je o vrlo zanimljivim zvijezdama T Bika, obično uronjenim u tamne magline. 1966. godine, sasvim neočekivano, postalo je moguće posmatrati protozvijezde u ranim fazama njihove evolucije. Već smo u trećem poglavlju ove knjige spomenuli otkriće radioastronomijom određenog broja molekula u međuzvjezdanom mediju, prvenstveno hidroksil OH i vodene pare H2O. Veliko je bilo iznenađenje radioastronoma kada su, prilikom snimanja neba na talasnoj dužini od 18 cm, što odgovara radio liniji OH, otkriveni svetli, izuzetno kompaktni (tj. malih ugaonih dimenzija) izvori. Ovo je bilo toliko neočekivano da su isprva odbili čak ni povjerovati da tako svijetle radio linije mogu pripadati hidroksilnoj molekuli. Pretpostavljalo se da ove linije pripadaju nekoj nepoznatoj supstanci, koja je odmah dobila "odgovarajući" naziv "misterijum". Međutim, "misterijum" je vrlo brzo podelio sudbinu svoje optičke "braće" - "nebulijuma" i "koronije". Činjenica je da se dugi niz decenija svetle linije maglina i solarne korone nisu mogle identifikovati ni sa jednom poznatom spektralnom linijom. Stoga su se pripisivali određenim, na zemlji nepoznatim, hipotetičkim elementima - "nebulijumu" i "koroniji". Nemojmo se snishodljivo osmehnuti neznanju astronoma na početku našeg veka: uostalom, tada nije postojala teorija atoma! Razvoj fizike nije ostavio mjesta za egzotične "nebesnike" u Mendeljejevljevom periodičnom sistemu: 1927. godine razotkriven je "maglica", čije su linije s potpunom pouzdanošću identificirane sa "zabranjenim" linijama joniziranog kisika i dušika, a 1939. -1941. . uvjerljivo je pokazano da misteriozne linije "koronijuma" pripadaju višestruko jonizovanim atomima gvožđa, nikla i kalcijuma. Ako su bile potrebne decenije da se "razotkriju" "nebulijum" i "kodonijum", onda je u roku od nekoliko nedelja nakon otkrića postalo jasno da linije "misterijuma" pripadaju običnom hidroksilu, ali samo pod neobičnim uslovima. Dalja zapažanja su, prije svega, otkrila da izvori "misterija" imaju izuzetno male ugaone dimenzije. To je pokazano uz pomoć tada još nove, vrlo efikasne istraživačke metode, nazvane "radio interferometrija vrlo duge osnovne linije". Suština metode svodi se na istovremeno promatranje izvora na dva radioteleskopa međusobno udaljena na udaljenosti od nekoliko hiljada km. Kako se ispostavilo, kutna rezolucija u ovom slučaju određena je omjerom valne dužine i udaljenosti između radio-teleskopa. U našem slučaju, ova vrijednost može biti ~3x10 -8 rad ili nekoliko hiljaditih dionica lučne sekunde! Imajte na umu da je u optičkoj astronomiji takva kutna rezolucija još uvijek potpuno nedostižna. Takva zapažanja su pokazala da postoje najmanje tri klase "misterijskih" izvora. Ovdje će nas zanimati izvori klase 1. Svi oni se nalaze unutar gasovitih jonizovanih maglina, na primer, u čuvenoj Orion maglini. Kao što je već spomenuto, njihove dimenzije su izuzetno male, mnogo hiljada puta manje od dimenzija magline. Ono što je najzanimljivije je da imaju složenu prostornu strukturu. Uzmimo, na primjer, izvor koji se nalazi u maglini zvanoj W3.
Rice. 13. Profili četiri komponente hidroksilne linije
Na sl. Slika 13 prikazuje profil OH linije koju emituje ovaj izvor. Kao što vidite, sastoji se od velikog broja uskih svijetlih linija. Svaka linija odgovara određenoj brzini kretanja duž linije vida oblaka koji emituje ovu liniju. Vrijednost ove brzine određena je Doplerovim efektom. Razlika u brzinama (duž linije vida) između različitih oblaka doseže ~10 km/s. Gore navedena interferometrijska zapažanja pokazala su da se oblaci koji emituju svaku liniju prostorno ne poklapaju. Slika je sljedeća: unutar područja od otprilike 1,5 sekunde, lukovi se kreću različitim brzinama oko 10 kompaktnih oblaka. Svaki oblak emituje jednu specifičnu (po frekvenciji) liniju. Ugaone dimenzije oblaka su veoma male, reda veličine nekoliko hiljaditih dela lučne sekunde. Pošto je udaljenost do magline W3 poznata (oko 2000 pc), ugaone dimenzije se lako mogu pretvoriti u linearne. Ispostavilo se da su linearne dimenzije područja u kojem se oblaci kreću reda veličine 10 -2 pc, a dimenzije svakog oblaka su samo za red veličine veće od udaljenosti od Zemlje do Sunca. Postavljaju se pitanja: šta su ovi oblaci i zašto tako snažno zrače u hidroksil radio linijama? Na drugo pitanje je odgovoreno prilično brzo. Ispostavilo se da je mehanizam emisije prilično sličan onom koji je uočen u laboratorijskim maserima i laserima. Dakle, izvori "misterijuma" su gigantski, prirodni kosmički maseri koji rade na talasu hidroksilne linije, čija je dužina 18 cm. Kao što je poznato, pojačanje zračenja u linijama zbog ovog efekta je moguće kada se na neki način "aktivira" medij u kojem se zračenje širi. To znači da neki "spoljni" izvor energije (tzv. "pumpanje") čini koncentraciju atoma ili molekula na početnom (gornjem) nivou anomalno visokom. Mazer ili laser nisu mogući bez trajne "pumpe". Pitanje prirode mehanizma "pumpanja" kosmičkih masera još uvijek nije konačno riješeno. Međutim, prilično snažno infracrveno zračenje će se najvjerovatnije koristiti kao "pumpanje". Drugi mogući mehanizam "pumpanja" može biti neka hemijska reakcija. Vrijedi prekinuti našu priču o kosmičkim maserima kako bismo razmotrili s kakvim se nevjerovatnim fenomenima susreću astronomi u svemiru. Jedan od najvećih tehničkih izuma našeg turbulentnog doba, koji igra značajnu ulogu u naučnoj i tehnološkoj revoluciji koju sada doživljavamo, lako se realizuje u prirodnim uslovima i, štaviše, u ogromnom obimu! Tok radio-emisije nekih kosmičkih masera je toliki da je mogao biti otkriven čak i na tehničkom nivou radio astronomije prije 35 godina, odnosno čak i prije pronalaska masera i lasera! Za to je bilo potrebno "samo" znati tačnu talasnu dužinu OH radio veze i zainteresovati se za problem. Inače, ovo nije prvi slučaj da se najvažniji naučno-tehnički problemi sa kojima se čovečanstvo suočava u prirodnim uslovima. Termonuklearne reakcije koje podržavaju zračenje Sunca i zvijezda (vidi dolje) potaknule su razvoj i implementaciju projekata za dobivanje nuklearnog "goriva" na Zemlji, što bi u budućnosti trebalo riješiti sve naše energetske probleme. Avaj, još smo daleko od rješavanja ovog najvažnijeg zadatka, koji je priroda riješila „lako“. Prije stoljeće i po Fresnel, osnivač talasne teorije svjetlosti, primijetio je (naravno drugom prilikom): "Priroda se smije našim poteškoćama." Kao što vidite, Fresnelova primedba danas je još tačnija. Vratimo se, međutim, kosmičkim maserima. Iako mehanizam "pumpanja" ovih masera još nije sasvim jasan, još uvijek se može dobiti gruba predodžbu o fizičkim uvjetima u oblacima koji emituju liniju od 18 cm pomoću maser mehanizma. Prije svega, ispada da ovi oblaci su prilično gusti: u kubnom centimetru ima najmanje 10 8 -10 9 čestica, a značajan (a možda i veliki) dio njih su molekuli. Temperatura vjerovatno neće preći dvije hiljade Kelvina, najvjerovatnije je oko 1000 Kelvina. Ova svojstva se oštro razlikuju od osobina čak i najgušćih oblaka međuzvjezdanog plina. S obzirom na još relativno malu veličinu oblaka, nehotice dolazimo do zaključka da oni prilično podsjećaju na proširene, prilično hladne atmosfere supergigantskih zvijezda. Vrlo je vjerovatno da ovi oblaci nisu ništa drugo do rana faza u razvoju protozvijezda, odmah nakon njihove kondenzacije iz međuzvjezdanog medija. U prilog ovoj tvrdnji govore i druge činjenice (koju je autor ove knjige iznio još 1966. godine). U maglinama u kojima se posmatraju kosmički maseri, vidljive su mlade vrele zvezde (vidi dole). Shodno tome, proces formiranja zvijezda je tu nedavno završio i najvjerovatnije se nastavlja i danas. Možda je najzanimljivije to što su, kako pokazuju radioastronomska posmatranja, svemirski maseri ovog tipa, takoreći, "uronjeni" u male, vrlo guste oblake jonizovanog vodonika. Ovi oblaci sadrže mnogo kosmičke prašine, što ih čini neuočljivim u optičkom opsegu. Takve "čaure" jonizuje mlada, vruća zvijezda u njima. U proučavanju procesa formiranja zvijezda, infracrvena astronomija se pokazala vrlo korisnom. Zaista, za infracrvene zrake, međuzvjezdana apsorpcija svjetlosti nije toliko značajna. Sada možemo zamisliti sljedeću sliku: iz oblaka međuzvjezdanog medija, njegovom kondenzacijom, nastaje nekoliko ugrušaka različitih masa koji evoluiraju u protozvijezde. Brzina evolucije je drugačija: za masivnije nakupine bit će veća (vidi tabelu 2 ispod). Stoga će se najmasovnija gomila prvo pretvoriti u vruću zvijezdu, dok će se ostatak zadržati manje-više dugo u fazi protozvijezde. Promatramo ih kao izvore maser zračenja u neposrednoj blizini "novorođene" vruće zvijezde, koja ionizira vodonik "čahura" koji se nije kondenzirao u grudvice. Naravno, ova gruba shema će se u budućnosti usavršavati i, naravno, bit će u njoj napravljene značajne promjene. Ali činjenica ostaje: neočekivano se pokazalo da neko vrijeme (najvjerovatnije relativno kratko) novorođene protozvijezde, slikovito rečeno, "vrište" o svom rođenju, koristeći najnovije metode kvantne radiofizike (tj. masere)... Nakon 2. godine nakon otkrića kosmičkih hidroksil masera (linija 18 cm) – utvrđeno je da isti izvori istovremeno emituju (također maserskim mehanizmom) liniju vodene pare čija je talasna dužina 1,35 cm. Intenzitet „vode“ " maser je čak veći od onog "hidroksila". Oblaci koji emituju liniju H2O, iako se nalaze u istoj maloj zapremini kao i "hidroksilni" oblaci, kreću se različitim brzinama i mnogo su kompaktniji. Ne može se isključiti mogućnost da će u bliskoj budućnosti biti otkrivene i druge maser linije*. Tako je, sasvim neočekivano, radio astronomija klasični problem formiranja zvijezda pretvorila u granu opservacijske astronomije**. Kada se nađe u glavnoj sekvenci i prestane da se smanjuje, zvijezda zrači dugo vremena, praktično ne mijenjajući svoj položaj na dijagramu "spektar - luminoznost". Njegovo zračenje je podržano termonuklearnim reakcijama koje se odvijaju u centralnim regijama. Dakle, glavni niz je, takoreći, lokus tačaka na dijagramu "spektar - luminoznost", gdje zvijezda (u zavisnosti od svoje mase) može zračiti dugo i postojano zbog termonuklearnih reakcija. Položaj zvijezde na glavnom nizu određen je njenom masom. Treba napomenuti da postoji još jedan parametar koji određuje položaj ravnotežne zvijezde koja zrači na dijagramu "spektar-luminoznost". Ovaj parametar je početni hemijski sastav zvijezde. Ako se relativno obilje teških elemenata smanji, zvijezda će "pasti" na dijagramu ispod. Upravo ta okolnost objašnjava prisustvo niza potpatuljaka. Kao što je gore spomenuto, relativno obilje teških elemenata u ovim zvijezdama je desetine puta manje nego u zvijezdama glavnog niza. Vrijeme zadržavanja zvijezde na glavnom nizu je određeno njenom početnom masom. Ako je masa velika, zračenje zvijezde ima ogromnu snagu i brzo troši svoje rezerve vodikovog "goriva". Na primjer, zvijezde glavnog niza s masom nekoliko desetina puta većom od Sunčeve (ovo su vrući plavi divovi spektralnog tipa O) mogu postojano zračiti dok su na ovom nizu samo nekoliko miliona godina, dok zvijezde sa mase bliske sunčevoj, nalaze se na glavnom nizu 10-15 milijardi godina. Tabela ispod. 2, koji daje izračunato trajanje gravitacijske kontrakcije i zadržavanja na glavnom nizu za zvijezde različitih spektralnih tipova. Ista tabela prikazuje mase, poluprečnike i luminoznosti zvijezda u solarnim jedinicama.
tabela 2
| godine | |||||
|
Spektralna klasa |
Luminosity |
gravitaciona kontrakcija |
ostajući na glavnoj sekvenci | ||
|
G2 (ned) |
|||||
Rice. 14. Evolucijski tragovi za zvijezde različitih masa na dijagramu "svjetlost-temperatura"
Rice. 15. Hertzsprung-Russell dijagram za zvjezdano jato NGC 2254
Rice. 16. Hertzsprung-Russell dijagram za globularno jato M 3. Na vertikalnoj osi - relativna veličina
Odgovarajući dijagram jasno prikazuje cijeli glavni niz, uključujući njegov gornji lijevi dio, gdje se nalaze vruće masivne zvijezde (indikator boje - 0,2 odgovara temperaturi od 20 hiljada K, odnosno spektru klase B). Kuglasto jato M 3 je "stari" objekat. Jasno se vidi da u gornjem dijelu glavnog niza dijagrama konstruiranog za ovo jato gotovo da nema zvijezda. S druge strane, grana crvenog diva M 3 je veoma bogata, dok NGC 2254 ima vrlo malo crvenih divova. To je i razumljivo: u starom jatu M 3, veliki broj zvijezda je već „otišao“ iz glavnog niza, dok se u mladom jatu NGC 2254 to dogodilo samo s malim brojem relativno masivnih zvijezda koje se brzo razvijaju. Važno je napomenuti da džinovska grana za M 3 ide prilično strmo gore, dok je za NGC 2254 gotovo horizontalna. Sa teorijske tačke gledišta, ovo se može objasniti znatno manjim obiljem teških elemenata u M3. Zaista, u zvijezdama globularnih jata (kao i u drugim zvijezdama koje se koncentrišu ne toliko prema galaktičkoj ravni). kao prema galaktičkom centru), relativno obilje teških elemenata je neznatno. Na dijagramu "indeks boja - osvjetljenje" za M 3 vidljiva je još jedna skoro horizontalna grana. Ne postoji slična grana u dijagramu konstruisanom za NGC 2254. Teorija objašnjava nastanak ove grane na sljedeći način. Nakon što temperatura gustog helijumskog jezgra zvijezde - crvenog diva - dostigne 100-150 miliona K, tamo će početi nova nuklearna reakcija. Ova reakcija se sastoji u formiranju jezgre ugljika iz tri jezgra helijuma. Čim ova reakcija počne, kontrakcija jezgra će prestati. Nakon toga, površinski slojevi
zvijezde povećavaju svoju temperaturu i zvijezda na dijagramu "spektar - luminoznost" će se pomjeriti ulijevo. Od takvih zvijezda formira se treća horizontalna grana dijagrama za M 3.
Rice. 17. Hertzsprung-Russell zbirni dijagram za 11 zvjezdanih jata
Na sl. Slika 17 šematski prikazuje zbirni dijagram boja-luminoznost za 11 klastera, od kojih su dva (M 3 i M 92) globularna. Jasno se vidi kako se glavne sekvence "savijaju" udesno i prema gore u različitim klasterima u potpunom skladu s teorijskim konceptima o kojima je već bilo riječi. Od sl. 17, može se odmah odrediti koji su klasteri mladi, a koji stari. Na primjer, "dvostruki" klaster X i h Persej je mlad. To je "spasilo" značajan dio glavne sekvence. Jato M 41 je starije, jato Hyades je još starije, a jato M 67 je veoma staro, čiji dijagram boja-luminoznost je vrlo sličan sličnom dijagramu za globularna jata M 3 i M 92. Samo džinovska grana globularnih jata je veći u skladu sa razlikama u hemijskom sastavu, o kojima je ranije bilo reči. Dakle, opservacijski podaci u potpunosti potvrđuju i potkrepljuju zaključke teorije. Čini se da je teško očekivati opservacijsku provjeru teorije procesa u unutrašnjosti zvijezda, koje od nas skriva ogromna debljina zvjezdane materije. Pa ipak, teorija je ovdje stalno kontrolirana praksom astronomskih opservacija. Treba napomenuti da je kompilacija velikog broja dijagrama "boja - luminoznost" zahtijevala ogroman rad astronoma-posmatrača i radikalno poboljšanje metoda posmatranja. S druge strane, uspjeh teorije unutrašnje strukture i evolucije zvijezda ne bi bio moguć bez moderne računarske tehnologije zasnovane na korištenju brzih elektronskih računara. Neprocjenjivu uslugu teoriji pružila su i istraživanja u oblasti nuklearne fizike, koja su omogućila da se dobiju kvantitativne karakteristike onih nuklearnih reakcija koje se odvijaju u unutrašnjosti zvijezde. Bez pretjerivanja se može reći da je razvoj teorije strukture i evolucije zvijezda jedno od najvećih dostignuća astronomije u drugoj polovini 20. stoljeća. Razvoj moderne fizike otvara mogućnost direktne opservacijske provjere teorije unutrašnje strukture zvijezda, a posebno Sunca. Govorimo o mogućnosti detekcije snažnog toka neutrina, koje bi Sunce trebalo emitovati ako se u njegovim dubinama odvijaju nuklearne reakcije. Dobro je poznato da neutrini izuzetno slabo komuniciraju sa drugim elementarnim česticama. Tako, na primjer, neutrino može letjeti gotovo bez apsorpcije kroz cijelu debljinu Sunca, dok X-zrake mogu proći bez apsorpcije samo kroz nekoliko milimetara supstance sunčeve unutrašnjosti. Ako zamislimo da snažan snop neutrina prolazi kroz Sunce sa energijom svake čestice u
Ljude su dugo zanimali uzroci gorenja zvijezda na nebu, ali mi smo te procese istinski počeli razumijevati od prve polovine 20. stoljeća. U ovom članku pokušao sam opisati sve glavne procese koji se dešavaju tokom životnog ciklusa zvijezde.
Rođenje zvijezde
Formiranje zvijezde počinje molekularnim oblakom (koji uključuje 1% ukupne međuzvjezdane tvari po masi) - razlikuju se od uobičajenih oblaka plina i prašine za međuzvjezdani medij po tome što imaju veću gustoću i mnogo nižu temperaturu - tako da atomi mogu početi formirati molekule (uglavnom H²). Ovo svojstvo samo po sebi nije od posebne važnosti, ali je povećana gustina ove supstance od velike važnosti - zavisi od toga da li se protozvijezda uopće može formirati i koliko će to trajati.
Sami ovi oblaci, sa malom relativnom gustinom, zbog svoje ogromne veličine, mogu imati značajne mase - do 10 6 solarnih masa. Zagrijavaju ih novorođene zvijezde koje nisu imale vremena da odbace ostatke svoje "kolijevke", što izgleda vrlo "impresivno" za tako velika jata, a izvor je odličnih astronomskih fotografija:
Stubovi stvaranja i video o ovoj Hubble fotografiji:
Omega maglina (neke od zvijezda su "pozadina", plin svijetli zbog zagrijavanja zračenjem zvijezda): 
Sam proces odbacivanja ostataka molekularnog oblaka nastaje zbog takozvanog "solarnog vjetra" - to je tok nabijenih čestica koje se ubrzavaju elektromagnetnim zračenjem zvijezde. Sunce zbog ovog procesa gubi milion tona materije u sekundi, što je za njega (težina 1,98855 ± 0,00025 * 10 27 tona) samo sitnica. Same čestice imaju ogromnu temperaturu (oko milion stepeni) i brzinu (oko 400 km/s i 750 km/s za dvije različite komponente):
Međutim, niska gustoća ove tvari znači da ne mogu uzrokovati veliku štetu.
Kada počnu djelovati gravitacijske sile, kompresija plina uzrokuje snažno zagrijavanje, zbog čega počinju termonuklearne reakcije. Isti efekat zagrevanja sudarajuće materije poslužio je kao osnova za prvo direktno posmatranje egzoplaneta 2004. godine:
Planeta 2M1207 b na udaljenosti od 170 sv. godine od nas.
Međutim, razlika između malih zvijezda i planeta plinovitih divova leži upravo u činjenici da njihova masa nije dovoljna da podrži početnu termonuklearnu reakciju, koja se općenito sastoji u stvaranju helijuma iz vodika - u prisustvu katalizatora (tzv. nazvan CNO ciklus - vrijedi za zvijezde II i I generacije, o čemu će biti riječi u nastavku):
Govorimo o samoodrživoj reakciji, a ne samo o postojanju njene činjenice – jer iako je energija za ovu reakciju (a time i temperatura) strogo ograničena odozdo, energija kretanja pojedinih čestica u plinu je određeno Maksvelovom distribucijom:
I stoga, čak i ako je prosječna temperatura plina 10 puta niža od “donje granice” termonuklearne reakcije, uvijek će postojati “lukave” čestice koje će prikupiti energiju od svojih susjeda i dobiti dovoljno energije za jedan slučaj. Što je viša prosječna temperatura, to više čestica može savladati "barijeru", a više energije se oslobađa tokom ovih reakcija. Stoga je općepoznata granica između planete i zvijezde prag na kojem se termonuklearna reakcija ne samo odvija, već i omogućava održavanje unutrašnje temperature uprkos zračenju energije s njene površine.
Zvezdana populacija
Prije nego što govorimo o klasifikaciji zvijezda, potrebno je napraviti digresiju i vratiti se prije 13 milijardi godina - u trenutku kada su se prve zvijezde počele pojavljivati nakon rekombinacije materije. Ovaj trenutak bi nam se učinio čudnim - uostalom, ne bismo vidjeli nijednu zvijezdu, osim plavih divova u tom trenutku. Razlog za to je odsustvo "metala" u ranom svemiru (a u astronomiji se tako nazivaju sve supstance "teže" od helijuma). Njihovo odsustvo značilo je da je za zapaljenje prvih zvijezda bila potrebna mnogo veća masa (unutar 20-130 solarnih masa) - uostalom, bez "metala" CNO ciklus nije moguć, a umjesto njega postoji samo direktan ciklus vodonik + vodonik = helijum. Ovo je trebalo da bude zvezdana populacija III (zbog njihove ogromne težine i ranog pojavljivanja - više nisu ostavljene u vidljivom delu Univerzuma).
Populacija II su zvijezde nastale od ostataka zvijezda Populacije III, stare su preko 10 milijardi godina i već sadrže "metale" u svom sastavu. Stoga, u ovom trenutku, ne bismo primijetili nikakve posebne neobičnosti - među zvijezdama su već bili divovi, i "srednji seljaci" - poput naše zvijezde, pa čak i crvenih patuljaka.
Populacija I - to su zvijezde nastale već iz druge generacije ostataka supernove, koje sadrže još više "metala" - uključuju većinu modernih zvijezda, uključujući naše Sunce.
Zvjezdica
Moderna klasifikacija zvijezda (Harvard) je vrlo jednostavna - zasniva se na podjeli zvijezda prema njihovim bojama. Kod malih zvijezda reakcije su mnogo sporije, a ta nesrazmjernost uzrokuje razliku u površinskoj temperaturi, što je veća masa zvijezde, to je zračenje s njene površine intenzivnije:
Raspodjela boja, ovisno o temperaturi (u kelvinskim stepenima)
Kao što se može vidjeti iz grafika Maxwellove raspodjele iznad, brzine reakcije rastu s temperaturom i ne rastu linearno - kada se temperatura približi "kritičnoj tački" vrlo blizu, reakcije počinju ići desetine puta brže. Stoga život velikih zvijezda može biti vrlo kratak u astronomskoj skali - samo nekoliko miliona godina, to je ništa u poređenju sa procijenjenim životnim vijekom crvenih patuljaka - cijeli trilion godina (iz očiglednih razloga, nijedna takva zvijezda nema ipak su izumrli, a u ovom slučaju možemo se osloniti samo na proračune, ali njihov životni vijek je očito više od stotinu milijardi godina).
Zvezdani život
Većina zvijezda živi u glavnoj sekvenci, koja je zakrivljena linija koja se proteže od gornjeg lijevog do donjeg desnog:
Hertzsprung-Russell dijagram
Ovaj proces može izgledati prilično turobno: vodonik se pretvara u helijum, i taj proces se nastavlja milionima, pa čak i milijardama godina. Ali u stvari, na Suncu (i drugim zvijezdama), čak i tokom ovog procesa, stalno se nešto događa na površini (i iznutra):
Video u periodu od 5 godina, napravljen od fotografija NASA-ine solarne dinamike opservatorije, pokrenute kao dio programa Život sa zvijezdom, prikazuje pogled na Sunce u spektru vidljivog, ultraljubičastog i rendgenskog svjetla.
Kompletan proces termonuklearnih reakcija u teškim zvijezdama izgleda ovako: vodik - helij - berilij i ugljik, a zatim počinje nekoliko paralelnih procesa koji završavaju stvaranjem željeza:
To je zbog činjenice da željezo ima minimalnu energiju vezivanja (po nukleonu), a dalje reakcije se odvijaju apsorpcijom, a ne oslobađanjem energije. Zvijezda je tokom svog dugog vijeka u ravnoteži između sila gravitacije, koje je sabijaju, i termonuklearnih reakcija, koje zrače energiju i teže da "guraju" supstancu.
Prijelaz iz sagorijevanja jedne tvari u drugu događa se s povećanjem temperature u jezgri zvijezde (pošto svaka sljedeća reakcija zahtijeva povećanje temperature - ponekad za redove veličine). Ali uprkos porastu temperature - općenito, "ravnoteža snaga" se održava do posljednjeg trenutka ...
kraj postojanja
Procesi koji se dešavaju u ovom slučaju mogu se podijeliti u četiri scenarija:
1) Ne samo da životni vek zvezde zavisi od mase, već i od toga kako se završava. Za "najmanje" zvijezde - smeđe patuljke (klasa M) završit će nakon izgaranja vodonika. Ali činjenica da se prijenos topline u njima vrši isključivo konvekcijom (miješanjem) znači da zvijezda koristi cijeli svoj izvor što je moguće efikasnije. I takođe - trošiće ga što je moguće pažljivije mnogo milijardi godina. Ali nakon što potroši sav vodonik - zvijezda će se polako ohladiti, i bit će u stanju čvrste lopte (poput Plutona) koja se gotovo u potpunosti sastoji od helijuma.
2) Slijede teže zvijezde (koje uključuju naše Sunce) - masa ove, moguće buduće zvijezde je ograničena odozgo na 1,39 solarnih masa za ostatak formiran nakon stupnja crvenog džina (granična Chandrasekhar). Zvijezda ima dovoljnu težinu da zapali reakciju stvaranja ugljika iz helijuma (naravno, najčešći nuklidi su helijum-4 i ugljik-12). Ali ni reakcije vodonik-helijum ne prestaju da se odvijaju – samo područje njihovog nastanka prelazi u vanjske, još zasićene vodonikom slojeve zvijezde. Prisustvo dva sloja u kojima se odvijaju termonuklearne reakcije dovodi do značajnog povećanja sjaja, zbog čega se zvijezda "naduvava" u veličini.
Mnogi pogrešno vjeruju da do trenutka crvenog diva, sjaj Sunca (i drugih sličnih zvijezda) postupno opada, a zatim počinje naglo rasti, u stvari, povećanje sjaja traje cijeli glavni dio života. od zvijezde:
I na osnovu toga grade pogrešne teorije da je dugoročno – Venera najbolja opcija za ljudsko naselje – u stvari, do trenutka kada budemo imali tehnologiju za terraformiranje moderne Venere, one bi mogle biti beznadežno zastarjele i jednostavno beskorisne. Štaviše, Zemlja, prema savremenim podacima, ima velike šanse da preživi stanje "crvenog diva" Sunca, na svojoj granici, ali Venera nema šanse, a "sve što se stekne prekomernim radom" će postati deo “ispunjenog” Sunca.
U fazi crvenog diva, zvijezda ne samo da značajno povećava svoju svjetlost, već i počinje brzo gubiti masu, zbog ovih procesa zalihe goriva brzo ponestaju (ova faza je najmanje 10 puta manja od faze sagorijevanja vodika). Nakon toga, zvijezda se smanjuje u veličini, pretvara se u bijeli patuljak i postepeno se hladi.
3) Kada je masa iznad prve granice, masa takvih zvijezda je dovoljna da zapali naknadne reakcije, sve do stvaranja željeza, ti procesi na kraju dovode do eksplozije supernove.
Gvožđe praktički više ne sudjeluje u termonuklearnim reakcijama (i definitivno ne oslobađa energiju), već se jednostavno skuplja u središtu jezgra sve dok pritisak koji na njega djeluje izvana (i djelovanje gravitacijske sile samog jezgra iznutra ) dostiže kritičnu tačku. U ovom trenutku, sila koja sabija jezgro zvijezde postaje toliko jaka da pritisak elektromagnetnog zračenja više ne može spriječiti da se materija skupi. Elektroni se "utiskuju" u atomsko jezgro, i neutraliziraju protonima, tako da praktično samo neutroni ostaju unutar jezgra.
Ovaj trenutak ima kvantnu osnovu, ima vrlo jasnu granicu, a sastav jezgra se sastoji od prilično čistog gvožđa, tako da se ispostavlja da je proces katastrofalno brz. Pretpostavlja se da se ovaj proces odvija u sekundama, a volumen jezgra opada za faktor od 100.000 (shodno tome se povećava njegova gustina):
Površinski slojevi zvijezde, bez oslonca odozdo, jure duboko u, padajući na formiranu "kuglu" neutrona, tvar se odbija i dolazi do eksplozije. Eksplozivni valovi koji se kotrljaju kroz debljinu zvijezde stvaraju takvo zbijanje i povećanje temperature tvari da se počinju odvijati reakcije sa stvaranjem teških elemenata (sve do uranijuma).
Ovi procesi se zasnivaju na hvatanju neutrona (r-proces i s-proces) ili hvatanju protona (p-proces i rp-proces), sa svakom takvom reakcijom hemijski element povećava svoj atomski broj. Ali u normalnoj situaciji, takve čestice nemaju vremena da "uhvate" još jedan neutron / proton i raspadaju. U procesima koji se odvijaju unutar supernove, reakcije se odvijaju tako brzo da atomi imaju vremena da "preskoče" većinu periodnog sistema bez raspadanja.
Ovako nastaje neutronska zvijezda:
4) Kada masa zvezde premaši drugu, Oppenheimer-Volkov granica (1,5 - 3 mase Sunca za ostatak ili 25 - 30 mase za originalnu zvezdu), u procesu eksplozije supernove, previše masa materije ostaje, a pritisak nije u stanju da obuzda čak ni kvantne sile.
U ovom slučaju to znači granicu zbog Paulijevog principa, koji kaže da dvije čestice (u ovom slučaju govorimo o neutronima) ne mogu biti u istom kvantnom stanju (to je osnova za strukturu atoma, koja se sastoji od elektronskih ljuski, čiji se broj postepeno povećava sa atomskim brojem).
Pritisak sabija neutrone, a dalji proces postaje nepovratan - sva materija se skuplja u jednu tačku i formira se crna rupa. Ona sama po sebi više ni na koji način ne utječe na okolinu (osim gravitacije, naravno), i može svijetliti samo zbog akrecije (jednostavnog pada) materije na nju:
Kao što možete vidjeti iz zbira svih ovih procesa, zvijezde su pravo skladište fizičkih zakona. A u nekim područjima (neutronske zvijezde i crne rupe) to su prave fizičke laboratorije s ekstremnim energijama i stanjima materije.
Post-nauka - Neutronske zvijezde i crne rupe (video serija):
Zauzima tačku u gornjem desnom uglu: ima visoku osvetljenost i nisku temperaturu. Glavno zračenje se javlja u infracrvenom opsegu. Radijacija iz ljuske hladne prašine dopire do nas. U procesu evolucije, položaj zvijezde na dijagramu će se promijeniti. Jedini izvor energije u ovoj fazi je gravitaciona kontrakcija. Stoga se zvijezda kreće prilično brzo paralelno sa y-osom.
Temperatura površine se ne mijenja, ali se radijus i osvjetljenje smanjuju. Temperatura u centru zvijezde raste, dostižući vrijednost na kojoj počinju reakcije sa lakim elementima: litijum, berilijum, bor, koji brzo sagorevaju, ali uspevaju da uspore kompresiju. Staza se okreće paralelno sa y-osom, temperatura na površini zvezde raste, a sjaj ostaje skoro konstantan. Konačno, u centru zvijezde počinju reakcije stvaranja helijuma iz vodonika (sagorijevanje vodonika). Zvezda ulazi u glavnu sekvencu.
Trajanje početne faze je određeno masom zvijezde. Za zvijezde poput Sunca, to je oko 1 milion godina, za zvijezdu s masom 10 M☉ oko 1000 puta manji, a za zvijezdu mase 0,1 M☉ hiljade puta više.
Mlade zvezde male mase
Na početku svoje evolucije, zvijezda male mase ima radijantno jezgro i konvektivni omotač (slika 82, I).
U fazi glavne sekvence, zvijezda sija zbog oslobađanja energije u nuklearnim reakcijama pretvaranja vodika u helijum. Opskrba vodonikom osigurava sjaj zvijezde mase 1 M☉ Otprilike u roku od 10 10 godina. Zvijezde veće mase brže troše vodonik: na primjer, zvijezda s masom 10 M☉ će potrošiti vodonik za manje od 10 7 godina (svjetlost je proporcionalna četvrtom stepenu mase).
zvijezde male mase
Kako vodonik sagorijeva, centralni dijelovi zvijezde su snažno komprimirani.
Zvijezde velike mase
Nakon ulaska u glavni niz, evolucija zvijezde velike mase (>1,5 M☉) određuje se uslovima sagorevanja nuklearnog goriva u unutrašnjosti zvezde. U fazi glavne sekvence, ovo je sagorijevanje vodonika, ali za razliku od zvijezda male mase, u jezgru dominiraju reakcije ciklusa ugljik-azot. U ovom ciklusu, atomi C i N igraju ulogu katalizatora. Brzina oslobađanja energije u reakcijama takvog ciklusa je proporcionalna T 17 . Stoga se u jezgru formira konvektivno jezgro, okruženo zonom u kojoj se prijenos energije vrši zračenjem.
Svjetlost zvijezda velike mase je mnogo veća od sjaja Sunca, a vodonik se troši mnogo brže. To je zbog činjenice da je temperatura u centru takvih zvijezda također mnogo viša.
Kako se udio vodika u tvari konvektivnog jezgra smanjuje, brzina oslobađanja energije se smanjuje. Ali budući da je brzina oslobađanja određena svjetlinom, jezgro počinje da se skuplja, a brzina oslobađanja energije ostaje konstantna. U isto vrijeme, zvijezda se širi i prelazi u područje crvenih divova.
zvijezde male mase
U trenutku kada vodonik potpuno izgori, u centru zvijezde male mase formira se malo jezgro od helijuma. U jezgru, gustina materije i temperatura dostižu 10 9 kg/m i 10 8 K, respektivno. Sagorevanje vodonika se dešava na površini jezgra. Kako temperatura u jezgru raste, brzina sagorijevanja vodonika se povećava, a svjetlina se povećava. Zona zračenja postepeno nestaje. A zbog povećanja brzine konvektivnih tokova, vanjski slojevi zvijezde bubre. Povećava se njena veličina i sjaj - zvezda se pretvara u crvenog diva (Sl. 82, II).
Zvijezde velike mase
Kada je vodonik zvijezde velike mase potpuno iscrpljen, u jezgru počinje trostruka reakcija helijuma i istovremeno reakcija stvaranja kisika (3He => C i C + He => 0). Istovremeno, vodik počinje da gori na površini jezgre helija. Pojavljuje se izvor prvog sloja.
Zalihe helijuma se vrlo brzo iscrpljuju, jer se u opisanim reakcijama u svakom elementarnom činu oslobađa relativno malo energije. Slika se ponavlja, a u zvijezdi se pojavljuju dva izvora sloja, a u jezgru počinje reakcija C + C => Mg.
Evolucijski put u ovom slučaju se ispostavlja vrlo složenim (slika 84). U Hertzsprung-Russell dijagramu, zvijezda se kreće duž niza divova ili (sa vrlo velikom masom u supergigantskom području) povremeno postaje cefej.
Stare zvezde male mase
U zvijezdi male mase, na kraju, brzina konvektivnog toka na nekom nivou dostiže drugu kosmičku brzinu, školjka se odvaja, a zvijezda se pretvara u bijelog patuljka, okruženog planetarnom maglinom.
Evolucijski trag zvijezde male mase na Hertzsprung-Russell dijagramu prikazan je na slici 83.
Smrt zvijezda velike mase
Na kraju evolucije, zvijezda velike mase ima vrlo složenu strukturu. Svaki sloj ima svoj hemijski sastav, nuklearne reakcije se odvijaju u nekoliko slojeva izvora, a u centru se formira gvozdeno jezgro (Sl. 85).
Nuklearne reakcije sa željezom se ne odvijaju, jer zahtijevaju trošenje (a ne oslobađanje) energije. Stoga se željezno jezgro brzo komprimira, temperatura i gustoća u njemu se povećavaju, dostižući fantastične vrijednosti - temperaturu od 10 9 K i pritisak od 10 9 kg / m 3. materijal sa sajta
U ovom trenutku počinju dva najvažnija procesa koji se odvijaju u jezgru istovremeno i vrlo brzo (izgleda, u nekoliko minuta). Prvi je da se prilikom sudara jezgara atomi gvožđa raspadaju na 14 atoma helijuma, drugi da se elektroni „pritisnu“ u protone, formirajući neutrone. Oba procesa su povezana sa apsorpcijom energije, a temperatura u jezgru (također pritisak) trenutno pada. Vanjski slojevi zvijezde počinju da padaju prema centru.
Pad vanjskih slojeva dovodi do naglog povećanja temperature u njima. Vodonik, helijum, ugljenik počinju da gori. Ovo je praćeno snažnim mlazom neutrona koji dolazi iz centralnog jezgra. Kao rezultat toga, dolazi do snažne nuklearne eksplozije, koja odbacuje vanjske slojeve zvijezde, koji već sadrže sve teške elemente, do kalifornija. Prema modernim pogledima, svi atomi teških hemijskih elemenata (tj. težih od helijuma) nastali su u svemiru upravo u bakljama
Nastaje kondenzacijom međuzvjezdanog medija. Posmatranjima je bilo moguće utvrditi da su zvijezde nastale u različito vrijeme i da nastaju do danas.
Glavni problem u evoluciji zvijezda je pitanje porijekla njihove energije, zbog čega sijaju i zrače ogromnu količinu energije. Ranije su iznesene mnoge teorije koje su dizajnirane da identifikuju izvore zvjezdane energije. Vjerovalo se da je kontinuirani izvor energije zvijezda kontinuirana kompresija. Ovaj izvor je svakako dobar, ali ne može dugo održavati adekvatno zračenje. Sredinom 20. vijeka pronađen je odgovor na ovo pitanje. Izvor zračenja su reakcije termonuklearne fuzije. Kao rezultat ovih reakcija, vodonik se pretvara u helijum, a oslobođena energija prolazi kroz unutrašnjost zvijezde, transformira se i zrači u svjetski prostor (vrijedi napomenuti da što je temperatura viša, to su reakcije brže; zbog čega vruće masivne zvijezde brže napuštaju glavni niz).
Sada zamislite pojavu zvezde...
Oblak međuzvjezdanog medija plina i prašine počeo je da se kondenzuje. Iz ovog oblaka formira se prilično gusta lopta plina. Pritisak unutar lopte još nije u stanju da uravnoteži sile privlačenja, pa će se smanjiti (možda se u ovom trenutku oko zvijezde formiraju nakupine s manjom masom, koje se na kraju pretvaraju u planete). Kada se kompresuje, temperatura raste. Tako se zvijezda postepeno zaustavlja na glavnoj sekvenci. Tada pritisak gasa unutar zvezde balansira privlačnost i protozvezda se pretvara u zvezdu.
Rana faza evolucije zvijezde je vrlo mala i zvijezda je u to vrijeme uronjena u maglinu, tako da je vrlo teško otkriti protozvijezdu.
Transformacija vodonika u helijum se dešava samo u centralnim delovima zvezde. U vanjskim slojevima sadržaj vodika ostaje praktično nepromijenjen. Budući da je količina vodonika ograničena, prije ili kasnije on izgori. Oslobađanje energije u centru zvijezde prestaje i jezgro zvijezde počinje da se skuplja, a školjka da bubri. Nadalje, ako zvijezda ima manje od 1,2 solarne mase, ona odbacuje vanjski sloj (formiranje planetarne magline).
Nakon što se školjka odvoji od zvijezde, otvaraju se njeni unutrašnji vrlo vrući slojevi, au međuvremenu se školjka sve više udaljava. Nakon nekoliko desetina hiljada godina, školjka će se raspasti i ostat će samo vrlo vruća i gusta zvijezda, koja se postepeno hladi i pretvorit će se u bijelog patuljka. Postepeno se hladeći, pretvaraju se u nevidljive crne patuljke. Crni patuljci su vrlo guste i hladne zvijezde, nešto veće od Zemlje, ali imaju masu uporedivu sa Sunčevom. Proces hlađenja bijelih patuljaka traje nekoliko stotina miliona godina.
Ako je masa zvijezde od 1,2 do 2,5 solarne, tada će takva zvijezda eksplodirati. Ova eksplozija se zove supernova. Zvijezda koja puca u nekoliko sekundi povećava svoj sjaj stotine miliona puta. Takve epidemije su izuzetno rijetke. U našoj galaksiji, eksplozija supernove događa se otprilike jednom u stotinu godina. Nakon takvog bljeska ostaje maglina koja ima veliku radio emisiju, a također se vrlo brzo raspršuje, i takozvana neutronska zvijezda (o tome više kasnije). Pored ogromne radio emisije, takva maglina će biti i izvor rendgenskog zračenja, ali ovo zračenje apsorbuje zemljina atmosfera, pa se može posmatrati samo iz svemira.
Postoji nekoliko hipoteza o uzroku zvjezdanih eksplozija (supernova), ali još ne postoji općeprihvaćena teorija. Postoji pretpostavka da je to zbog prebrzog pada unutrašnjih slojeva zvijezde do centra. Zvijezda se brzo smanjuje na katastrofalno malu veličinu od oko 10 km, a njena gustina u ovom stanju iznosi 10 17 kg/m 3 , što je blizu gustine atomskog jezgra. Ova zvijezda se sastoji od neutrona (dok se čini da su elektroni utisnuti u protone), zbog čega se naziva "NEUTRON". Njegova početna temperatura je oko milijardu kelvina, ali će se u budućnosti brzo ohladiti.
Ovu zvijezdu, zbog svoje male veličine i brzog hlađenja, dugo se smatralo nemogućim za promatranje. Ali nakon nekog vremena otkriveni su pulsari. Ispostavilo se da su ovi pulsari neutronske zvijezde. Nazvani su tako zbog kratkotrajnog zračenja radio impulsa. One. izgleda da zvijezda treperi. Ovo otkriće došlo je sasvim slučajno i to ne tako davno, tačnije 1967. godine. Ovi periodični impulsi nastaju zbog činjenice da tokom veoma brze rotacije pored našeg pogleda, konus magnetne ose neprestano treperi, što formira ugao sa osom rotacije.
Pulsar se kod nas može detektovati samo u uslovima orijentacije magnetne ose, a to je otprilike 5% njihovog ukupnog broja. Neki pulsari se ne nalaze u radio maglinama, jer se magline relativno brzo raspršuju. Nakon stotinu hiljada godina, ove magline prestaju biti vidljive, a starost pulsara se procjenjuje na desetine miliona godina.
Ako masa zvijezde premašuje 2,5 solarne mase, onda će se na kraju svog postojanja, takoreći, srušiti u sebe i biti smrvljena vlastitom težinom. Za nekoliko sekundi, pretvorit će se u tačku. Ovaj fenomen je nazvan "gravitacioni kolaps", a ovaj objekat je nazvan i "crna rupa".
Iz svega navedenog može se vidjeti da konačna faza evolucije zvijezde ovisi o njenoj masi, ali je potrebno uzeti u obzir i neizbježan gubitak same te mase i rotacije.
Pozdrav dragi čitaoci!Želeo bih da pričam o prelepom noćnom nebu. Zašto zbog noći? Pitate. Zato što se na njemu jasno vide zvezde, ove prelepe svetleće tačke na crno-plavoj pozadini našeg neba. Ali u stvari, oni nisu mali, već jednostavno ogromni, a zbog velike udaljenosti izgledaju tako sićušni..
Da li je neko od vas zamišljao kako se zvezde rađaju, kako žive, kakav život uopšte imaju? Predlažem da sada pročitate ovaj članak i zamislite evoluciju zvijezda na tom putu. Pripremio sam nekoliko videa za vizuelni primjer 😉
Nebo je prošarano mnogim zvijezdama, među kojima su razbacani ogromni oblaci prašine i plinova, uglavnom vodonika. Zvijezde se rađaju upravo u takvim maglinama, odnosno međuzvjezdanim područjima.
Zvijezda živi toliko dugo (do desetina milijardi godina) da astronomi ne mogu pratiti život od početka do kraja, čak ni jednog od njih. Ali s druge strane, imaju priliku da posmatraju različite faze razvoja zvijezda.
Naučnici su kombinovali dobijene podatke i uspjeli su pratiti životne faze tipičnih zvijezda: trenutak rođenja zvijezde u međuzvjezdanom oblaku, njenu mladost, srednje godine, starost i ponekad vrlo spektakularnu smrt.
Rođenje zvezde.
Nastanak zvijezde počinje sabijanjem materije unutar magline. Postupno, formirana brtva se smanjuje u veličini, skupljajući se pod utjecajem gravitacije. Tokom ove kontrakcije, ili kolaps, oslobađa se energija koja zagrijava prašinu i plin i uzrokuje njihov sjaj.
Postoji tzv protostar. Temperatura i gustina materije u njenom centru, odnosno jezgru, su maksimalne. Kada temperatura dostigne oko 10.000.000°C, u gasu počinju da se odvijaju termonuklearne reakcije.
Jezgra atoma vodika počinju da se spajaju i pretvaraju u jezgra atoma helija. U ovoj sintezi oslobađa se ogromna količina energije. Ova energija se u procesu konvekcije prenosi na površinski sloj, a zatim se u obliku svjetlosti i topline zrači u svemir. Na ovaj način, protozvijezda se pretvara u pravu zvijezdu.
Zračenje koje dolazi iz jezgra zagrijava plinoviti medij, stvarajući pritisak koji je usmjeren prema van i na taj način sprječava gravitacijski kolaps zvijezde.
Rezultat je da nalazi ravnotežu, odnosno ima konstantne dimenzije, konstantnu temperaturu površine i konstantnu količinu energije koja se oslobađa.
Astronomi nazivaju zvijezdu u ovoj fazi razvoja zvijezda glavne sekvence, što ukazuje na mjesto koje zauzima na Hertzsprung-Russell dijagramu. Ovaj dijagram izražava odnos između temperature i sjaja zvijezde.
Protozvijezde, koje imaju malu masu, nikada se ne zagrijavaju do temperatura koje su neophodne za pokretanje termonuklearne reakcije. Ove zvijezde, kao rezultat kompresije, postaju tamne crveni patuljci , ili čak zatamnjivanje smeđi patuljci . Prva zvijezda smeđi patuljak otkrivena je tek 1987. godine.
Divovi i patuljci.
Prečnik Sunca je približno 1.400.000 km, temperatura njegove površine je oko 6.000°C i emituje žućkastu svjetlost. Bio je dio glavnog niza zvijezda već 5 milijardi godina.
Vodikovo "gorivo" na takvoj zvijezdi će biti iscrpljeno za oko 10 milijardi godina, a uglavnom će helijum ostati u njenom jezgru. Kada više nema šta da "gori", intenzitet zračenja usmjerenog iz jezgra više nije dovoljan da uravnoteži gravitacijski kolaps jezgra.
Ali energija koja se oslobađa u ovom slučaju dovoljna je za zagrijavanje okolne materije. U ovoj ljusci počinje sinteza jezgri vodika, oslobađa se više energije.
Zvijezda počinje blistati jače, ali sada crvenkastim svjetlom, a istovremeno se i širi, povećavajući veličinu deset puta. Sada takva zvezda naziva crvenim divom.
Jezgro crvenog diva se skuplja, a temperatura raste na 100.000.000°C ili više. Ovdje se odvija reakcija fuzije jezgra helijuma, pretvarajući ga u ugljik. Zahvaljujući energiji koja se oslobađa u ovom slučaju, zvijezda i dalje svijetli nekih 100 miliona godina.
Nakon što helij ponestane i reakcije zamru, cijela zvijezda se postepeno, pod utjecajem gravitacije, smanjuje gotovo do veličine. Energija koja se oslobađa u ovom slučaju dovoljna je za zvijezdu (sada bijeli patuljak) nastavio da sjaji neko vreme.
Stepen kompresije materije u bijelom patuljku je vrlo visok i stoga ima vrlo veliku gustoću - težina jedne supene kašike može doseći hiljadu tona. Ovako evoluiraju zvijezde veličine našeg Sunca.
Video koji prikazuje evoluciju našeg Sunca u bijelog patuljka
Zvijezda sa pet puta većom masom od Sunca ima mnogo kraći životni ciklus i evoluira nešto drugačije. Takva zvijezda je mnogo svjetlija, a njena površinska temperatura je 25.000°C ili više, period boravka u glavnom nizu zvijezda je samo oko 100 miliona godina.
Kad takva zvijezda izađe na scenu crveni gigant , temperatura u njegovom jezgru prelazi 600.000.000°C. U njemu se odvijaju reakcije fuzije ugljika, koji se pretvara u teže elemente, uključujući i željezo.
Zvijezda se pod djelovanjem oslobođene energije širi do veličina koje su stotine puta veće od prvobitne veličine. Zvezda u ovoj fazi nazvan superdžin .
U jezgri, proces proizvodnje energije naglo prestaje i smanjuje se za nekoliko sekundi. Uz sve to oslobađa se ogromna količina energije i formira se katastrofalni udarni val.
Ova energija putuje kroz cijelu zvijezdu i izbacuje značajan dio u svemir snagom eksplozije, uzrokujući fenomen poznat kao eksplozija supernove .
Za bolji prikaz svega što je napisano, razmotrite ciklus evolucije zvijezda na dijagramu
U februaru 1987. slična baklja je uočena u obližnjoj galaksiji, Velikom Magelanovom oblaku. Ova supernova je za kratko vreme sijala jače od triliona sunaca.
Jezgro supergiganta je sabijeno i formira nebesko tijelo prečnika samo 10-20 km, a njegova gustina je tolika da kašičica njegove supstance može težiti 100 miliona tona!!! Takvo nebesko tijelo se sastoji od neutrona inazvana neutronska zvezda .
Neutronska zvijezda koja je upravo nastala ima veliku brzinu rotacije i vrlo jak magnetizam.
Kao rezultat, stvara se snažno elektromagnetno polje koje emituje radio talase i druge vrste zračenja. Oni se šire od magnetnih polova zvijezde u obliku zraka.
Ove zrake, zbog rotacije zvijezde oko svoje ose, kao da skeniraju svemir. Kada prolete pored naših radioteleskopa, percipiramo ih kao kratke rafale ili impulse. Stoga se takve zvijezde nazivaju pulsari.
Pulsari su otkriveni zahvaljujući radio talasima koje emituju. Sada je postalo poznato da mnogi od njih emituju svjetlosne i rendgenske impulse.
Prvi svjetlosni pulsar otkriven je u Rakova maglini. Njegovi impulsi se ponavljaju frekvencijom od 30 puta u sekundi.
Pulsevi drugih pulsara se mnogo češće ponavljaju: PIR (pulsirajući izvor radio emisije) 1937+21 treperi 642 puta u sekundi. Teško je to i zamisliti!
Zvijezde koje imaju najveću masu, deset puta veću od mase Sunca, također bukte poput supernove. Ali zbog ogromne mase, njihov kolaps je mnogo katastrofalniji.
Destruktivna kompresija ne prestaje čak ni u fazi formiranja neutronske zvijezde, stvarajući područje u kojem obična materija prestaje da postoji.
Ostala je samo jedna gravitacija, koja je toliko jaka da ništa, čak ni svjetlost, ne može izbjeći njenom utjecaju. Ovo područje se zove crna rupa.Da, evolucija velikih zvijezda je zastrašujuća i vrlo opasna.
U ovom videu ćemo pričati o tome kako se supernova pretvara u pulsar i crnu rupu
Ne znam za vas dragi čitaoci, ali ja lično volim i jako me zanima svemir i sve što je s njim povezano, tako je misteriozan i lijep, oduzima dah! Evolucija zvijezda nam je rekla puno o našoj budućnosti i sve.
