Trumpai apie didelės masės žvaigždžių evoliuciją. Žvaigždžių gyvenimas. Jaunos mažos masės žvaigždės
Pirma dalis ASTRONOMINIS PROBLEMOS ASPEKTAS
4. Žvaigždžių evoliucija Šiuolaikinė astronomija turi daugybę argumentų, patvirtinančių teiginį, kad žvaigždės susidaro kondensuojantis dujų ir dulkių debesims tarpžvaigždinėje terpėje. Žvaigždžių formavimosi procesas iš šios terpės tęsiasi ir šiuo metu. Šios aplinkybės išaiškinimas yra vienas didžiausių šiuolaikinės astronomijos laimėjimų. Dar palyginti neseniai buvo manoma, kad visos žvaigždės susiformavo beveik vienu metu prieš daugelį milijardų metų. Šioms metafizinėms idėjoms žlugti pirmiausia prisidėjo stebėjimo astronomijos pažanga ir žvaigždžių sandaros ir evoliucijos teorijos raida. Dėl to paaiškėjo, kad daugelis stebėtų žvaigždžių yra gana jauni objektai, o dalis jų atsirado tada, kai Žemėje jau buvo žmogus. Svarbus argumentas, patvirtinantis išvadą, kad žvaigždės susidaro iš tarpžvaigždinių dujų ir dulkių terpės, yra akivaizdžiai jaunų žvaigždžių grupių (vadinamųjų „asociacijų“) išsidėstymas spiralinėse Galaktikos gnybtuose. Faktas yra tas, kad, remiantis radijo astronominiais stebėjimais, tarpžvaigždinės dujos yra sutelktos daugiausia galaktikų spiralinėse rankose. Visų pirma, tai taip pat yra mūsų galaktikoje. Be to, iš detalių kai kurių mums artimų galaktikų „radijo vaizdų“ matyti, kad didžiausias tarpžvaigždinių dujų tankis stebimas vidiniuose (atitinkamos galaktikos centro atžvilgiu) spiralės kraštuose, o tai randa natūralų paaiškinimą. , prie kurių detalių čia negalime pasilikti. Tačiau būtent šiose spiralių dalyse optinės astronomijos metodais stebimos „HII zonos“, ty jonizuotų tarpžvaigždinių dujų debesys. Sk. 3 jau buvo pasakyta, kad vienintelė tokių debesų jonizacijos priežastis gali būti masyvių karštų žvaigždžių – akivaizdžiai jaunų objektų – ultravioletinė spinduliuotė (žr. toliau). Svarbiausia žvaigždžių evoliucijos problema yra jų energijos šaltinių klausimas. Iš tiesų, iš kur, pavyzdžiui, gaunamas didžiulis energijos kiekis, reikalingas saulės spinduliuotei palaikyti maždaug stebimą kelis milijardus metų? Kiekvieną sekundę Saulė išspinduliuoja 4x10 33 ergų, o 3 milijardus metų – 4x10 50 ergų. Nėra jokių abejonių, kad Saulės amžius yra apie 5 milijardus metų. Tai išplaukia bent jau iš šiuolaikinių Žemės amžiaus įvertinimų įvairiais radioaktyviais metodais. Mažai tikėtina, kad Saulė yra „jaunesnė“ už Žemę. Praėjusiame amžiuje ir šio amžiaus pradžioje buvo iškeltos įvairios hipotezės apie Saulės ir žvaigždžių energijos šaltinių prigimtį. Pavyzdžiui, kai kurie mokslininkai manė, kad saulės energijos šaltinis yra nuolatinis meteoroidų kritimas ant jos paviršiaus, kiti ieškojo šaltinio nuolatiniame Saulės suspaudime. Potenciali energija, išsiskirianti tokio proceso metu, tam tikromis sąlygomis gali būti paversta spinduliuote. Kaip matysime toliau, šis šaltinis gali būti gana efektyvus ankstyvoje žvaigždės evoliucijos stadijoje, tačiau jis negali tiekti saulės spinduliuotės reikiamą laiką. Branduolinės fizikos pažanga leido išspręsti žvaigždžių energijos šaltinių problemą jau mūsų amžiaus trečiojo dešimtmečio pabaigoje. Toks šaltinis yra termobranduolinės sintezės reakcijos, vykstančios žvaigždžių viduje esant labai aukštai temperatūrai, kuri ten vyrauja (dešimties milijonų kelvinų). Dėl šių reakcijų, kurių greitis stipriai priklauso nuo temperatūros, protonai virsta helio branduoliais, o išsiskirianti energija pamažu „nutekėja“ per žvaigždžių vidų ir galiausiai gerokai transformuojama, išspinduliuojama į pasaulio erdvę. Tai išskirtinai galingas šaltinis. Jei darysime prielaidą, kad iš pradžių Saulė buvo sudaryta tik iš vandenilio, kuris dėl termobranduolinių reakcijų visiškai virto heliu, tada išsiskiriantis energijos kiekis bus maždaug 10 52 erg. Taigi, norint išlaikyti stebimą spinduliuotę milijardus metų, Saulei pakanka „sunaudoti“ ne daugiau kaip 10% pradinio vandenilio atsargų. Dabar galime pateikti kai kurios žvaigždės evoliucijos vaizdą taip. Dėl tam tikrų priežasčių (galima nurodyti keletą jų) pradėjo kondensuotis tarpžvaigždinės dujų ir dulkių terpės debesis. Gana greitai (žinoma, astronominiu mastu!) Veikiant visuotinėms gravitacinėms jėgoms iš šio debesies susidaro gana tankus, nepermatomas dujų rutulys. Griežtai kalbant, šio kamuoliuko dar negalima vadinti žvaigžde, nes jo centriniuose regionuose temperatūra yra nepakankama termobranduolinėms reakcijoms prasidėti. Dujų slėgis rutulio viduje dar nepajėgia subalansuoti atskirų jo dalių traukos jėgų, todėl jis bus nuolat spaudžiamas. Kai kurie astronomai manė, kad tokie „protžvaigždžiai“ stebimi atskiruose ūkuose labai tamsių kompaktiškų darinių, vadinamųjų rutuliukų, pavidalu (12 pav.). Tačiau radijo astronomijos pažanga privertė mus atsisakyti šio gana naivaus požiūrio (žr. toliau). Dažniausiai vienu metu susidaro ne viena protožvaigždė, o daugiau ar mažiau gausi jų grupė. Ateityje šios grupės taps žvaigždžių asociacijomis ir klasteriais, gerai žinomomis astronomams. Labai tikėtina, kad šioje labai ankstyvoje žvaigždės evoliucijos stadijoje aplink ją susiformuoja mažesnės masės gumulėliai, kurie vėliau palaipsniui virsta planetomis (žr. sk. devyni).Ryžiai. 12. Globuliai difuziniame ūke
Kai protožvaigždė susitraukia, jos temperatūra pakyla ir nemaža dalis išsiskiriančios potencialios energijos išspinduliuojama į aplinkinę erdvę. Kadangi susitraukiančios dujų sferos matmenys yra labai dideli, spinduliuotė iš jos paviršiaus vieneto bus nereikšminga. Kadangi spinduliuotės srautas iš vienetinio paviršiaus yra proporcingas ketvirtajai temperatūros laipsniui (Stefan-Boltzmann dėsnis), žvaigždės paviršiaus sluoksnių temperatūra yra santykinai žema, o jos šviesumas yra beveik toks pat kaip paprastos žvaigždės. su ta pačia mase. Todėl diagramoje „spektras – šviesumas“ tokios žvaigždės bus pagrindinės sekos dešinėje, t.y. jos pateks į raudonųjų milžinų arba raudonųjų nykštukų sritį, priklausomai nuo jų pradinės masės verčių. Ateityje protožvaigždė ir toliau mažės. Jo matmenys mažėja, o paviršiaus temperatūra didėja, todėl spektras tampa vis „ankstyvesnis“. Taigi, judėdamas palei „spektro – šviesumo“ diagramą, protožvaigždė gana greitai „atsisėda“ ant pagrindinės sekos. Šiuo laikotarpiu žvaigždžių vidaus temperatūra jau yra pakankama, kad ten prasidėtų termobranduolinės reakcijos. Tuo pačiu metu būsimos žvaigždės viduje esančių dujų slėgis subalansuoja trauką ir dujų rutulys nustoja trauktis. Protožvaigždė tampa žvaigžde. Prireikia palyginti nedaug laiko, kol protožvaigždės išgyvena šį labai ankstyvą savo evoliucijos etapą. Pavyzdžiui, jei protožvaigždės masė didesnė už Saulės masę, reikia tik kelių milijonų metų, jei mažiau – kelių šimtų milijonų metų. Kadangi protožvaigždžių evoliucijos laikas yra palyginti trumpas, sunku nustatyti šią ankstyviausią žvaigždės vystymosi fazę. Nepaisant to, žvaigždės šiame etape, matyt, yra stebimos. Kalbame apie labai įdomias T Tauri žvaigždes, dažniausiai panirusias į tamsius ūkus. 1966 metais gana netikėtai atsirado galimybė stebėti protožvaigždes ankstyvose jų evoliucijos stadijose. Trečiame šios knygos skyriuje jau minėjome, kad radijo astronomijos būdu tarpžvaigždinėje terpėje buvo atrasta daugybė molekulių, pirmiausia hidroksilo OH ir vandens garų H2O. Didelė radijo astronomų nuostaba buvo, kai tyrinėjant dangų 18 cm bangos ilgiu, atitinkančiu OH radijo liniją, buvo aptikti ryškūs, itin kompaktiški (ty turintys mažus kampinius matmenis) šaltiniai. Tai buvo taip netikėta, kad iš pradžių jie net atsisakė patikėti, kad tokios ryškios radijo linijos gali priklausyti hidroksilo molekulei. Buvo iškelta hipotezė, kad šios linijos priklauso kažkokiai nežinomai medžiagai, kuriai iš karto buvo suteiktas „tinkamas“ pavadinimas „mysterium“. Tačiau „mysterium“ labai greitai pasidalijo savo optinių „brolių“ – „nebuliumo“ ir „koronijos“ likimu. Faktas yra tas, kad daugelį dešimtmečių ryškių ūkų ir saulės vainiko linijų nebuvo galima identifikuoti su jokiomis žinomomis spektro linijomis. Todėl jie buvo priskirti tam tikriems, žemėje nežinomiems, hipotetiniams elementams – „ūkui“ ir „koronijai“. Nuolaidžiai nesišypsokime mūsų amžiaus pradžios astronomų neišmanymui: juk tada dar nebuvo atomo teorijos! Fizikos raida nepaliko vietos egzotiškiems "dangiškiems" Mendelejevo periodinėje sistemoje: 1927 metais buvo demaskuotas "ūkas", kurio linijos buvo visiškai patikimai tapatintos su "draudžiamomis" jonizuoto deguonies ir azoto linijomis, o 1939 -1941 m. . buvo įtikinamai parodyta, kad paslaptingosios „koronijos“ linijos priklauso daugybiškai jonizuotiems geležies, nikelio ir kalcio atomams. Jei „ūkui“ ir „kodoniui“ „panaikinti“ prireikė dešimtmečių, tai per kelias savaites po atradimo paaiškėjo, kad „misterio“ linijos priklauso įprastam hidroksilui, tačiau tik neįprastomis sąlygomis. Tolesni stebėjimai, visų pirma, atskleidė, kad „paslapties“ šaltiniai turi itin mažus kampinius matmenis. Tai buvo įrodyta naudojant tuomet dar naują, labai veiksmingą tyrimo metodą, vadinamą „labai ilga bazine radijo interferometrija“. Metodo esmė apsiriboja vienalaikiu šaltinių stebėjimu dviejuose radijo teleskopuose, atskirtuose vienas nuo kito kelių tūkstančių km atstumu. Pasirodo, kampinę skiriamąją gebą šiuo atveju lemia bangos ilgio ir atstumo tarp radijo teleskopų santykis. Mūsų atveju ši reikšmė gali būti ~3x10 -8 rad arba kelios tūkstantosios lanko sekundės! Atkreipkite dėmesį, kad optinėje astronomijoje tokia kampinė skiriamoji geba vis dar yra visiškai nepasiekiama. Tokie stebėjimai parodė, kad yra mažiausiai trys „misterinių“ šaltinių klasės. Čia mus domina 1 klasės šaltiniai. Visi jie yra dujinių jonizuotų ūkų viduje, pavyzdžiui, garsiajame Oriono ūke. Kaip jau minėta, jų matmenys itin maži, daug tūkstančių kartų mažesni už ūko matmenis. Įdomiausia yra tai, kad jie turi sudėtingą erdvinę struktūrą. Apsvarstykite, pavyzdžiui, šaltinį, esantį ūke, vadinamame W3.
Ryžiai. 13. Keturių hidroksilo linijos komponentų profiliai
Ant pav. 13 paveiksle parodytas šio šaltinio skleidžiamos OH linijos profilis. Kaip matote, jį sudaro daugybė siaurų ryškių linijų. Kiekviena linija atitinka tam tikrą judėjimo greitį išilgai šią liniją skleidžiančio debesies matymo linijos. Šio greičio reikšmė nustatoma pagal Doplerio efektą. Greičių skirtumas (ilgai matymo linijos) tarp skirtingų debesų siekia ~10 km/s. Aukščiau paminėti interferometriniai stebėjimai parodė, kad kiekvieną liniją skleidžiantys debesys erdvėje nesutampa. Vaizdas toks: maždaug 1,5 sekundės plote lankai skirtingu greičiu juda apie 10 kompaktiškų debesų. Kiekvienas debesis skleidžia vieną konkrečią (pagal dažnį) liniją. Debesų kampiniai matmenys yra labai maži, maždaug kelios tūkstantosios lanko sekundės. Kadangi atstumas iki W3 ūko yra žinomas (apie 2000 vnt), kampinius matmenis galima nesunkiai konvertuoti į tiesinius. Pasirodo, srities, kurioje juda debesys, linijiniai matmenys yra 10 -2 pc, o kiekvieno debesies matmenys yra tik eilės tvarka didesni už atstumą nuo Žemės iki Saulės. Kyla klausimų: kas tai yra debesys ir kodėl jie taip stipriai spinduliuoja hidroksilo radijo linijomis? Į antrąjį klausimą buvo atsakyta gana greitai. Paaiškėjo, kad emisijos mechanizmas yra gana panašus į tą, kuris stebimas laboratoriniuose mazeriuose ir lazeriuose. Taigi, „misterijos“ šaltiniai yra milžiniški, natūralūs kosminiai mazeriai, veikiantys hidroksilo linijos bangą, kurios ilgis siekia 18 cm. Kaip žinoma, spinduliuotės stiprinimas linijose dėl šio poveikio galimas tada, kai terpė, kurioje sklinda spinduliuotė, yra kažkaip „įjungta“. Tai reiškia, kad tam tikras „išorinis“ energijos šaltinis (vadinamasis „siurbimas“) paverčia atomų ar molekulių koncentraciją pradiniame (viršutiniame) lygyje anomaliai aukštą. Mazeris ar lazeris neįmanomi be nuolatinio „siurblio“. Kosminių maserių „siurbimo“ mechanizmo prigimties klausimas dar nėra galutinai išspręstas. Tačiau gana galinga infraraudonoji spinduliuotė greičiausiai bus naudojama kaip „siurblys“. Kitas galimas „siurbimo“ mechanizmas gali būti kokia nors cheminė reakcija. Verta nutraukti mūsų pasakojimą apie kosminius mazerius, kad pamąstytume, su kokiais nuostabiais reiškiniais susiduria astronomai erdvėje. Vienas didžiausių mūsų audringo amžiaus techninių išradimų, vaidinantis reikšmingą vaidmenį dabar vykstančioje mokslo ir technologijų revoliucijoje, nesunkiai įgyvendinamas natūraliomis sąlygomis ir, be to, didžiuliu mastu! Kai kurių kosminių mazerių radijo spinduliuotės srautas yra toks didelis, kad jį buvo galima aptikti net techniniu radijo astronomijos lygmeniu prieš 35 metus, tai yra, dar iki mazerių ir lazerių išradimo! Tam reikėjo „tik“ žinoti tikslų OH radijo ryšio bangos ilgį ir susidomėti problema. Beje, tai ne pirmas atvejis, kai svarbiausios mokslinės ir techninės problemos, su kuriomis susiduria žmonija, realizuojamos natūraliomis sąlygomis. Termobranduolinės reakcijos, palaikančios Saulės ir žvaigždžių spinduliuotę (žr. toliau), paskatino kurti ir įgyvendinti branduolinio „kuro“ gavimo Žemėje projektus, kurie ateityje turėtų išspręsti visas mūsų energetines problemas. Deja, mums dar toli iki šios svarbiausios užduoties, kurią gamta išsprendė „lengvai“. Prieš pusantro amžiaus Fresnelis, šviesos bangų teorijos pradininkas, pastebėjo (žinoma, kita proga): „Gamta juokiasi iš mūsų sunkumų“. Kaip matote, Fresnelio pastaba šiandien yra dar teisingesnė. Tačiau grįžkime prie kosminių maserių. Nors šių maserių „siurbimo“ mechanizmas dar nėra iki galo aiškus, vis dar galima apytiksliai įsivaizduoti fizines sąlygas debesyse, skleidžiančiuose 18 cm liniją maserio mechanizmu. Visų pirma, paaiškėja, kad šie debesys gana tankūs: kubiniame centimetre yra mažiausiai 10 8 -10 9 dalelių, o nemaža (o gal ir didelė) jų dalis yra molekulės. Mažai tikėtina, kad temperatūra viršys du tūkstančius Kelvinų, greičiausiai ji yra apie 1000 Kelvinų. Šios savybės smarkiai skiriasi nuo net tankiausių tarpžvaigždinių dujų debesų. Atsižvelgdami į tai, kad debesys vis dar yra palyginti maži, nevalingai darome išvadą, kad jie labiau primena išplėstą, gana šaltą supermilžinių žvaigždžių atmosferą. Labai tikėtina, kad šie debesys yra ne kas kita, kaip ankstyvas protožvaigždžių vystymosi etapas, iškart po jų kondensacijos iš tarpžvaigždinės terpės. Kiti faktai pasisako už šį teiginį (kurį šios knygos autorius išsakė dar 1966 m.). Ūkuose, kur stebimi kosminiai mazeriai, matomos jaunos karštos žvaigždės (žr. toliau). Vadinasi, žvaigždžių formavimosi procesas čia neseniai baigėsi ir, greičiausiai, tęsiasi ir dabar. Bene įdomiausia yra tai, kad, kaip rodo radijo astronominiai stebėjimai, tokio tipo kosminiai mazeriai yra tarsi „panardinti“ į mažus, labai tankius jonizuoto vandenilio debesis. Šiuose debesyse yra daug kosminių dulkių, todėl jų optiniame diapazone neįmanoma pastebėti. Tokius „kokonus“ jonizuoja jų viduje esanti jauna, karšta žvaigždė. Tiriant žvaigždžių formavimosi procesus, infraraudonųjų spindulių astronomija pasirodė esanti labai naudinga. Iš tiesų, infraraudoniesiems spinduliams tarpžvaigždinė šviesos sugertis nėra tokia reikšminga. Dabar galime įsivaizduoti tokį vaizdą: iš tarpžvaigždinės terpės debesies, jam kondensuojantis, susidaro keli skirtingos masės krešuliai, kurie išsivysto į protožvaigždes. Evoliucijos greitis yra skirtingas: masyvesniems gumulams jis bus didesnis (žr. 2 lentelę žemiau). Todėl masyviausia krūva pirmiausia pavirs įkaitusia žvaigžde, o likusieji daugiau ar mažiau ilgai liks protožvaigždės stadijoje. Stebime juos kaip maserio spinduliuotės šaltinius šalia „naujagimių“ karštos žvaigždės, kuri jonizuoja į gumulėlius nesusikondensuotą „kokono“ vandenilį. Žinoma, ši grubi schema ateityje bus tobulinama ir, žinoma, joje bus padaryti reikšmingi pakeitimai. Tačiau faktas lieka faktu: staiga paaiškėjo, kad kurį laiką (greičiausiai gana trumpą laiką) naujagimiai protožvaigždės, vaizdžiai tariant, „rėkia“ apie savo gimimą, pasitelkę naujausius kvantinės radiofizikos metodus (t.y. mazerius)... Po 2 d. metų po kosminių hidroksilo mazerių atradimo (linija 18 cm) – buvo nustatyta, kad tie patys šaltiniai vienu metu skleidžia (taip pat ir maserio mechanizmu) vandens garų liniją, kurios bangos ilgis yra 1,35 cm. Maseris yra dar didesnis nei "hidroksilas". Debesys, skleidžiantys H2O liniją, nors ir išsidėstę tame pačiame mažame tūryje kaip ir „hidroksiliniai“ debesys, juda skirtingu greičiu ir yra daug kompaktiškesni. Neatmetama galimybė, kad artimiausiu metu bus aptiktos ir kitos maser linijos*. Taigi visai netikėtai radijo astronomija klasikinę žvaigždžių susidarymo problemą pavertė stebėjimo astronomijos šaka**. Patekusi į pagrindinę seką ir nustojusi trauktis, žvaigždė spinduliuoja ilgą laiką praktiškai nekeisdama savo padėties „spektro – šviesumo“ diagramoje. Jo spinduliuotę palaiko centriniuose regionuose vykstančios termobranduolinės reakcijos. Taigi pagrindinė seka yra tarsi „spektro – šviesumo“ diagramos taškų lokusas, kuriame žvaigždė (priklausomai nuo jos masės) dėl termobranduolinių reakcijų gali spinduliuoti ilgai ir tolygiai. Žvaigždės vietą pagrindinėje sekoje lemia jos masė. Pažymėtina, kad yra dar vienas parametras, nulemiantis pusiausvyrą spinduliuojančios žvaigždės padėtį „spektro-šviesumo“ diagramoje. Šis parametras yra pradinė žvaigždės cheminė sudėtis. Jei sunkiųjų elementų santykinė gausa sumažės, žemiau esančioje diagramoje žvaigždė „nukris“. Būtent ši aplinkybė paaiškina subnykštukų sekos buvimą. Kaip minėta aukščiau, santykinis sunkiųjų elementų gausa šiose žvaigždėse yra dešimt kartų mažesnė nei pagrindinės sekos žvaigždėse. Žvaigždės buvimo pagrindinėje sekoje laikas nustatomas pagal jos pradinę masę. Jei masė didelė, žvaigždės spinduliuotė turi didžiulę galią ir ji greitai sunaudoja vandenilio „kuro“ atsargas. Pavyzdžiui, pagrindinės sekos žvaigždės, kurių masė keliasdešimt kartų didesnė už Saulės masę (tai karšti mėlyni O spektrinio tipo milžinai), gali tolygiai spinduliuoti, būdamos šioje sekoje tik kelis milijonus metų, o žvaigždės, kurių masė masė artima Saulės, pagrindinėje sekoje yra 10–15 milijardų metų. Lentelė žemiau. 2, kuris pateikia apskaičiuotą gravitacinio susitraukimo ir buvimo pagrindinėje sekoje trukmę skirtingų spektrinių tipų žvaigždėms. Toje pačioje lentelėje parodyta žvaigždžių masė, spindulys ir šviesumas saulės vienetuose.
2 lentelė
| metų | |||||
|
Spektrinė klasė |
Šviesumas |
gravitacinis susitraukimas |
likti prie pagrindinės sekos | ||
|
G2 (saulė) |
|||||
Ryžiai. 14. Skirtingos masės žvaigždžių evoliucijos pėdsakai „šviesumo ir temperatūros“ diagramoje
Ryžiai. 15. Hertzsprung-Russell diagrama žvaigždžių spiečiui NGC 2254
Ryžiai. 16. Hertzsprung-Russell diagrama rutuliniam spiečiui M 3. Vertikalioje ašyje - santykinis dydis
Atitinkamoje diagramoje aiškiai parodyta visa pagrindinė seka, įskaitant jos viršutinę kairę dalį, kurioje yra karštos masyvios žvaigždės (spalvos indikatorius - 0,2 atitinka 20 tūkst. K temperatūrą, t. y. B klasės spektrą). Rutulinis spiečius M 3 yra „senas“ objektas. Aiškiai matyti, kad šiam klasteriui sudarytos diagramos pagrindinės sekos viršutinėje dalyje žvaigždžių beveik nėra. Kita vertus, M 3 raudonoji milžiniška šaka yra labai turtinga, o NGC 2254 raudonųjų milžinų yra labai mažai. Tai suprantama: senajame M 3 spiečiuje daugybė žvaigždžių jau „nukrypo“ nuo pagrindinės sekos, o jauname spiečiuje NGC 2254 tai atsitiko tik su nedideliu skaičiumi santykinai masyvių, greitai besivystančių žvaigždžių. Pastebėtina, kad M 3 milžiniška atšaka kyla gana stačiai, o NGC 2254 – beveik horizontali. Teoriniu požiūriu tai galima paaiškinti žymiai mažesne sunkiųjų elementų gausa M 3. Iš tiesų, rutulinių spiečių žvaigždėse (taip pat ir kitose žvaigždėse, kurios koncentruojasi ne tiek link galaktikos plokštumos). link galaktikos centro), santykinė sunkiųjų elementų gausa yra nereikšminga. Diagramoje "spalvos indeksas - šviesumas" M 3 matoma dar viena beveik horizontali šaka. Diagramoje, sukurtoje NGC 2254, nėra panašios šakos. Teorija šios šakos atsiradimą paaiškina taip. Žvaigždės – raudonojo milžino – besitraukiančio tankaus helio šerdies temperatūrai pasiekus 100-150 milijonų K, ten prasidės nauja branduolinė reakcija. Šią reakciją sudaro anglies branduolio susidarymas iš trijų helio branduolių. Kai tik ši reakcija prasidės, branduolio susitraukimas nustos. Vėliau paviršiniai sluoksniai
žvaigždės padidina temperatūrą ir žvaigždė diagramoje „spektras – šviesumas“ pasislinks į kairę. Būtent iš tokių žvaigždžių susidaro trečioji horizontali M 3 diagramos atšaka.
Ryžiai. 17. Hertzsprung-Russell suvestinė diagrama 11 žvaigždžių spiečių
Ant pav. 17 paveiksle schematiškai pavaizduota 11 klasterių, iš kurių du (M 3 ir M 92) yra rutuliniai, spalvų ir šviesumo diagrama. Aiškiai matosi, kaip pagrindinės sekos „lenkiasi“ į dešinę ir į viršų skirtingose klasteriuose visiškai suderindamos su jau aptartomis teorinėmis koncepcijomis. Iš pav. 17, galima iš karto nustatyti, kurie klasteriai yra jauni, o kurie seni. Pavyzdžiui, "dvigubas" klasteris X ir h Perseus yra jaunas. Tai „išgelbėjo“ didelę pagrindinės sekos dalį. M 41 klasteris yra senesnis, Hyades klasteris yra dar senesnis, o M 67 klasteris yra labai senas, kurio „spalvos – šviesumo“ diagrama labai panaši į panašią rutulinių spiečių M 3 ir M 92 diagramą. milžiniška rutulinių spiečių atšaka yra aukštesnė, atsižvelgiant į cheminės sudėties skirtumus, kurie buvo aptarti anksčiau. Taigi stebėjimų duomenys visiškai patvirtina ir pagrindžia teorijos išvadas. Atrodytų, sunku tikėtis procesų teorijos stebėjimo patikrinimo žvaigždžių interjeruose, kuriuos nuo mūsų slepia didžiulis žvaigždžių materijos storis. Ir vis dėlto teoriją čia nuolat kontroliuoja astronominių stebėjimų praktika. Reikėtų pažymėti, kad norint sudaryti daugybę „spalvų – šviesumo“ diagramų, astronomai-stebėtojai pareikalavo didžiulio darbo ir radikalaus stebėjimo metodų tobulinimo. Kita vertus, žvaigždžių vidinės sandaros ir evoliucijos teorijos sėkmė nebūtų buvusi įmanoma be šiuolaikinės kompiuterinės technologijos, pagrįstos didelės spartos elektroninių kompiuterių naudojimu. Neįkainojamą paslaugą teorijai suteikė ir branduolinės fizikos srities tyrimai, kurie leido gauti kiekybines tų branduolinių reakcijų, kurios vyksta žvaigždžių viduje, charakteristikas. Galima neperdėti, kad žvaigždžių sandaros ir evoliucijos teorijos plėtojimas yra vienas didžiausių XX amžiaus antrosios pusės astronomijos laimėjimų. Šiuolaikinės fizikos raida atveria galimybę tiesiogiai stebėti žvaigždžių, ypač Saulės, vidinės sandaros teoriją. Kalbame apie galimybę aptikti galingą neutrinų srautą, kurį turėtų skleisti Saulė, jei jos gelmėse vyktų branduolinės reakcijos. Gerai žinoma, kad neutrinai itin silpnai sąveikauja su kitomis elementariomis dalelėmis. Taigi, pavyzdžiui, neutrinas gali praskristi beveik nesugerdamas per visą Saulės storį, o rentgeno spinduliai gali prasiskverbti be absorbcijos tik per kelis milimetrus saulės vidaus medžiagos. Jei įsivaizduotume, kad galingas neutrinų spindulys praeina pro Saulę su kiekvienos dalelės energija
Žmonės jau seniai domėjosi žvaigždžių degimo danguje priežastimis, tačiau šiuos procesus pradėjome suprasti nuo XX amžiaus pirmosios pusės. Šiame straipsnyje pabandžiau aprašyti visus pagrindinius procesus, vykstančius žvaigždės gyvavimo ciklo metu.
Žvaigždžių gimimas
Žvaigždės formavimasis prasideda nuo molekulinio debesies (kuris apima 1% visos tarpžvaigždinės medžiagos masės) – jie skiriasi nuo įprastų tarpžvaigždinei terpei dujų-dulkių debesų tuo, kad turi didesnį tankį ir daug žemesnę temperatūrą. kad atomai galėtų pradėti formuoti molekules (daugiausia H²). Pati ši savybė neturi ypatingos reikšmės, tačiau didelę reikšmę turi padidėjęs šios medžiagos tankis – tai priklauso nuo to, ar iš viso gali susidaryti protožvaigždė ir kiek tai užtruks.
Šie debesys patys, turintys mažą santykinį tankį, dėl savo didžiulio dydžio gali turėti nemažą masę – iki 10 6 Saulės masių. Naujai gimusios žvaigždės, nespėjusios išmesti savo „lopšio“ likučių, jas sušildo, o tai atrodo labai „įspūdingai“ tokioms didelėms spiečių ir yra puikių astronominių nuotraukų šaltinis:
Kūrybos ramsčiai ir vaizdo įrašas apie šią Hablo nuotrauką:
Omegos ūkas (kai kurios žvaigždės yra „fonas“, dujos šviečia dėl kaitinimo žvaigždžių spinduliavimu): 
Pats molekulinio debesies likučių išmetimo procesas vyksta dėl vadinamojo „saulės vėjo“ – tai įkrautų dalelių srautas, kurį pagreitina žvaigždės elektromagnetinis spinduliavimas. Saulė dėl šio proceso netenka milijono tonų medžiagos per sekundę, o tai jai (sveria 1,98855 ± 0,00025 * 10 27 tonos) yra tik smulkmenos. Pačios dalelės turi didžiulę temperatūrą (maždaug milijono laipsnių) ir greitį (apie 400 km/s ir 750 km/s dviem skirtingiems komponentams):
Tačiau mažas šios medžiagos tankis reiškia, kad jie negali padaryti daug žalos.
Kai pradeda veikti gravitacinės jėgos, dujų suspaudimas sukelia stiprų įkaitimą, dėl kurio prasideda termobranduolinės reakcijos. Tas pats susidūrimo medžiagos kaitinimo efektas buvo pirmasis tiesioginis egzoplanetos stebėjimas 2004 m.:
Planeta 2M1207 b 170 sv atstumu. metų nuo mūsų.
Tačiau skirtumas tarp mažų žvaigždžių ir dujinių milžiniškų planetų slypi būtent tame, kad jų masės nepakanka, kad palaikytų pradinę termobranduolinę reakciją, kuri paprastai susideda iš helio susidarymo iš vandenilio, esant katalizatoriams (taip. vadinamas CNO ciklu - jis galioja II ir I kartos žvaigždėms, kurios bus aptartos toliau):
Kalbame apie savaime išsilaikančią reakciją, o ne tik apie jos fakto egzistavimą, nes nors šios reakcijos energija (taigi ir temperatūra) yra griežtai ribojama iš apačios, atskirų dalelių judėjimo dujose energija yra nustato Maksvelo skirstinys:
Ir todėl, net jei vidutinė dujų temperatūra yra 10 kartų žemesnė už termobranduolinės reakcijos „apatinę ribą“, visada atsiras „gudrių“ dalelių, kurios rinks energiją iš savo kaimynų ir gaus pakankamai energijos vienam atvejui. Kuo aukštesnė vidutinė temperatūra, tuo daugiau dalelių gali įveikti „barjerą“, ir tuo daugiau energijos išsiskiria šių reakcijų metu. Todėl visuotinai pripažinta riba tarp planetos ir žvaigždės yra slenkstis, prie kurio ne tik vyksta termobranduolinė reakcija, bet ir leidžia išlaikyti vidinę temperatūrą, nepaisant energijos spinduliavimo nuo jos paviršiaus.
Žvaigždžių populiacija
Prieš kalbant apie žvaigždžių klasifikaciją, būtina padaryti nukrypimą ir grįžti atgal 13 milijardų metų senumo – tuo metu, kai po materijos rekombinacijos pradėjo pasirodyti pirmosios žvaigždės. Šis momentas mums būtų pasirodęs keistas – juk nebūtume matę jokių žvaigždžių, išskyrus mėlynuosius milžinus tą akimirką. To priežastis – „metalų“ nebuvimas ankstyvojoje Visatoje (o astronomijoje taip vadinamos visos „sunkesnės“ už helią medžiagos). Jų nebuvimas lėmė, kad pirmosioms žvaigždėms įsižiebti reikėjo kur kas didesnės masės (per 20-130 saulės masių) – juk be „metalų“ CNO ciklas neįmanomas, o vietoj jo yra tik tiesioginis. ciklas vandenilis + vandenilis = helis. Tai turėjo būti III žvaigždžių populiacija (dėl didžiulio svorio, o ir ankstyvos atsiradimo – jų nebėra matomoje Visatos dalyje).
II populiacija yra žvaigždės, susidariusios iš III populiacijos žvaigždžių likučių, jos yra senesnės nei 10 milijardų metų ir jų sudėtyje jau yra „metalų“. Todėl šią akimirką patekę nebūtume pastebėję jokių ypatingų keistenybių - tarp žvaigždžių jau buvo ir milžinų, ir „vidurinių valstiečių“ – kaip mūsų žvaigždė, ir net raudonųjų nykštukų.
I populiacija – tai žvaigždės, susidariusios jau iš antrosios kartos supernovų liekanų, turinčios dar daugiau „metalų“ – joms priklauso dauguma šiuolaikinių žvaigždžių, tarp jų ir mūsų Saulė.
Žvaigždžių klasifikacija
Šiuolaikinė žvaigždžių klasifikacija (Harvardas) yra labai paprasta – ji pagrįsta žvaigždžių skirstymu pagal jų spalvas. Mažose žvaigždėse reakcijos yra daug lėtesnės, ir dėl šio neproporcingumo skiriasi paviršiaus temperatūra, kuo didesnė žvaigždės masė, tuo intensyvesnė jos paviršiaus spinduliuotė:
Spalvų pasiskirstymas, priklausomai nuo temperatūros (kelvino laipsniais)
Kaip matyti iš aukščiau esančio Maksvelo pasiskirstymo grafiko, reakcijos greičiai didėja didėjant temperatūrai ir neauga tiesiškai – temperatūrai priartėjus prie „kritinio taško“ labai arti, reakcijos pradeda eiti dešimtis kartų greičiau. Todėl didelių žvaigždžių gyvenimas astronominiu mastu gali būti labai trumpas – vos pora milijonų metų, tai yra niekis, palyginus su apskaičiuota raudonųjų nykštukų gyvenimo trukme – ištisą trilijoną metų (dėl akivaizdžių priežasčių nėra nė vienos tokios žvaigždės). vis dėlto išmirė, ir šiuo atveju galime pasikliauti tik skaičiavimais, tačiau jų gyvenimo trukmė aiškiai viršija šimtą milijardų metų).
Žvaigždžių gyvenimas
Dauguma žvaigždžių gyvena pagrindinėje sekoje, kuri yra lenkta linija, einanti iš viršaus į kairę į apačią į dešinę:
Hertzsprung-Russell diagrama
Šis procesas gali atrodyti gana niūrus: vandenilis virsta heliu, o šis procesas tęsiasi milijonus ir net milijardus metų. Bet iš tikrųjų Saulėje (ir kitose žvaigždėse), net ir šio proceso metu, paviršiuje (ir viduje) visą laiką kažkas vyksta:
5 metų trukmės vaizdo įrašas, sukurtas iš NASA Saulės dinamikos observatorijos nuotraukų, paleistos kaip „Gyvenimas su žvaigžde“ programos dalis, rodo Saulės vaizdą matomoje, ultravioletinėje ir rentgeno šviesos spektruose.
Visas termobranduolinių reakcijų procesas sunkiose žvaigždėse atrodo taip: vandenilis - helis - berilis ir anglis, o tada prasideda keli lygiagrečiai procesai, kurie baigiasi geležies susidarymu:
Taip yra dėl to, kad geležis turi mažiausią surišimo energiją (vienam nukleonui), o tolesnės reakcijos vyksta absorbuojant, o ne išleidžiant energiją. Žvaigždė visą savo ilgą gyvenimą yra pusiausvyroje tarp gravitacijos jėgų, ją suspaudžiančių ir termobranduolinių reakcijų, kurios spinduliuoja energiją ir linkusios „stumti“ medžiagą.
Perėjimas nuo vienos medžiagos deginimo prie kitos įvyksta pakilus temperatūrai žvaigždės šerdyje (nes kiekvienai paskesnei reakcijai reikia didinti temperatūrą – kartais dydžiu). Tačiau nepaisant temperatūros kilimo – apskritai „jėgų balansas“ išlaikomas iki paskutinės akimirkos...
egzistavimo pabaiga
Šiuo atveju vykstančius procesus galima suskirstyti į keturis scenarijus:
1) Nuo masės priklauso ne tik žvaigždės gyvenimo trukmė, bet ir kaip ji baigiasi. „Mažiausioms“ žvaigždėms – rudiesiems nykštukams (M klasė) tai baigsis po vandenilio perdegimo. Tačiau tai, kad šilumos perdavimas juose vykdomas tik konvekcijos (maišymo) būdu, reiškia, kad žvaigždė kuo efektyviau išnaudoja visą savo atsargą. Ir taip pat - daug milijardų metų leis jį kuo atidžiau. Tačiau išleidusi visą vandenilį – žvaigždė pamažu atvės ir bus kieto rutulio (kaip Plutono) būsenoje, susidedančio beveik vien iš helio.
2) Toliau ateina sunkesnės žvaigždės (įskaitant mūsų Saulę) – šios, galimos būsimos žvaigždės masė iš viršaus apribota iki 1,39 Saulės masės liekanai, susidariusiam po raudonojo milžino stadijos (Chandrasekhar riba). Žvaigždė turi pakankamai svorio, kad uždegtų anglies susidarymo iš helio reakciją (natūralu, kad dažniausiai pasitaikantys nuklidai yra helis-4 ir anglis-12). Tačiau vandenilio-helio reakcijos taip pat nenustoja vykti – tiesiog jų atsiradimo sritis pereina į išorinius, vis dar prisotintus vandenilio žvaigždės sluoksnius. Dviejų sluoksnių, kuriuose vyksta termobranduolinės reakcijos, buvimas lemia reikšmingą šviesumo padidėjimą, dėl kurio žvaigždė „išpučia“ savo dydžiu.
Daugelis klaidingai mano, kad iki raudonojo milžino akimirkos Saulės (ir kitų panašių žvaigždžių) šviesumas pamažu mažėja, o vėliau pradeda smarkiai didėti, iš tikrųjų šviesumo didėjimas tęsiasi visą pagrindinę gyvenimo dalį. iš žvaigždės:
Ir tuo remdamiesi jie kuria neteisingas teorijas, kad ilgalaikėje perspektyvoje Venera yra geriausias žmonių apsigyvenimo variantas - iš tikrųjų, kol turėsime šiuolaikinės Veneros teraformavimo technologiją, jos gali būti beviltiškai pasenusios ir tiesiog nenaudingos. Be to, Žemė, remiantis šiuolaikiniais duomenimis, turi didelę galimybę išgyventi Saulės „raudonojo milžino“ būseną, esančią ant jos ribos, tačiau Venera neturi jokių šansų, o „viskas, ką įgyja pervargimas“ taps dalimi. „užpildytos“ saulės.
Raudonojo milžino stadijoje žvaigždė ne tik žymiai padidina savo šviesumą, bet ir pradeda sparčiai prarasti masę, dėl šių procesų greitai baigiasi kuro atsargos (ši stadija yra mažiausiai 10 kartų mažesnė nei vandenilio degimo stadija). Po to žvaigždės dydis sumažėja, virsta balta nykštuke ir palaipsniui atvėsta.
3) Kai masė viršija pirmąją ribą, tokių žvaigždžių masės pakanka tolimesnėms reakcijoms uždegti, iki pat geležies susidarymo, šie procesai galiausiai sukelia supernovos sprogimą.
Geležis termobranduolinėse reakcijose praktiškai nebedalyvauja (ir tikrai neišskiria energijos), o tiesiog kaupiasi branduolio centre iki ją iš išorės veikiančio slėgio (ir paties branduolio gravitacinės jėgos veikimo iš vidaus). ) pasiekia kritinį tašką. Šiuo metu žvaigždės šerdį suspaudžianti jėga tampa tokia stipri, kad elektromagnetinės spinduliuotės slėgis nebesulaiko medžiagos susitraukimo. Elektronai „įspaudžiami“ į atomo branduolį, neutralizuojami protonais, todėl branduolio viduje lieka praktiškai tik neutronai.
Šis momentas turi kvantinį pagrindą ir turi labai aiškią ribą, o branduolio sudėtis susideda iš gana grynos geležies, todėl procesas pasirodo pražūtingai greitas. Daroma prielaida, kad šis procesas vyksta per sekundes, o branduolio tūris sumažėja 100 000 kartų (ir atitinkamai didėja jo tankis):
Paviršiniai žvaigždės sluoksniai, būdami be atramos iš apačios, veržiasi gilyn, krisdami ant susidariusio neutronų „rutulio“, medžiaga atšoka atgal ir įvyksta sprogimas. Žvaigždės storiu riedančios sprogstamosios bangos sukuria tokį medžiagos sutankėjimą ir temperatūros padidėjimą, kad ima vykti reakcijos formuojantis sunkiems elementams (iki urano).
Šie procesai pagrįsti neutronų gaudymu (r-procesas ir s-procesas) arba protonų gaudymu (p-procesas ir rp-procesas), su kiekviena tokia reakcija cheminis elementas padidina savo atominį skaičių. Tačiau įprastoje situacijoje tokios dalelės neturi laiko „pagauti“ dar vieno neutrono / protono ir suyra. Supernovos viduje vykstančiuose procesuose reakcijos vyksta taip greitai, kad atomai turi laiko „praleisti“ didžiąją dalį periodinės lentelės nesuirdami.
Taip susidaro neutroninė žvaigždė:
4) Kai žvaigždės masė viršija antrąją, Oppenheimerio-Volkovo ribą (1,5 - 3 Saulės masės likučiui arba 25 - 30 masių pradinei žvaigždei), supernovos sprogimo procese per daug lieka medžiagos masė, o slėgis nepajėgia sulaikyti net kvantinių jėgų.
Šiuo atveju tai reiškia ribą dėl Pauli principo, kuris sako, kad dvi dalelės (šiuo atveju kalbame apie neutronus) negali būti toje pačioje kvantinėje būsenoje (tai yra atomo struktūros pagrindas, susidedantis elektronų apvalkalų, kurių skaičius palaipsniui didėja didėjant atominiam skaičiui).
Slėgis suspaudžia neutronus, ir tolimesnis procesas tampa negrįžtamas – visa materija sutraukiama į vieną tašką ir susidaro juodoji skylė. Ji pati niekaip nebeveikia aplinkos (žinoma, išskyrus gravitaciją) ir gali tik švytėti dėl ant jos prisikaupusios (tiesiog krentančios) medžiagos:
Kaip matote iš visų šių procesų sumos, žvaigždės yra tikras fizinių dėsnių sandėlis. O kai kuriose srityse (neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės) tai yra tikros fizinės laboratorijos, turinčios ekstremalią energiją ir materijos būsenas.
Postmokslas – neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės (vaizdo įrašų serija):
Jis užima tašką viršutiniame dešiniajame kampe: turi didelį šviesumą ir žemą temperatūrą. Pagrindinė spinduliuotė atsiranda infraraudonųjų spindulių diapazone. Šalto dulkių apvalkalo spinduliuotė pasiekia mus. Evoliucijos procese žvaigždės padėtis diagramoje pasikeis. Vienintelis energijos šaltinis šiame etape yra gravitacinis susitraukimas. Todėl žvaigždė gana greitai juda lygiagrečiai y ašiai.
Paviršiaus temperatūra nesikeičia, tačiau spindulys ir šviesumas mažėja. Temperatūra žvaigždės centre pakyla, pasiekdama tokią reikšmę, kai reakcijos prasideda nuo šviesos elementų: ličio, berilio, boro, kurie greitai perdega, bet sugeba sulėtinti suspaudimą. Trasa sukasi lygiagrečiai y ašiai, žvaigždės paviršiaus temperatūra pakyla, o šviesumas išlieka beveik pastovus. Galiausiai žvaigždės centre prasideda helio susidarymo iš vandenilio reakcijos (vandenilio degimas). Žvaigždė patenka į pagrindinę seką.
Pradinio etapo trukmę lemia žvaigždės masė. Žvaigždėms, tokioms kaip Saulė, tai yra apie 1 milijonas metų, o žvaigždės, kurios masė yra 10 M☉ apie 1000 kartų mažesnė, o žvaigždutei, kurios masė 0,1 M☉ tūkstančius kartų daugiau.
Jaunos mažos masės žvaigždės
Mažos masės žvaigždė savo evoliucijos pradžioje turi spinduliuojančią šerdį ir konvekcinį apvalkalą (82 pav., I).
Pagrindinėje sekos stadijoje žvaigždė šviečia dėl energijos išsiskyrimo branduolinėse vandenilio pavertimo heliu reakcijose. Vandenilio tiekimas užtikrina 1 masės žvaigždės šviesumą M☉ Maždaug per 10 10 metų. Didesnės masės žvaigždės greičiau sunaudoja vandenilį: pavyzdžiui, žvaigždė, kurios masė yra 10 M☉ vandenilį sunaudos greičiau nei per 107 metus (šviesumas proporcingas ketvirtajai masės laipsniai).
mažos masės žvaigždės
Vandeniliui perdegus, centrinės žvaigždės sritys stipriai suspaudžiamos.
Didelės masės žvaigždės
Įėjus į pagrindinę seką, vyksta didelės masės žvaigždės evoliucija (>1,5 M☉) lemia branduolinio kuro degimo sąlygos žvaigždės viduje. Pagrindinėje sekos stadijoje tai yra vandenilio degimas, tačiau skirtingai nuo mažos masės žvaigždžių, šerdyje dominuoja anglies-azoto ciklo reakcijos. Šiame cikle C ir N atomai atlieka katalizatorių vaidmenį. Energijos išsiskyrimo greitis tokio ciklo reakcijose yra proporcingas T 17 . Todėl šerdyje susidaro konvekcinė šerdis, kurią supa zona, kurioje energijos perdavimas atliekamas spinduliuote.
Didelės masės žvaigždžių šviesumas yra daug didesnis nei Saulės šviesumas, o vandenilis sunaudojamas daug greičiau. Taip yra dėl to, kad temperatūra tokių žvaigždžių centre taip pat yra daug aukštesnė.
Mažėjant vandenilio daliai konvekcinės šerdies medžiagoje, mažėja energijos išsiskyrimo greitis. Tačiau kadangi išsiskyrimo greitį lemia šviesumas, šerdis pradeda trauktis, o energijos išsiskyrimo greitis išlieka pastovus. Tuo pačiu metu žvaigždė plečiasi ir pereina į raudonųjų milžinų regioną.
mažos masės žvaigždės
Iki to laiko, kai vandenilis visiškai sudegs, mažos masės žvaigždės centre susidaro maža helio šerdis. Šerdyje medžiagos tankis ir temperatūra siekia atitinkamai 10 9 kg/m ir 10 8 K. Vandenilio degimas vyksta branduolio paviršiuje. Kylant temperatūrai šerdyje, vandenilio degimo greitis didėja, o šviesumas didėja. Švytinti zona palaipsniui nyksta. O dėl konvekcinių srautų greičio padidėjimo išoriniai žvaigždės sluoksniai išsipučia. Jos dydis ir šviesumas didėja – žvaigždė virsta raudonu milžinu (82 pav., II).
Didelės masės žvaigždės
Kai didelės masės žvaigždės vandenilis visiškai išsenka, šerdyje prasideda triguba helio reakcija ir tuo pačiu deguonies susidarymo reakcija (3He => C ir C + He => 0). Tuo pačiu metu vandenilis pradeda degti helio šerdies paviršiuje. Pasirodo pirmasis sluoksnio šaltinis.
Helio atsargos išsenka labai greitai, nes aprašytose reakcijose kiekviename elementiniame veiksme išsiskiria palyginti mažai energijos. Vaizdas kartojasi, o žvaigždėje atsiranda du sluoksnių šaltiniai, o šerdyje prasideda C + C => Mg reakcija.
Šiuo atveju evoliucijos kelias yra labai sudėtingas (84 pav.). Hertzsprung-Russell diagramoje žvaigždė juda išilgai milžinų sekos arba (su labai didele mase supermilžinėje srityje) periodiškai tampa cefei.
Senos mažos masės žvaigždės
Mažos masės žvaigždėje galų gale konvekcinio srauto greitis tam tikru lygmeniu pasiekia antrąjį kosminį greitį, apvalkalas nusiima ir žvaigždė virsta balta nykštuke, kurią supa planetinis ūkas.
Mažos masės žvaigždės evoliucijos pėdsakas Hertzsprung-Russell diagramoje parodytas 83 paveiksle.
Didelės masės žvaigždžių mirtis
Evoliucijos pabaigoje didelės masės žvaigždė turi labai sudėtingą struktūrą. Kiekvienas sluoksnis turi savo cheminę sudėtį, branduolinės reakcijos vyksta keliuose sluoksnių šaltiniuose, o centre susidaro geležinė šerdis (85 pav.).
Branduolinės reakcijos su geležimi nevyksta, nes joms reikia išleisti (o ne išleisti) energiją. Todėl geležies šerdis greitai suspaudžiama, temperatūra ir tankis joje didėja, pasiekiant fantastiškas vertes - 10 9 K temperatūrą ir 10 9 kg / m 3 slėgį. medžiaga iš svetainės
Šiuo metu branduolyje prasideda du svarbiausi procesai, vykstantys vienu metu ir labai greitai (matyt, per kelias minutes). Pirmasis yra tas, kad branduolių susidūrimo metu geležies atomai suyra į 14 helio atomų, antrasis yra tai, kad elektronai „suspaudžiami“ į protonus, sudarydami neutronus. Abu procesai yra susiję su energijos įsisavinimu, o temperatūra šerdyje (taip pat ir slėgis) krenta akimirksniu. Išoriniai žvaigždės sluoksniai pradeda kristi link centro.
Išorinių sluoksnių kritimas lemia staigų temperatūros padidėjimą juose. Pradeda degti vandenilis, helis, anglis. Tai lydi galingas neutronų srautas, kuris ateina iš centrinės šerdies. Dėl to įvyksta galingas branduolinis sprogimas, numetantis išorinius žvaigždės sluoksnius, kuriuose jau yra visi sunkieji elementai iki kalifornio. Remiantis šiuolaikinėmis pažiūromis, visi sunkiųjų cheminių elementų (t. y. sunkesnių už helią) atomai Visatoje susidarė būtent pliūpsniais.
Susidaro kondensuojantis tarpžvaigždinei terpei. Stebėjimų dėka buvo galima nustatyti, kad žvaigždės iškilo skirtingu laiku ir kyla iki šių dienų.
Pagrindinė žvaigždžių evoliucijos problema yra jų energijos kilmės klausimas, dėl kurio jos švyti ir spinduliuoja didžiulį energijos kiekį. Anksčiau buvo pateikta daug teorijų, skirtų žvaigždžių energijos šaltiniams nustatyti. Buvo manoma, kad nuolatinis žvaigždžių energijos šaltinis yra nuolatinis suspaudimas. Šis šaltinis neabejotinai yra geras, bet negali išlaikyti tinkamos spinduliuotės ilgą laiką. XX amžiaus viduryje buvo rastas atsakymas į šį klausimą. Spinduliuotės šaltinis yra termobranduolinės sintezės reakcijos. Dėl šių reakcijų vandenilis virsta heliu, o išsiskirianti energija praeina pro žvaigždės vidų, transformuojasi ir išspinduliuoja į pasaulio erdvę (vertėtų pažymėti, kad kuo aukštesnė temperatūra, tuo greičiau šios reakcijos vyksta; tai Štai kodėl karštos masyvios žvaigždės greičiau palieka pagrindinę seką).
Dabar įsivaizduokite žvaigždės atsiradimą...
Pradėjo kondensuotis tarpžvaigždinių dujų ir dulkių terpės debesis. Iš šio debesies susidaro gana tankus dujų kamuolys. Slėgis rutulio viduje dar nepajėgia subalansuoti traukos jėgų, todėl jis susitrauks (galbūt šiuo metu aplink žvaigždę susidaro mažesnės masės krešuliai, kurie ilgainiui virsta planetomis). Suspaudus temperatūra pakyla. Taigi žvaigždė palaipsniui įsitvirtina pagrindinėje sekoje. Tada žvaigždės viduje esančių dujų slėgis subalansuoja trauką ir protožvaigždė virsta žvaigžde.
Ankstyvoji žvaigždės evoliucijos stadija yra labai maža ir šiuo metu žvaigždė yra panardinta į ūką, todėl labai sunku aptikti protožvaigždę.
Vandenilio pavertimas heliu vyksta tik centriniuose žvaigždės regionuose. Išoriniuose sluoksniuose vandenilio kiekis praktiškai nesikeičia. Kadangi vandenilio kiekis yra ribotas, anksčiau ar vėliau jis perdega. Energijos išsiskyrimas žvaigždės centre sustoja ir žvaigždės šerdis pradeda trauktis, o apvalkalas – išsipūsti. Be to, jei žvaigždė yra mažesnė nei 1,2 saulės masės, ji numeta išorinį sluoksnį (susidaro planetinis ūkas).
Kiautui atsiskyrus nuo žvaigždės, atsiveria jos vidiniai labai karšti sluoksniai, o tuo tarpu apvalkalas vis labiau tolsta. Po kelių dešimčių tūkstančių metų apvalkalas suirs ir liks tik labai karšta ir tanki žvaigždė, palaipsniui vėsdama, ji pavirs balta nykštuke. Palaipsniui atvėsusios virsta nematomais juodaisiais nykštukais. Juodosios nykštukės yra labai tankios ir šaltos žvaigždės, šiek tiek didesnės už Žemę, tačiau jų masė panaši į saulės masę. Baltųjų nykštukų aušinimo procesas trunka kelis šimtus milijonų metų.
Jei žvaigždės masė yra nuo 1,2 iki 2,5 saulės, tada tokia žvaigždė sprogs. Šis sprogimas vadinamas supernova. Sprogstanti žvaigždė per kelias sekundes padidina savo šviesumą šimtus milijonų kartų. Tokie protrūkiai yra labai reti. Mūsų galaktikoje supernovos sprogimas įvyksta maždaug kartą per šimtą metų. Po tokio žybsnio lieka ūkas, kuris turi didelę radijo spinduliuotę, taip pat labai greitai išsisklaido ir vadinamoji neutroninė žvaigždė (apie tai vėliau). Be didžiulės radijo spinduliuotės, toks ūkas taip pat bus rentgeno spindulių šaltinis, tačiau šią spinduliuotę sugeria žemės atmosfera, todėl ją galima stebėti tik iš kosmoso.
Yra keletas hipotezių apie žvaigždžių sprogimų (supernovų) priežastis, tačiau kol kas nėra visuotinai priimtos teorijos. Yra prielaida, kad taip yra dėl per greito žvaigždės vidinių sluoksnių smukimo į centrą. Žvaigždė greitai susitraukia iki katastrofiškai mažo, maždaug 10 km dydžio, o jos tankis tokioje būsenoje yra 10 17 kg/m 3, o tai artima atomo branduolio tankiui. Ši žvaigždė susideda iš neutronų (o elektronai tarsi suspausti į protonus), todėl ji vadinama "NEUTRONAS". Pradinė jo temperatūra yra apie milijardą kelvinų, tačiau ateityje ji greitai atvės.
Šios žvaigždės dėl savo mažo dydžio ir greito aušinimo ilgą laiką buvo manoma, kad neįmanoma stebėti. Tačiau po kurio laiko pulsarai buvo atrasti. Paaiškėjo, kad šie pulsarai yra neutroninės žvaigždės. Jie taip pavadinti dėl trumpalaikio radijo impulsų spinduliavimo. Tie. atrodo, kad žvaigždė mirksi. Šis atradimas buvo padarytas visai atsitiktinai ir ne taip seniai, būtent 1967 m. Šie periodiniai impulsai atsiranda dėl to, kad labai greitai sukantis už mūsų žvilgsnio, magnetinės ašies kūgis nuolat mirga, o tai sudaro kampą su sukimosi ašimi.
Pulsarą galime aptikti tik esant magnetinės ašies orientacijos sąlygoms, ir tai yra maždaug 5% viso jų skaičiaus. Kai kurių pulsarų radijo ūkuose nerasta, nes ūkai gana greitai išsisklaido. Po šimto tūkstančių metų šie ūkai nustoja būti matomi, o pulsarų amžius vertinamas dešimtimis milijonų metų.
Jei žvaigždės masė viršija 2,5 Saulės masės, tada savo egzistavimo pabaigoje ji tarsi subyrės į save ir bus sutraiškyta savo svoriu. Per kelias sekundes jis pavirs tašku. Šis reiškinys buvo vadinamas „gravitaciniu kolapsu“, o šis objektas dar vadinamas „juodąja skyle“.
Iš viso to, kas išdėstyta aukščiau, matyti, kad galutinis žvaigždės evoliucijos etapas priklauso nuo jos masės, tačiau būtina atsižvelgti ir į neišvengiamą šios masės ir sukimosi praradimą.
Sveiki mieli skaitytojai! Norėčiau pakalbėti apie nuostabų naktinį dangų. Kodėl dėl nakties? Jūs klausiate. Kadangi ant jo aiškiai matomos žvaigždės, šie gražūs šviečiantys taškeliai juodame ir mėlyname dangaus fone. Tačiau iš tikrųjų jie nėra maži, o tiesiog didžiuliai, o dėl didelio atstumo atrodo tokie maži..
Ar kas nors iš jūsų įsivaizdavo, kaip gimsta žvaigždės, kaip jos gyvena, kokį apskritai gyvena? Siūlau dabar perskaityti šį straipsnį ir įsivaizduoti žvaigždžių evoliuciją pakeliui. Vaizdiniam pavyzdžiui paruošiau porą vaizdo įrašų 😉
Dangus nusėtas daugybe žvaigždžių, tarp kurių išsibarstę didžiuliai dulkių ir dujų, daugiausia vandenilio, debesys. Žvaigždės gimsta būtent tokiuose ūkuose arba tarpžvaigždinėse srityse.
Žvaigždė gyvena taip ilgai (iki dešimčių milijardų metų), kad astronomai negali atsekti gyvybės nuo pradžios iki pabaigos, net ir vienos iš jų. Tačiau, kita vertus, jie turi galimybę stebėti skirtingus žvaigždžių vystymosi etapus.
Mokslininkai sujungė gautus duomenis ir sugebėjo atsekti tipiškų žvaigždžių gyvenimo tarpsnius: žvaigždės gimimo tarpžvaigždiniame debesyje momentą, jaunystę, vidutinį amžių, senatvę ir kartais labai įspūdingą mirtį.
Žvaigždės gimimas.
Žvaigždės atsiradimas prasideda nuo materijos sutankinimo ūko viduje. Palaipsniui susidariusio antspaudo dydis mažėja, traukdamasis gravitacijos įtakoje. Šio susitraukimo metu arba žlugti, išsiskiria energija, kuri šildo dulkes ir dujas ir priverčia juos švytėti.
Yra vadinamasis protožvaigždė. Medžiagos temperatūra ir tankis jos centre arba šerdyje yra didžiausi. Kai temperatūra pasiekia apie 10 000 000°C, dujose pradeda vykti termobranduolinės reakcijos.
Vandenilio atomų branduoliai pradeda jungtis ir virsti helio atomų branduoliais. Šios sintezės metu išsiskiria didžiulis energijos kiekis.Ši energija konvekcijos procese perkeliama į paviršinį sluoksnį, o tada šviesos ir šilumos pavidalu išspinduliuojama į erdvę. Tokiu būdu protožvaigždė virsta tikra žvaigžde.
Iš šerdies sklindanti spinduliuotė įkaitina dujinę terpę, sukurdama slėgį, nukreiptą į išorę ir taip užkertant kelią gravitaciniam žvaigždės žlugimui.
Rezultatas yra tas, kad jis randa pusiausvyrą, tai yra, turi pastovius matmenis, pastovią paviršiaus temperatūrą ir pastovų išleidžiamos energijos kiekį.
Šiame vystymosi etape astronomai vadina žvaigždę pagrindinės sekos žvaigždė, taip nurodant vietą, kurią jis užima Hertzsprung-Russell diagramoje.Ši diagrama išreiškia ryšį tarp žvaigždės temperatūros ir šviesumo.
Protosžvaigždės, turinčios mažą masę, niekada neįšyla iki temperatūros, būtinos termobranduolinei reakcijai pradėti. Šios žvaigždės dėl suspaudimo tampa blyškios raudonieji nykštukai , ar net blankesnis rudieji nykštukai . Pirmoji rudoji nykštukinė žvaigždė buvo atrasta tik 1987 m.
Milžinai ir nykštukai.
Saulės skersmuo yra apie 1 400 000 km, paviršiaus temperatūra – apie 6 000°C, ji skleidžia gelsvą šviesą. Jis buvo pagrindinės žvaigždžių sekos dalis 5 milijardus metų.
Vandenilio „kuras“ ant tokios žvaigždės bus išeikvotas maždaug per 10 milijardų metų, o daugiausia helio liks jos šerdyje. Kai nebelieka ko „degti“, iš branduolio nukreiptos spinduliuotės intensyvumo nebepakanka branduolio gravitaciniam kolapsui subalansuoti.
Tačiau energijos, kuri šiuo atveju išsiskiria, pakanka sušildyti aplinkinę medžiagą. Šiame apvalkale prasideda vandenilio branduolių sintezė, išsiskiria daugiau energijos.
Žvaigždė pradeda šviesti ryškiau, bet dabar rausva šviesa ir tuo pačiu plečiasi, padidėjus dešimt kartų. Dabar tokia žvaigždė vadinamas raudonuoju milžinu.
Raudonojo milžino šerdis susitraukia, o temperatūra pakyla iki 100 000 000 °C ar daugiau. Čia vyksta helio branduolio sintezės reakcija, kuri paverčia ją anglimi. Dėl šiuo atveju išsiskiriančios energijos žvaigždė vis dar šviečia apie 100 milijonų metų.
Pasibaigus heliui ir pasibaigus reakcijoms, visa žvaigždė palaipsniui, veikiama gravitacijos, susitraukia beveik iki dydžio. Energijos, kuri šiuo atveju išsiskiria, žvaigždei užtenka (dabar balta nykštukė) kurį laiką toliau ryškiai švytėjo.
Baltosios nykštukės medžiagos suspaudimo laipsnis yra labai didelis, todėl jos tankis yra labai didelis - vieno šaukšto svoris gali siekti tūkstantį tonų. Taip vystosi mūsų Saulės dydžio žvaigždės.
Vaizdo įrašas, rodantis mūsų Saulės evoliuciją į baltąją nykštukę
Žvaigždė, kurios masė penkis kartus didesnė už Saulę, turi daug trumpesnį gyvavimo ciklą ir vystosi kiek kitaip. Tokia žvaigždė daug ryškesnė, o jos paviršiaus temperatūra siekia 25 000°C ir daugiau, buvimo pagrindinėje žvaigždžių sekoje laikotarpis – tik apie 100 milijonų metų.
Kai tokia žvaigždė įžengia į sceną raudonasis milžinas , temperatūra jo šerdyje viršija 600 000 000°C. Jame vyksta anglies sintezės reakcijos, kurios virsta sunkesniais elementais, įskaitant geležį.
Žvaigždė, veikiama išleistos energijos, išsiplečia iki dydžių, kurie yra šimtus kartų didesni už pradinį dydį.Žvaigždė šiame etape vadinamas supermilžinu .
Šerdyje energijos gamybos procesas staiga sustoja, o ji susitraukia per kelias sekundes. Dėl viso to išsiskiria didžiulis energijos kiekis ir susidaro katastrofiška smūgio banga.
Ši energija keliauja per visą žvaigždę ir sprogimo jėga išmeta didelę jos dalį į kosmosą, sukeldama reiškinį, vadinamą supernovos sprogimas .
Norėdami geriau pavaizduoti viską, kas parašyta, apsvarstykite diagramoje pateiktą žvaigždžių evoliucijos ciklą
1987 m. vasarį panašus pliūpsnis buvo pastebėtas netoliese esančioje galaktikoje – Didžiajame Magelano debesyje. Ši supernova trumpą laiką švietė ryškiau nei trilijonas saulių.
Supergiganto šerdis yra suspausta ir suformuoja vos 10-20 km skersmens dangaus kūną, o jo tankis toks didelis, kad šaukštelis jo medžiagos gali sverti 100 milijonų tonų!!! Toks dangaus kūnas susideda iš neutronų irvadinama neutronine žvaigžde .
Ką tik susiformavusi neutroninė žvaigždė turi didelį sukimosi greitį ir labai stiprų magnetizmą.
Dėl to susidaro galingas elektromagnetinis laukas, skleidžiantis radijo bangas ir kitokio pobūdžio spinduliuotę. Jie plinta iš žvaigždės magnetinių polių spindulių pavidalu.
Šie spinduliai dėl žvaigždės sukimosi aplink savo ašį tarsi skenuoja kosminę erdvę. Kai jie praskrenda pro mūsų radijo teleskopus, mes juos suvokiame kaip trumpus sprogimus arba impulsus. Todėl tokios žvaigždės vadinamos pulsarai.
Pulsarai buvo atrasti dėl jų skleidžiamų radijo bangų. Dabar tapo žinoma, kad daugelis jų skleidžia šviesos ir rentgeno spindulių impulsus.
Pirmasis šviesos pulsaras buvo aptiktas Krabo ūke. Jo impulsai kartojami 30 kartų per sekundę dažniu.
Kitų pulsarų impulsai kartojasi daug dažniau: PIR (pulsuojantis radijo spinduliuotės šaltinis) 1937+21 blyksi 642 kartus per sekundę. Sunku net įsivaizduoti!
Žvaigždės, kurių masė yra didžiausia, dešimt kartų didesnė už Saulės masę, taip pat užsidega kaip supernovos. Tačiau dėl didžiulės masės jų griūtis yra daug katastrofiškesnė.
Destruktyvus susitraukimas nesiliauja net neutroninės žvaigždės formavimosi stadijoje, sukurdamas regioną, kuriame įprastinė medžiaga nustoja egzistuoti.
Liko tik viena gravitacija, kuri tokia stipri, kad niekas, net šviesa, negali išvengti jos įtakos. Ši sritis vadinama Juodoji skylė.Taip, didžiųjų žvaigždžių evoliucija yra baisi ir labai pavojinga.
Šiame vaizdo įraše kalbėsime apie tai, kaip supernova virsta pulsaru ir juodąja skyle
Nežinau kaip jūs, brangūs skaitytojai, bet aš asmeniškai myliu ir domiuosi kosmosu ir viskuo, kas su ja susiję, ji tokia paslaptinga ir gražu, gniaužia kvapą! Žvaigždžių evoliucija mums daug pasakė apie mūsų ateitį ir viskas.
