Stručne vývoj hviezd s vysokou hmotnosťou. Životnosť hviezd. Mladé hviezdy s nízkou hmotnosťou
Prvá časť ASTRONOMICKÝ ASPEKTY PROBLÉMU
4. Evolúcia hviezd Moderná astronómia má veľké množstvo argumentov v prospech tvrdenia, že hviezdy vznikajú kondenzáciou oblakov plynu a prachu v medzihviezdnom prostredí. Proces tvorby hviezd z tohto média pokračuje aj v súčasnosti. Objasnenie tejto okolnosti je jedným z najväčších úspechov modernej astronómie. Donedávna sa verilo, že všetky hviezdy vznikli takmer súčasne pred mnohými miliardami rokov. Kolaps týchto metafyzických predstáv bol uľahčený predovšetkým pokrokom v pozorovacej astronómii a rozvojom teórie štruktúry a vývoja hviezd. V dôsledku toho sa ukázalo, že mnohé z pozorovaných hviezd sú relatívne mladé objekty a niektoré z nich vznikli, keď už na Zemi existoval človek. Dôležitým argumentom v prospech záveru, že hviezdy vznikajú z medzihviezdneho plynného a prachového média, je umiestnenie skupín zjavne mladých hviezd (takzvané „asociácie“) v špirálových ramenách Galaxie. Faktom je, že podľa rádioastronomických pozorovaní sa medzihviezdny plyn sústreďuje najmä v špirálových ramenách galaxií. Konkrétne je to aj prípad našej Galaxie. Navyše z detailných „rádiových snímok“ niektorých blízko nás vzdialených galaxií vyplýva, že najväčšia hustota medzihviezdneho plynu je pozorovaná na vnútorných (vzhľadom na stred príslušnej galaxie) okrajoch špirály, čo má prirodzené vysvetlenie , o ktorej podrobnostiach sa tu nemôžeme venovať. Ale práve v týchto častiach špirál sa používajú metódy optickej astronómie na pozorovanie "HII zón", teda oblakov ionizovaného medzihviezdneho plynu. V kap. 3 už bolo povedané, že jediným dôvodom ionizácie takýchto oblakov môže byť ultrafialové žiarenie masívnych horúcich hviezd - zjavne mladých objektov (pozri nižšie). Ústredným problémom vývoja hviezd je otázka zdrojov ich energie. Odkiaľ sa napríklad berie to obrovské množstvo energie, ktorá je potrebná na udržanie slnečného žiarenia na približne pozorovanej úrovni počas niekoľkých miliárd rokov? Každú sekundu Slnko vyžaruje 4x1033 ergov a počas 3 miliárd rokov vyžaruje 4x1050 ergov. Niet pochýb o tom, že vek Slnka je asi 5 miliárd rokov. Vyplýva to aspoň z moderných odhadov veku Zeme rôznymi rádioaktívnymi metódami. Je nepravdepodobné, že Slnko je „mladšie“ ako Zem. V minulom storočí a na začiatku tohto storočia boli navrhnuté rôzne hypotézy o povahe energetických zdrojov Slnka a hviezd. Niektorí vedci sa napríklad domnievali, že zdrojom slnečnej energie je nepretržitý spad meteoroidov na jej povrch, iní hľadali zdroj v nepretržitom stláčaní Slnka. Potenciálna energia uvoľnená pri takomto procese by sa mohla za určitých podmienok premeniť na žiarenie. Ako uvidíme nižšie, tento zdroj môže byť pomerne účinný v ranom štádiu vývoja hviezdy, no nedokáže poskytnúť žiarenie zo Slnka na požadovaný čas. Pokrok v jadrovej fyzike umožnil vyriešiť problém zdrojov hviezdnej energie už koncom tridsiatych rokov nášho storočia. Takýmto zdrojom sú termonukleárne fúzne reakcie prebiehajúce vo vnútri hviezd pri veľmi vysokej teplote (rádovo desať miliónov Kelvinov). V dôsledku týchto reakcií, ktorých rýchlosť silne závisí od teploty, dochádza k premene protónov na jadrá hélia a uvoľnená energia pomaly „uniká“ vnútrom hviezd a napokon je výrazne premenená vyžiarená do svetového priestoru. Ide o mimoriadne výkonný zdroj. Ak predpokladáme, že pôvodne Slnko pozostávalo iba z vodíka, ktorý sa v dôsledku termonukleárnych reakcií úplne zmenil na hélium, potom bude uvoľnené množstvo energie približne 10 52 erg. Na udržanie žiarenia na pozorovanej úrovni po miliardy rokov teda stačí, aby Slnko „spotrebovalo“ najviac 10 % svojej počiatočnej zásoby vodíka. Teraz môžeme predstaviť obraz vývoja nejakej hviezdy nasledovne. Z nejakého dôvodu (dá sa špecifikovať niekoľko z nich) sa začal kondenzovať oblak medzihviezdneho plynného a prachového média. Čoskoro (samozrejme v astronomickom meradle!) Pod vplyvom univerzálnych gravitačných síl sa z tohto oblaku vytvorí pomerne hustá, nepriehľadná plynová guľa. Presne povedané, túto guľu ešte nemožno nazvať hviezdou, pretože v jej centrálnych oblastiach je teplota nedostatočná na spustenie termonukleárnych reakcií. Tlak plynu vo vnútri loptičky ešte nedokáže vyrovnať príťažlivé sily jej jednotlivých častí, preto bude neustále stláčaná. Niektorí astronómovia sa zvykli domnievať, že takéto „protohviezdy“ pozorujeme v jednotlivých hmlovinách vo forme veľmi tmavých kompaktných útvarov, takzvaných guľôčok (obr. 12). Pokrok v rádioastronómii nás však prinútil opustiť tento dosť naivný uhol pohľadu (pozri nižšie). Zvyčajne nevzniká súčasne jedna protohviezda, ale ich viac či menej početná skupina. V budúcnosti sa tieto skupiny stanú hviezdnymi asociáciami a zhlukami, ktoré sú astronómom dobre známe. Je veľmi pravdepodobné, že v tomto veľmi skorom štádiu vývoja hviezdy sa okolo nej vytvárajú zhluky menšej hmoty, ktoré sa potom postupne menia na planéty (pozri obr. ch. deväť).Ryža. 12. Globuly v difúznej hmlovine
Pri kontrakcii protohviezdy stúpa jej teplota a značná časť uvoľnenej potenciálnej energie je vyžiarená do okolitého priestoru. Keďže rozmery zmršťujúcej sa plynovej gule sú veľmi veľké, žiarenie z jednotky jej povrchu bude zanedbateľné. Keďže tok žiarenia z jednotkového povrchu je úmerný štvrtej mocnine teploty (Stefanov-Boltzmannov zákon), teplota povrchových vrstiev hviezdy je relatívne nízka, pričom jej svietivosť je takmer rovnaká ako u obyčajnej hviezdy. s rovnakou hmotnosťou. Preto na diagrame "spektrum - svietivosť" budú takéto hviezdy umiestnené napravo od hlavnej postupnosti, t.j. budú spadať do oblasti červených obrov alebo červených trpaslíkov v závislosti od hodnôt ich počiatočných hmotností. V budúcnosti sa protohviezda naďalej zmenšuje. Jeho rozmery sa zmenšujú a povrchová teplota sa zvyšuje, v dôsledku čoho sa spektrum stáva čoraz „skorším“. Pohybujúc sa po diagrame "spektrum - svietivosť", protohviezda si pomerne rýchlo "sadne" do hlavnej postupnosti. V tomto období je už teplota vnútra hviezd dostatočná na to, aby sa tam spustili termonukleárne reakcie. Zároveň tlak plynu vo vnútri budúcej hviezdy vyrovná príťažlivosť a plynová guľa sa prestane zmenšovať. Protohviezda sa stáva hviezdou. Protohviezdam trvá relatívne málo času, aby prešli týmto veľmi skorým štádiom ich vývoja. Ak je napríklad hmotnosť protohviezdy väčšia ako hmotnosť Slnka, je potrebných len niekoľko miliónov rokov, ak menej, niekoľko stoviek miliónov rokov. Keďže čas vývoja protohviezd je relatívne krátky, je ťažké odhaliť túto najskoršiu fázu vývoja hviezdy. Napriek tomu sú hviezdy v tejto fáze zjavne pozorované. Hovoríme o veľmi zaujímavých hviezdach T Tauri, zvyčajne ponorených do tmavých hmlovín. V roku 1966 bolo celkom neočakávane možné pozorovať protohviezdy v raných štádiách ich vývoja. Už v tretej kapitole tejto knihy sme spomenuli objav rádioastronómie množstva molekúl v medzihviezdnom prostredí, predovšetkým hydroxylu OH a vodnej pary H2O. Veľké prekvapenie rádioastronómov bolo, keď pri prieskume oblohy na vlnovej dĺžke 18 cm, zodpovedajúcej rádiovej čiare OH, boli objavené jasné, extrémne kompaktné (tj s malými uhlovými rozmermi) zdroje. To bolo také neočakávané, že spočiatku odmietali čo i len uveriť, že také jasné rádiové čiary môžu patriť hydroxylovej molekule. Predpokladalo sa, že tieto riadky patrili nejakej neznámej látke, ktorá okamžite dostala „vhodný“ názov „tajomstvo“. „Mysterium“ však veľmi skoro zdieľalo osud svojich optických „bratov“ – „nebulium“ a „coronia“. Faktom je, že po mnoho desaťročí sa jasné čiary hmlovín a slnečnej koróny nedali identifikovať so žiadnymi známymi spektrálnymi čiarami. Preto boli pripisované určitým, na zemi neznámym, hypotetickým prvkom – „hmlovine“ a „korónii“. Neusmievajme sa blahosklonne nad neznalosťou astronómov na začiatku nášho storočia: veď vtedy neexistovala žiadna teória o atóme! Rozvoj fyziky neponechal v Mendelejevovom periodickom systéme žiadne miesto pre exotických „nebešťanov“: v roku 1927 bolo odhalené „hmlovino“, ktorého línie boli s úplnou spoľahlivosťou identifikované so „zakázanými“ líniami ionizovaného kyslíka a dusíka a v rokoch 1939 -1941 . presvedčivo sa ukázalo, že záhadné "koróniové" čiary patria k viacnásobne ionizovaným atómom železa, niklu a vápnika. Ak „odhalenie“ „hmlovina“ a „kodónia“ trvalo desaťročia, potom sa v priebehu niekoľkých týždňov po objavení ukázalo, že čiary „tajomstva“ patria obyčajnému hydroxylu, ale len za neobvyklých podmienok. Ďalšie pozorovania v prvom rade odhalili, že zdroje „tajomstva“ majú extrémne malé uhlové rozmery. Ukázalo sa to pomocou vtedy ešte novej, veľmi účinnej výskumnej metódy, nazývanej „rádiová interferometria s veľmi dlhou základnou čiarou“. Podstata metódy sa redukuje na simultánne pozorovania zdrojov na dvoch rádioteleskopoch, ktoré sú od seba vzdialené niekoľko tisíc km. Ako sa ukázalo, uhlové rozlíšenie je v tomto prípade určené pomerom vlnovej dĺžky k vzdialenosti medzi rádioteleskopmi. V našom prípade môže byť táto hodnota ~3x10-8 rad alebo niekoľko tisícin oblúkovej sekundy! Všimnite si, že v optickej astronómii je takéto uhlové rozlíšenie stále úplne nedosiahnuteľné. Takéto pozorovania ukázali, že existujú najmenej tri triedy „tajomných“ zdrojov. Tu nás budú zaujímať zdroje triedy 1. Všetky sa nachádzajú vo vnútri plynných ionizovaných hmlovín, napríklad v známej hmlovine Orion. Ako už bolo spomenuté, ich rozmery sú extrémne malé, mnohotisíckrát menšie ako rozmery hmloviny. Najzaujímavejšie je, že majú zložitú priestorovú štruktúru. Zoberme si napríklad zdroj nachádzajúci sa v hmlovine s názvom W3.
Ryža. 13. Profily štyroch zložiek hydroxylovej línie
Na obr. Obrázok 13 zobrazuje profil línie OH emitovanej týmto zdrojom. Ako vidíte, pozostáva z veľkého počtu úzkych jasných čiar. Každá čiara zodpovedá určitej rýchlosti pohybu pozdĺž línie pohľadu oblaku vyžarujúceho túto čiaru. Hodnota tejto rýchlosti je určená Dopplerovým javom. Rozdiel v rýchlostiach (pozdĺž zorného poľa) medzi rôznymi oblakmi dosahuje ~10 km/s. Vyššie uvedené interferometrické pozorovania ukázali, že oblaky vyžarujúce každú čiaru sa priestorovo nezhodujú. Obrázok je nasledovný: vo vnútri oblasti približne 1,5 sekundy sa oblúky pohybujú rôznymi rýchlosťami okolo 10 kompaktných oblakov. Každý oblak vysiela jednu špecifickú (podľa frekvencie) čiaru. Uhlové rozmery oblakov sú veľmi malé, rádovo niekoľko tisícin oblúkovej sekundy. Keďže vzdialenosť k hmlovine W3 je známa (asi 2000 ks), uhlové rozmery možno ľahko previesť na lineárne. Ukazuje sa, že lineárne rozmery oblasti, v ktorej sa oblaky pohybujú, sú rádovo 10 -2 ks a rozmery každého oblaku sú len rádovo väčšie ako vzdialenosť od Zeme k Slnku. Vznikajú otázky: čo sú tieto oblaky a prečo tak silne vyžarujú v hydroxylových rádiových líniách? Druhá otázka bola zodpovedaná pomerne rýchlo. Ukázalo sa, že mechanizmus emisie je dosť podobný tomu, ktorý sa pozoruje v laboratórnych maséroch a laseroch. Zdrojom „tajomstva“ sú teda gigantické, prírodné kozmické masery fungujúce na vlne hydroxylovej línie, ktorej dĺžka je 18 cm. Ako je známe, zosilnenie žiarenia v líniách vďaka tomuto efektu je možné vtedy, keď je médium, v ktorom sa žiarenie šíri, nejakým spôsobom „aktivované“. To znamená, že nejaký „vonkajší“ zdroj energie (takzvané „pumpovanie“) spôsobuje, že koncentrácia atómov alebo molekúl na počiatočnej (hornej) úrovni je abnormálne vysoká. Maser alebo laser nie je možný bez permanentnej „pumpy“. Otázka charakteru „čerpacieho“ mechanizmu pre kozmické masery ešte nie je definitívne vyriešená. Ako „pumpovanie“ sa však s najväčšou pravdepodobnosťou použije skôr silné infračervené žiarenie. Ďalším možným „čerpacím“ mechanizmom môže byť nejaká chemická reakcia. Stojí za to prerušiť náš príbeh o kozmických maseroch, aby sme zvážili, s akými úžasnými javmi sa astronómovia stretávajú vo vesmíre. Jeden z najväčších technických vynálezov našej turbulentnej doby, ktorý zohráva významnú úlohu vo vedecko-technickej revolúcii, ktorú teraz zažívame, je ľahko realizovateľný v prírodných podmienkach a navyše v obrovskom rozsahu! Tok rádiovej emisie z niektorých kozmických maserov je taký veľký, že ho bolo možné zachytiť aj na technickej úrovni rádioastronómie pred 35 rokmi, teda ešte pred vynálezom maserov a laserov! K tomu bolo potrebné „len“ poznať presnú vlnovú dĺžku rádiového spojenia OH a začať sa o problém zaujímať. Mimochodom, nejde o prvý prípad, keď sa najdôležitejšie vedecké a technické problémy, ktorým ľudstvo čelí, realizujú v prírodných podmienkach. Termonukleárne reakcie podporujúce žiarenie Slnka a hviezd (pozri nižšie) podnietili rozvoj a realizáciu projektov na získavanie jadrového „paliva“ na Zemi, ktoré by mali v budúcnosti vyriešiť všetky naše energetické problémy. Bohužiaľ, od vyriešenia tejto najdôležitejšej úlohy, ktorú príroda vyriešila „naľahko“, sme ešte ďaleko. Pred poldruha storočím Fresnel, zakladateľ vlnovej teórie svetla, poznamenal (samozrejme pri inej príležitosti): „Príroda sa smeje z našich ťažkostí.“ Ako vidíte, Fresnelova poznámka je dnes ešte pravdivejšia. Vráťme sa však ku kozmickým maserom. Aj keď mechanizmus „pumpovania“ týchto maserov ešte nie je úplne jasný, stále je možné získať približnú predstavu o fyzikálnych podmienkach v oblakoch, ktoré vyžarujú 18 cm čiaru pomocou maserového mechanizmu. V prvom rade sa ukazuje, že tieto oblaky sú pomerne husté: v kubickom centimetri je najmenej 10 8 -10 9 častíc a významnú (a možno veľkú) časť z nich tvoria molekuly. Teplota pravdepodobne nepresiahne dvetisíc Kelvinov, s najväčšou pravdepodobnosťou je to asi 1000 Kelvinov. Tieto vlastnosti sa výrazne líšia od vlastností aj tých najhustejších oblakov medzihviezdneho plynu. Vzhľadom na stále relatívne malú veľkosť oblakov mimovoľne dospejeme k záveru, že skôr pripomínajú rozšírené, dosť chladné atmosféry superobrov. Je veľmi pravdepodobné, že tieto oblaky nie sú ničím iným ako skorým štádiom vývoja protohviezd, bezprostredne po ich kondenzácii z medzihviezdneho prostredia. Iné fakty hovoria v prospech tohto tvrdenia (ktoré autor tejto knihy vyslovil už v roku 1966). V hmlovinách, kde sa pozorujú kozmické masery, sú viditeľné mladé horúce hviezdy (pozri nižšie). V dôsledku toho sa tam nedávno skončil proces tvorby hviezd a pravdepodobne pokračuje aj v súčasnosti. Azda najkurióznejšie je, že ako ukazujú rádioastronomické pozorovania, vesmírne masery tohto typu sú akoby „ponorené“ v malých, veľmi hustých oblakoch ionizovaného vodíka. Tieto oblaky obsahujú veľa kozmického prachu, vďaka čomu sú v optickom dosahu nepozorovateľné. Takéto "kokony" sú ionizované mladou horúcou hviezdou v ich vnútri. Pri štúdiu procesov tvorby hviezd sa infračervená astronómia ukázala ako veľmi užitočná. V skutočnosti pre infračervené lúče nie je medzihviezdna absorpcia svetla taká významná. Teraz si môžeme predstaviť nasledujúci obrázok: z oblaku medzihviezdneho prostredia jeho kondenzáciou vzniká niekoľko zrazenín rôznej hmotnosti, ktoré sa vyvíjajú do protohviezd. Rýchlosť vývoja je odlišná: pre masívnejšie zhluky bude vyššia (pozri tabuľku 2 nižšie). Preto sa najhmotnejší zhluk najskôr zmení na horúcu hviezdu, zatiaľ čo zvyšok zostane viac-menej dlho v štádiu protohviezdy. Pozorujeme ich ako zdroje maserového žiarenia v bezprostrednej blízkosti „novorodenej“ horúcej hviezdy, ktorá ionizuje „kokon“ vodík, ktorý neskondenzoval do zhlukov. Samozrejme, táto hrubá schéma bude v budúcnosti dolaďovaná a samozrejme v nej dôjde k výrazným zmenám. Faktom ale zostáva: nečakane sa ukázalo, že nejaký čas (s najväčšou pravdepodobnosťou relatívne krátky čas) novonarodené protohviezdy obrazne povedané „kričia“ o svojom zrode, využívajúc najnovšie metódy kvantovej rádiofyziky (t.j. masery) ... Po 2. rokov po objavení kozmických hydroxylových maserov (čiara 18 cm) - zistilo sa, že tie isté zdroje súčasne vyžarujú (aj maserovým mechanizmom) čiaru vodnej pary, ktorej vlnová dĺžka je 1,35 cm. Intenzita "vodného "maser" je dokonca väčší ako "hydroxyl". Oblaky vyžarujúce líniu H2O, hoci sa nachádzajú v rovnakom malom objeme ako „hydroxylové“ oblaky, sa pohybujú rôznymi rýchlosťami a sú oveľa kompaktnejšie. Nedá sa vylúčiť, že v blízkej budúcnosti budú objavené ďalšie maserové línie*. Rádioastronómia tak celkom nečakane zmenila klasický problém tvorby hviezd na odvetvie pozorovacej astronómie**. Keď sa hviezda dostane do hlavnej postupnosti a prestane sa zmenšovať, vyžaruje dlho prakticky bez toho, aby zmenila svoju polohu na diagrame "spektrum - svietivosť". Jeho vyžarovanie podporujú termonukleárne reakcie prebiehajúce v centrálnych oblastiach. Hlavná postupnosť je teda akoby ťažisko bodov na diagrame "spektrum - svietivosť", kde hviezda (v závislosti od svojej hmotnosti) môže dlho a stabilne vyžarovať v dôsledku termonukleárnych reakcií. Poloha hviezdy v hlavnej postupnosti je určená jej hmotnosťou. Treba si uvedomiť, že je tu ešte jeden parameter, ktorý určuje polohu rovnovážnej vyžarujúcej hviezdy na diagrame „spektrum – svietivosť“. Tento parameter je počiatočné chemické zloženie hviezdy. Ak sa relatívna abundancia ťažkých prvkov zníži, hviezda „spadne“ na diagrame nižšie. Práve táto okolnosť vysvetľuje prítomnosť sekvencie subtrpaslíkov. Ako už bolo spomenuté vyššie, relatívny výskyt ťažkých prvkov v týchto hviezdach je desaťkrát menší ako v hviezdach hlavnej postupnosti. Doba zotrvania hviezdy v hlavnej postupnosti je určená jej počiatočnou hmotnosťou. Ak je hmotnosť veľká, žiarenie hviezdy má obrovskú silu a rýchlo spotrebuje zásoby vodíkového „paliva“. Takže napríklad hviezdy hlavnej postupnosti s hmotnosťou niekoľko desiatok krát väčšou ako hmotnosť Slnka (sú to horúce modré obry spektrálneho typu O) môžu vyžarovať stabilne, pričom sú v tejto sekvencii len niekoľko miliónov rokov, zatiaľ čo hviezdy s hmotnosťou blízkou Slnku sú v hlavnej postupnosti 10-15 miliárd rokov. Tabuľka nižšie. 2, ktorý udáva vypočítané trvanie gravitačnej kontrakcie a pobytu na hlavnej postupnosti pre hviezdy rôznych spektrálnych typov. Rovnaká tabuľka ukazuje hmotnosti, polomery a svietivosti hviezd v slnečných jednotkách.
tabuľka 2
| rokov | |||||
|
Spektrálna trieda |
Svietivosť |
gravitačná kontrakcia |
zostať v hlavnej sekvencii | ||
|
G2 (Slnko) |
|||||
Ryža. 14. Evolučné dráhy pre hviezdy rôznych hmotností na diagrame "svietivosť-teplota".
Ryža. 15. Hertzsprung-Russellov diagram pre hviezdokopu NGC 2254
Ryža. 16. Hertzsprungov-Russellov diagram pre guľovú hviezdokopa M 3. Na zvislej osi - relatívna magnitúda
Zodpovedajúci diagram jasne ukazuje celú hlavnú postupnosť vrátane jej ľavej hornej časti, kde sa nachádzajú horúce masívne hviezdy (farebný indikátor - 0,2 zodpovedá teplote 20 000 K, t.j. spektrum triedy B). Guľová hviezdokopa M 3 je „starý“ objekt. Je jasne vidieť, že v hornej časti hlavnej postupnosti diagramu zostrojeného pre túto hviezdokopu nie sú takmer žiadne hviezdy. Na druhej strane, vetva červeného obra M 3 je veľmi bohatá, zatiaľ čo NGC 2254 má veľmi málo červených obrov. Je to pochopiteľné: v starej hviezdokope M 3 už veľké množstvo hviezd „odišlo“ z hlavnej postupnosti, zatiaľ čo v mladej hviezdokope NGC 2254 sa to stalo len s malým počtom relatívne masívnych, rýchlo sa vyvíjajúcich hviezd. Je pozoruhodné, že obrovská vetva pre M 3 stúpa pomerne strmo, zatiaľ čo pre NGC 2254 je takmer horizontálna. Z hľadiska teórie sa to dá vysvetliť výrazne nižším výskytom ťažkých prvkov v M 3. V hviezdach guľových hviezdokôp (ako aj v iných hviezdach, ktoré sa nekoncentrujú až tak do galaktickej roviny pokiaľ ide o galaktický stred), relatívny výskyt ťažkých prvkov je zanedbateľný. Na diagrame "index farieb - svietivosť" pre M 3 je viditeľná ešte jedna takmer horizontálna vetva. V diagrame skonštruovanom pre NGC 2254 nie je žiadna podobná vetva. Teória vysvetľuje vznik tejto vetvy nasledovne. Keď teplota zmenšujúceho sa hustého héliového jadra hviezdy – červeného obra – dosiahne 100 – 150 miliónov K, začne sa tam nová jadrová reakcia. Táto reakcia spočíva vo vytvorení uhlíkového jadra z troch jadier hélia. Len čo táto reakcia začne, kontrakcia jadra sa zastaví. Následne povrchové vrstvy
hviezdy zvýšia svoju teplotu a hviezda v diagrame "spektrum-svietivosť" sa posunie doľava. Práve z takýchto hviezd je vytvorená tretia horizontálna vetva diagramu pre M 3.
Ryža. 17. Hertzsprung-Russellov súhrnný diagram pre 11 hviezdokôp
Na obr. Obrázok 17 schematicky znázorňuje súhrnný diagram farebnej svietivosti pre 11 hviezdokôp, z ktorých dva (M 3 a M 92) sú guľové. Je jasne vidieť, ako sa hlavné sekvencie "ohýbajú" doprava a nahor v rôznych zhlukoch v úplnom súlade s teoretickými konceptmi, ktoré už boli prediskutované. Z obr. 17 je možné okamžite určiť, ktoré zhluky sú mladé a ktoré staré. Napríklad „dvojitý“ zhluk X a h Perseus je mladý. „Zachránilo“ to významnú časť hlavnej sekvencie. Staršia je hviezdokopa M 41, ešte staršia hviezdokopa a hviezdokopa M 67 je veľmi stará, pričom diagram „farba – svietivosť“ je veľmi podobný podobnému diagramu pre guľové hviezdokopy M 3 a M 92. obrovská vetva guľových hviezdokôp je vyššia v súlade s rozdielmi v chemickom zložení, o ktorých sa hovorilo skôr. Údaje z pozorovania teda plne potvrdzujú a zdôvodňujú závery teórie. Zdalo by sa ťažké očakávať pozorovacie overenie teórie procesov v hviezdnych interiéroch, ktoré pred nami skrýva obrovská hrúbka hviezdnej hmoty. A predsa je tu teória neustále kontrolovaná praxou astronomických pozorovaní. Treba si uvedomiť, že zostavenie veľkého množstva diagramov „farba – svietivosť“ si vyžiadalo veľa práce astronómov-pozorovateľov a radikálne zlepšenie metód pozorovania. Na druhej strane, úspech teórie vnútornej štruktúry a vývoja hviezd by nebol možný bez modernej výpočtovej techniky založenej na využití vysokorýchlostných elektronických počítačov. Neoceniteľnú službu teórii poskytol aj výskum v oblasti jadrovej fyziky, ktorý umožnil získať kvantitatívne charakteristiky tých jadrových reakcií, ktoré prebiehajú vo vnútri hviezd. Bez preháňania možno povedať, že rozvoj teórie štruktúry a vývoja hviezd je jedným z najväčších úspechov astronómie v druhej polovici 20. storočia. Rozvoj modernej fyziky otvára možnosť priameho pozorovacieho overovania teórie vnútornej stavby hviezd a najmä Slnka. Hovoríme o možnosti detekcie mohutného prúdu neutrín, ktoré by Slnko malo vyžarovať, ak v jeho hĺbkach prebiehajú jadrové reakcie. Je dobre známe, že neutrína interagujú s inými elementárnymi časticami extrémne slabo. Tak napríklad neutríno môže preletieť takmer bez absorpcie cez celú hrúbku Slnka, zatiaľ čo röntgenové lúče môžu prechádzať bez absorpcie len cez niekoľko milimetrov hmoty slnečného vnútra. Ak si predstavíme, že cez Slnko prechádza silný zväzok neutrín s energiou každej častice dovnútra
Ľudia sa už dlho zaujímali o príčiny horiacich hviezd na oblohe, no my sme týmto procesom začali skutočne rozumieť až od prvej polovice 20. storočia. V tomto článku som sa pokúsil opísať všetky hlavné procesy, ktoré sa vyskytujú počas životného cyklu hviezdy.
Narodenie hviezdy
Vznik hviezdy začína molekulárnym mrakom (ktorý zahŕňa 1 % celkovej medzihviezdnej hmoty podľa hmotnosti) - líšia sa od obvyklých plynno-prachových oblakov pre medzihviezdne médium tým, že majú vyššiu hustotu a oveľa nižšiu teplotu - aby atómy mohli začať vytvárať molekuly (hlavne H²). Táto vlastnosť sama o sebe nie je zvlášť dôležitá, ale zvýšená hustota tejto látky má veľký význam – záleží na tom, či sa nejaká protohviezda vôbec môže sformovať a ako dlho to bude trvať.
Samotné tieto oblaky s nízkou relatívnou hustotou môžu mať vďaka svojej obrovskej veľkosti značné hmotnosti – až 10 6 hmotností Slnka. Novonarodené hviezdy, ktoré nestihli odhodiť zvyšky „kolísky“, ich zahrievajú, čo vyzerá na také veľké hviezdokopy veľmi „impozantne“ a je zdrojom vynikajúcich astronomických fotografií:
Piliere stvorenia a video o tejto fotografii z Hubbleovho teleskopu:
Hmlovina Omega (niektoré hviezdy sú „pozadie“, plyn žiari zahrievaním žiarením hviezd): 
Samotný proces odvrhnutia zvyškov molekulárneho oblaku má na svedomí takzvaný „slnečný vietor“ – ide o prúd nabitých častíc, ktoré urýchľuje elektromagnetické žiarenie hviezdy. Slnko týmto procesom stráca milión ton hmoty za sekundu, čo je preňho (s hmotnosťou 1,98855 ± 0,00025 * 10 27 ton) len maličkosť. Samotné častice majú obrovskú teplotu (rádovo milión stupňov) a rýchlosť (asi 400 km/sa 750 km/s pre dve rôzne zložky):
Nízka hustota tejto látky však znamená, že nemôžu spôsobiť veľa škody.
Keď začnú pôsobiť gravitačné sily, stlačenie plynu spôsobí silné zahriatie, v dôsledku čoho začnú termonukleárne reakcie. Rovnaký zahrievací účinok kolidujúcej hmoty slúžil ako základ pre prvé priame pozorovanie exoplanéty v roku 2004:
Planéta 2M1207 b vo vzdialenosti 170 sv. rokov od nás.
Rozdiel medzi malými hviezdami a plynnými obrími planétami však spočíva práve v tom, že ich hmotnosť nestačí na podporu počiatočnej termonukleárnej reakcie, ktorá vo všeobecnosti spočíva vo vytváraní hélia z vodíka - za prítomnosti katalyzátorov (tzv. nazývaný CNO cyklus - platí pre hviezdy II. a I. generácie, o ktorých bude reč nižšie):
Hovoríme o samoudržiavacej reakcii, a nie len o existencii jej faktu – pretože hoci je energia na túto reakciu (a tým aj teplota) zdola prísne obmedzená, energia pohybu jednotlivých častíc v plyne je určené Maxwellovým rozdelením:
A preto, aj keď je priemerná teplota plynu 10-krát nižšia ako „dolná hranica“ termonukleárnej reakcie, vždy budú existovať „prefíkané“ častice, ktoré budú zbierať energiu od svojich susedov a získať dostatok energie na jeden prípad. Čím vyššia je priemerná teplota, tým viac častíc dokáže prekonať „bariéru“ a tým viac energie sa pri týchto reakciách uvoľní. Preto je všeobecne uznávaná hranica medzi planétou a hviezdou hranicou, pri ktorej nielen prebieha termonukleárna reakcia, ale umožňuje aj udržanie vnútornej teploty napriek vyžarovaniu energie z jej povrchu.
Hviezdna populácia
Predtým, ako hovoríme o klasifikácii hviezd, je potrebné urobiť odbočku a vrátiť sa o 13 miliárd rokov späť - v momente, keď sa po rekombinácii hmoty začali objavovať prvé hviezdy. Tento moment by sa nám zdal zvláštny – veď okrem modrých obrov by sme v tom momente nevideli žiadne hviezdy. Dôvodom je absencia „kovov“ v ranom vesmíre (a v astronómii sa tak nazývajú všetky látky „ťažšie“ ako hélium). Ich absencia znamenala, že na rozsvietenie prvých hviezd bola potrebná oveľa väčšia hmotnosť (v rozmedzí 20-130 hmotností Slnka) - veď bez "kovov" nie je cyklus CNO možný a namiesto neho existuje len priamy cyklus vodík + vodík = hélium. Toto mala byť hviezdna populácia III (kvôli ich obrovskej hmotnosti a skorému vzhľadu - už nezostali vo viditeľnej časti vesmíru).
Populácia II sú hviezdy vytvorené zo zvyškov hviezd Populácie III, majú viac ako 10 miliárd rokov a vo svojom zložení už obsahujú „kovy“. Preto by sme si v tejto chvíli nevšimli žiadne zvláštne zvláštnosti - medzi hviezdami už boli obri a „strední roľníci“ - ako naša hviezda a dokonca aj červení trpaslíci.
Populácia I - to sú hviezdy sformované už z druhej generácie zvyškov supernov, ktoré obsahujú ešte viac "kovov" - patrí sem väčšina moderných hviezd vrátane nášho Slnka.
Klasifikácia hviezd
Moderná klasifikácia hviezd (Harvard) je veľmi jednoduchá – je založená na delení hviezd podľa ich farieb. V malých hviezdach sú reakcie oveľa pomalšie a táto disproporcionalita spôsobuje rozdiel v povrchovej teplote, čím väčšia je hmotnosť hviezdy, tým intenzívnejšie je žiarenie z jej povrchu:
Rozloženie farieb v závislosti od teploty (v stupňoch Kelvina)
Ako je možné vidieť z vyššie uvedeného grafu Maxwellovej distribúcie, reakčné rýchlosti sa zvyšujú s teplotou a nerastú lineárne – keď sa teplota veľmi blízko priblíži ku „kritickému bodu“, reakcie začnú prebiehať desaťkrát rýchlejšie. Život veľkých hviezd môže byť preto v astronomickom meradle veľmi krátky – len pár miliónov rokov, to nie je nič v porovnaní s odhadovanou životnosťou červených trpaslíkov – celý bilión rokov (z pochopiteľných dôvodov nemá ani jedna takáto hviezda ešte vymreli a v tomto prípade sa môžeme spoliehať len na výpočty, ale ich životnosť je jednoznačne viac ako sto miliárd rokov).
Hviezdny život
Väčšina hviezd žije v hlavnej sekvencii, čo je zakrivená čiara prebiehajúca zľava zhora doprava:
Hertzsprungov-Russellov diagram
Tento proces sa môže zdať dosť nudný: vodík sa mení na hélium a tento proces pokračuje milióny a dokonca miliardy rokov. Ale v skutočnosti sa na Slnku (a iných hviezdach) aj počas tohto procesu neustále niečo deje na povrchu (aj vo vnútri):
Video počas 5-ročného obdobia, vyrobené z fotografií observatória slnečnej dynamiky NASA spusteného v rámci programu Life with a Star, zobrazuje pohľad na Slnko vo viditeľnom, ultrafialovom a röntgenovom spektre svetla.
Celý proces termonukleárnych reakcií v ťažkých hviezdach vyzerá takto: vodík - hélium - berýlium a uhlík a potom začne prebiehať niekoľko paralelných procesov, ktoré sa končia tvorbou železa:
Je to spôsobené tým, že železo má minimálnu väzbovú energiu (na nukleón) a ďalšie reakcie prebiehajú skôr absorpciou ako uvoľňovaním energie. Hviezda je počas svojho dlhého života v rovnováhe medzi gravitačnými silami, jej stláčaním a termonukleárnymi reakciami, ktoré vyžarujú energiu a majú tendenciu látku „tlačiť“.
Prechod od horenia jednej látky k druhej nastáva so zvýšením teploty v jadre hviezdy (keďže každá nasledujúca reakcia si vyžaduje zvýšenie teploty - niekedy aj rádovo). Ale napriek zvýšeniu teploty - vo všeobecnosti sa "rovnováha síl" udržiava až do poslednej chvíle ...
koniec existencie
Procesy vyskytujúce sa v tomto prípade možno rozdeliť do štyroch scenárov:
1) Nielen dĺžka života hviezdy závisí od hmotnosti, ale aj od toho, ako sa skončí. Pre „najmenšie“ hviezdy – hnedých trpaslíkov (trieda M) to skončí po vyhorení vodíka. Ale skutočnosť, že prenos tepla v nich prebieha výlučne konvekciou (miešaním), znamená, že hviezda využíva celú svoju zásobu čo najefektívnejšie. A tiež – bude ho míňať čo najšetrnejšie po mnoho miliárd rokov. Ale po vyčerpaní všetkého vodíka hviezda pomaly vychladne a bude v stave pevnej gule (ako Pluto) pozostávajúcej takmer výlučne z hélia.
2) Potom prídu ťažšie hviezdy (vrátane nášho Slnka) - hmotnosť tejto možnej budúcej hviezdy je zhora obmedzená na 1,39 hmotnosti Slnka pre zvyšok, ktorý vznikol po štádiu červeného obra (Chandrasekharov limit). Hviezda má dostatočnú hmotnosť na zapálenie reakcie tvorby uhlíka z hélia (prirodzene, najbežnejšími nuklidmi sú hélium-4 a uhlík-12). Ale neprestávajú prebiehať ani vodíkovo-héliové reakcie - práve oblasť ich výskytu prechádza do vonkajších, ešte vodíkom nasýtených vrstiev hviezdy. Prítomnosť dvoch vrstiev, v ktorých prebiehajú termonukleárne reakcie, vedie k výraznému zvýšeniu svietivosti, čo spôsobuje, že hviezda sa „nafúkne“.
Mnohí sa mylne domnievajú, že až do okamihu červeného obra sa svietivosť Slnka (a iných podobných hviezd) postupne znižuje a potom sa začne prudko zvyšovať, v skutočnosti sa svietivosť zvyšuje počas celej hlavnej časti života. z hviezdy:
A na základe toho budujú nesprávne teórie, že z dlhodobého hľadiska - Venuša je najlepšou voľbou pre ľudské osídlenie - v skutočnosti, kým budeme mať technológiu na terraformovanie modernej Venuše, môžu byť beznádejne zastarané a jednoducho zbytočné. Navyše, podľa moderných údajov má Zem veľkú šancu prežiť stav „červeného obra“ Slnka na jeho hranici, no Venuša nemá šancu a „všetko, čo sa získa prepracovaním“ sa stane súčasťou „zaplnené“ slnko.
V štádiu červeného obra hviezda nielenže výrazne zvýši svoju svietivosť, ale tiež začne rýchlo strácať hmotu, v dôsledku týchto procesov sa zásoby paliva rýchlo míňajú (táto fáza je najmenej 10-krát menšia ako fáza spaľovania vodíka). Potom sa hviezda zmenšuje, mení sa na bieleho trpaslíka a postupne sa ochladzuje.
3) Keď je hmotnosť nad prvou hranicou, hmotnosť takýchto hviezd je dostatočná na zapálenie nasledujúcich reakcií, až po tvorbu železa, tieto procesy nakoniec vedú k výbuchu supernovy.
Železo sa už prakticky nezúčastňuje termonukleárnych reakcií (a rozhodne neuvoľňuje energiu) a jednoducho sa zhromažďuje v strede jadra, kým naň nepôsobí tlak zvonku (a pôsobenie gravitačnej sily samotného jadra zvnútra ) dosiahne kritický bod. V tomto bode sa sila stláčajúca jadro hviezdy stáva taká silná, že tlak elektromagnetického žiarenia už nie je schopný zabrániť zmršťovaniu hmoty. Elektróny sú „vtlačené“ do atómového jadra a neutralizované protónmi, takže vo vnútri jadra zostávajú prakticky len neutróny.
Tento moment má kvantový základ a má veľmi jasnú hranicu a zloženie jadra pozostáva z dosť čistého železa, takže tento proces je katastrofálne rýchly. Predpokladá sa, že tento proces prebieha v priebehu niekoľkých sekúnd a objem jadra klesne o faktor 100 000 (a jeho hustota sa zodpovedajúcim spôsobom zvýši):
Povrchové vrstvy hviezdy, ktoré sú bez podpory zospodu, sa vrhnú hlboko do seba, padajú na vytvorenú „guľu“ neutrónov, látka sa odrazí späť a dôjde k výbuchu. Výbušné vlny valiace sa hrúbkou hviezdy vytvárajú také zhutnenie a zvýšenie teploty látky, že začnú prebiehať reakcie za vzniku ťažkých prvkov (až uránu).
Tieto procesy sú založené na neutrónovom záchyte (r-proces a s-proces) alebo záchyte protónov (p-proces a rp-proces), pri každej takejto reakcii chemický prvok zvyšuje svoje atómové číslo. Ale v normálnej situácii takéto častice nemajú čas „chytiť“ ešte jeden neutrón / protón a rozpadnúť sa. V procesoch prebiehajúcich vo vnútri supernovy prebiehajú reakcie tak rýchlo, že atómy stihnú „preskočiť“ väčšinu periodickej tabuľky bez toho, aby sa rozpadli.
Takto vzniká neutrónová hviezda:
4) Keď hmotnosť hviezdy prekročí druhú, Oppenheimerov - Volkovov limit (1,5 - 3 hmotnosti Slnka pre zvyšok alebo 25 - 30 hmotností pre pôvodnú hviezdu), v procese výbuchu supernovy, príliš veľa hmotnosť hmoty zostáva a tlak nie je schopný zadržať ani kvantové sily.
V tomto prípade to znamená hranicu vďaka Pauliho princípu, ktorý hovorí, že dve častice (v tomto prípade hovoríme o neutrónoch) nemôžu byť v rovnakom kvantovom stave (to je základ pre štruktúru atómu, pozostávajúceho z elektrónových obalov, ktorých počet sa s atómovým číslom postupne zvyšuje).
Tlak stlačí neutróny a ďalší proces sa stane nezvratným - všetka hmota sa stiahne do jedného bodu a vytvorí sa čierna diera. Sama o sebe už žiadnym spôsobom neovplyvňuje životné prostredie (samozrejme s výnimkou gravitácie) a môže žiariť iba pribúdaním (jednoduchým padaním) hmoty na ňom:
Ako môžete vidieť zo súčtu všetkých týchto procesov, hviezdy sú skutočným skladom fyzikálnych zákonov. A v niektorých oblastiach (neutrónové hviezdy a čierne diery) sú to skutočné fyzikálne laboratóriá s extrémnymi energiami a stavmi hmoty.
Post-science – Neutrónové hviezdy a čierne diery (séria videí):
Zaberá bod v pravom hornom rohu: má vysokú svietivosť a nízku teplotu. Hlavné žiarenie sa vyskytuje v infračervenej oblasti. Žiarenie zo studenej prachovej škrupiny sa dostane až k nám. V procese evolúcie sa poloha hviezdy na diagrame zmení. Jediným zdrojom energie v tejto fáze je gravitačná kontrakcia. Preto sa hviezda pohybuje pomerne rýchlo rovnobežne s osou y.
Teplota povrchu sa nemení, ale klesá polomer a svietivosť. Teplota v strede hviezdy stúpa a dosahuje hodnotu, pri ktorej začínajú reakcie s ľahkými prvkami: lítiom, berýliom, bórom, ktoré rýchlo vyhoria, no dokážu spomaliť kompresiu. Dráha sa otáča rovnobežne s osou y, teplota na povrchu hviezdy stúpa a svietivosť zostáva takmer konštantná. Nakoniec v strede hviezdy začínajú reakcie tvorby hélia z vodíka (spaľovanie vodíka). Hviezda vstupuje do hlavnej postupnosti.
Trvanie počiatočného štádia je určené hmotnosťou hviezdy. Pre hviezdy ako Slnko je to asi 1 milión rokov, pre hviezdu s hmotnosťou 10 M☉ asi 1000-krát menšie a pre hviezdu s hmotnosťou 0,1 M☉ tisíckrát viac.
Mladé hviezdy s nízkou hmotnosťou
Na začiatku svojho vývoja má hviezda s nízkou hmotnosťou žiarivé jadro a konvekčný obal (obr. 82, I).
V štádiu hlavnej sekvencie hviezda svieti v dôsledku uvoľnenia energie v jadrových reakciách premeny vodíka na hélium. Prísun vodíka zabezpečuje svietivosť hviezdy s hmotnosťou 1 M☉ Približne do 10 10 rokov. Hviezdy s väčšou hmotnosťou spotrebúvajú vodík rýchlejšie: napríklad hviezda s hmotnosťou 10 M☉ spotrebuje vodík za menej ako 10 7 rokov (svietivosť je úmerná štvrtej mocnine hmotnosti).
hviezdy s nízkou hmotnosťou
Keď vodík vyhorí, centrálne oblasti hviezdy sú silne stlačené.
Hviezdy vysokej hmotnosti
Po vstupe do hlavnej postupnosti sa evolúcia hviezdy s veľkou hmotnosťou (>1,5 M☉) je určená podmienkami spaľovania jadrového paliva vo vnútri hviezdy. V štádiu hlavnej sekvencie ide o spaľovanie vodíka, no na rozdiel od hviezd s nízkou hmotnosťou dominujú v jadre reakcie cyklu uhlík-dusík. V tomto cykle hrajú atómy C a N úlohu katalyzátorov. Rýchlosť uvoľňovania energie v reakciách takéhoto cyklu je úmerná T 17. Preto sa v jadre vytvára konvekčné jadro obklopené zónou, v ktorej sa prenos energie uskutočňuje žiarením.
Svietivosť veľkých hviezd je oveľa vyššia ako svietivosť Slnka a vodík sa spotrebuje oveľa rýchlejšie. Je to spôsobené tým, že teplota v strede takýchto hviezd je tiež oveľa vyššia.
S klesajúcim podielom vodíka v látke konvekčného jadra klesá rýchlosť uvoľňovania energie. Ale keďže rýchlosť uvoľňovania je určená svietivosťou, jadro sa začne zmenšovať a rýchlosť uvoľňovania energie zostáva konštantná. Zároveň sa hviezda rozširuje a prechádza do oblasti červených obrov.
hviezdy s nízkou hmotnosťou
Kým vodík úplne vyhorí, v strede hviezdy s nízkou hmotnosťou sa vytvorí malé héliové jadro. V jadre dosahuje hustota hmoty a teplota 10 9 kg/m a 10 8 K. Spaľovanie vodíka prebieha na povrchu jadra. So stúpajúcou teplotou v jadre sa zvyšuje rýchlosť spaľovania vodíka a zvyšuje sa svietivosť. Žiarivá zóna postupne mizne. A kvôli zvýšeniu rýchlosti konvekčných tokov vonkajšie vrstvy hviezdy napučiavajú. Zväčšuje sa jej veľkosť a svietivosť – hviezda sa mení na červeného obra (obr. 82, II).
Hviezdy vysokej hmotnosti
Po úplnom vyčerpaní vodíka veľkej hmotnej hviezdy začína v jadre trojitá héliová reakcia a zároveň reakcia tvorby kyslíka (3He => C a C + He => 0). Zároveň na povrchu héliového jadra začne horieť vodík. Objaví sa zdroj prvej vrstvy.
Zásoba hélia sa vyčerpá veľmi rýchlo, keďže pri opísaných reakciách v každom elementárnom akte sa uvoľňuje relatívne málo energie. Obraz sa opakuje a vo hviezde sa objavia dva vrstvové zdroje a v jadre začína reakcia C + C => Mg.
Evolučná stopa sa v tomto prípade ukazuje ako veľmi zložitá (obr. 84). V Hertzsprung-Russellovom diagrame sa hviezda pohybuje pozdĺž sekvencie obrov alebo (s veľmi veľkou hmotnosťou v oblasti supergianta) sa periodicky stáva cephei.
Staré hviezdy s nízkou hmotnosťou
Vo hviezde s nízkou hmotnosťou nakoniec rýchlosť konvekčného prúdenia na určitej úrovni dosiahne druhú vesmírnu rýchlosť, škrupina sa odtrhne a hviezda sa zmení na bieleho trpaslíka obklopeného planetárnou hmlovinou.
Evolučná stopa hviezdy s nízkou hmotnosťou na Hertzsprung-Russellovom diagrame je znázornená na obrázku 83.
Smrť hviezd s vysokou hmotnosťou
Na konci evolúcie má veľká hmotná hviezda veľmi zložitú štruktúru. Každá vrstva má svoje chemické zloženie, jadrové reakcie prebiehajú vo viacerých vrstvových zdrojoch a v strede vzniká železné jadro (obr. 85).
Jadrové reakcie so železom neprebiehajú, pretože vyžadujú výdaj (a nie uvoľnenie) energie. Preto je železné jadro rýchlo stlačené, teplota a hustota v ňom sa zvyšujú a dosahujú fantastické hodnoty - teplotu 10 9 K a tlak 10 9 kg / m 3. materiál zo stránky
V tomto momente začínajú dva najdôležitejšie procesy prebiehajúce v jadre súčasne a veľmi rýchlo (zrejme v priebehu niekoľkých minút). Prvým je, že pri zrážke jadier sa atómy železa rozpadajú na 14 atómov hélia, druhým je, že elektróny sú „stlačené“ do protónov, čím vznikajú neutróny. Oba procesy sú spojené s absorpciou energie a teplota v jadre (aj tlak) okamžite klesá. Vonkajšie vrstvy hviezdy začínajú klesať smerom k stredu.
Pád vonkajších vrstiev vedie k prudkému zvýšeniu teploty v nich. Začnú horieť vodík, hélium, uhlík. Toto je sprevádzané silným prúdom neutrónov, ktorý prichádza z centrálneho jadra. V dôsledku toho dôjde k silnému jadrovému výbuchu, ktorý odhodí vonkajšie vrstvy hviezdy, ktoré už obsahujú všetky ťažké prvky, až po kalifornium. Podľa moderných názorov všetky atómy ťažkých chemických prvkov (t.j. ťažšie ako hélium) vznikli vo vesmíre práve vo erupciách.
Vzniká kondenzáciou medzihviezdneho prostredia. Prostredníctvom pozorovaní bolo možné určiť, že hviezdy vznikli v rôznych časoch a vznikajú dodnes.
Hlavným problémom vo vývoji hviezd je otázka pôvodu ich energie, vďaka ktorej žiaria a vyžarujú obrovské množstvo energie. Predtým bolo predložených veľa teórií, ktoré boli navrhnuté tak, aby identifikovali zdroje hviezdnej energie. Verilo sa, že nepretržitým zdrojom hviezdnej energie je nepretržitá kompresia. Tento zdroj je určite dobrý, ale nedokáže udržať adekvátnu radiáciu po dlhú dobu. V polovici 20. storočia sa našla odpoveď na túto otázku. Zdrojom žiarenia sú termonukleárne fúzne reakcie. V dôsledku týchto reakcií sa vodík premieňa na hélium a uvoľnená energia prechádza vnútrom hviezdy, transformuje sa a vyžaruje do svetového priestoru (stojí za zmienku, že čím vyššia je teplota, tým rýchlejšie tieto reakcie prebiehajú; preto horúce masívne hviezdy opúšťajú hlavnú postupnosť rýchlejšie).
Teraz si predstavte vznik hviezdy...
Oblak medzihviezdneho plynu a prachového média začal kondenzovať. Z tohto oblaku sa vytvorí pomerne hustá plynová guľa. Tlak vo vnútri gule ešte nedokáže vyrovnať príťažlivé sily, preto sa zmenší (možno v tomto čase sa okolo hviezdy tvoria zhluky s menšou hmotnosťou, ktoré sa časom premenia na planéty). Pri stlačení teplota stúpa. Hviezda sa tak postupne usadí na hlavnej postupnosti. Potom tlak plynu vo vnútri hviezdy vyrovná príťažlivosť a protohviezda sa zmení na hviezdu.
Počiatočné štádium vývoja hviezdy je veľmi malé a hviezda je v tomto čase ponorená do hmloviny, takže je veľmi ťažké odhaliť protohviezdu.
K premene vodíka na hélium dochádza iba v centrálnych oblastiach hviezdy. Vo vonkajších vrstvách zostáva obsah vodíka prakticky nezmenený. Keďže množstvo vodíka je obmedzené, skôr či neskôr vyhorí. Uvoľňovanie energie v strede hviezdy sa zastaví a jadro hviezdy sa začne zmenšovať a obal napučiavať. Ďalej, ak má hviezda menej ako 1,2 hmotnosti Slnka, zbaví sa vonkajšej vrstvy (vznik planetárnej hmloviny).
Po oddelení škrupiny od hviezdy sa jej vnútorné veľmi horúce vrstvy otvoria a škrupina sa medzitým vzďaľuje. Po niekoľkých desiatkach tisíc rokov sa škrupina rozpadne a zostane len veľmi horúca a hustá hviezda, ktorá sa postupne ochladzuje a mení sa na bieleho trpaslíka. Postupným ochladzovaním sa menia na neviditeľných čiernych trpaslíkov. Čierni trpaslíci sú veľmi husté a studené hviezdy, o niečo väčšie ako Zem, ale majú hmotnosť porovnateľnú s hmotnosťou Slnka. Proces ochladzovania bielych trpaslíkov trvá niekoľko stoviek miliónov rokov.
Ak je hmotnosť hviezdy od 1,2 do 2,5 slnečného žiarenia, potom takáto hviezda exploduje. Tento výbuch sa nazýva supernova. Praskajúca hviezda za pár sekúnd zvýši svoju svietivosť stámiliónkrát. Takéto ohniská sú mimoriadne zriedkavé. V našej Galaxii dochádza k výbuchu supernovy približne raz za sto rokov. Po takomto záblesku zostane hmlovina, ktorá má veľké rádiové vyžarovanie a tiež sa veľmi rýchlo rozptýli, a takzvaná neutrónová hviezda (o tom neskôr). Okrem obrovskej rádiovej emisie bude takáto hmlovina aj zdrojom röntgenového žiarenia, no toto žiarenie pohlcuje zemská atmosféra, takže ho možno pozorovať len z vesmíru.
Existuje niekoľko hypotéz o príčine hviezdnych výbuchov (supernov), ale zatiaľ neexistuje všeobecne uznávaná teória. Existuje predpoklad, že je to spôsobené príliš rýchlym poklesom vnútorných vrstiev hviezdy do stredu. Hviezda sa rýchlo zmenšuje na katastrofálne malú veľkosť asi 10 km a jej hustota je v tomto stave 10 17 kg/m 3, čo je blízko hustote atómového jadra. Táto hviezda pozostáva z neutrónov (zatiaľ čo elektróny sa zdajú byť stlačené do protónov), preto sa nazýva "NEUTRÓN". Jeho počiatočná teplota je asi miliarda kelvinov, ale v budúcnosti sa rýchlo ochladí.
Túto hviezdu kvôli jej malým rozmerom a rýchlemu ochladzovaniu dlho považovali za nemožné pozorovať. Ale po nejakom čase boli objavené pulzary. Ukázalo sa, že tieto pulzary sú neutrónové hviezdy. Nazývajú sa tak kvôli krátkodobému vyžarovaniu rádiových impulzov. Tie. zdá sa, že hviezda bliká. K tomuto objavu došlo celkom náhodou a nie tak dávno, konkrétne v roku 1967. Tieto periodické impulzy sú spôsobené tým, že pri veľmi rýchlej rotácii okolo nášho pohľadu neustále bliká kužeľ magnetickej osi, ktorá zviera uhol s osou rotácie.
Pulzar je pre nás detekovateľný iba v podmienkach orientácie magnetickej osi, čo je približne 5% z ich celkového počtu. Niektoré pulzary sa v rádiových hmlovinách nenachádzajú, pretože hmloviny sa pomerne rýchlo rozptýlia. Po stotisíc rokoch tieto hmloviny prestávajú byť viditeľné a vek pulzarov sa odhaduje na desiatky miliónov rokov.
Ak hmotnosť hviezdy presiahne 2,5 hmotnosti Slnka, potom sa na konci svojej existencie akoby zrúti do seba a bude rozdrvená vlastnou váhou. V priebehu niekoľkých sekúnd sa zmení na bodku. Tento jav sa nazýval „gravitačný kolaps“ a tento objekt sa nazýval aj „čierna diera“.
Zo všetkého vyššie uvedeného je vidieť, že konečná fáza vývoja hviezdy závisí od jej hmotnosti, no treba počítať aj s nevyhnutnou stratou práve tejto hmotnosti a rotácie.
Dobrý deň, milí čitatelia! Chcel by som hovoriť o krásnej nočnej oblohe. Prečo v noci? Pýtaš sa. Pretože sú na ňom jasne viditeľné hviezdy, tieto krásne svietiace malé bodky na čiernom a modrom pozadí našej oblohy. Ale v skutočnosti nie sú malé, ale jednoducho obrovské a kvôli veľkej vzdialenosti sa zdajú byť také malé..
Predstavil si niekto z vás, ako sa rodia hviezdy, ako žijú svoj život, aký život vo všeobecnosti majú? Navrhujem, aby ste si teraz prečítali tento článok a predstavili si vývoj hviezd na ceste. Na názornú ukážku som pripravil pár videí 😉
Obloha je posiata množstvom hviezd, medzi ktorými sú roztrúsené obrovské oblaky prachu a plynov, prevažne vodíka. Hviezdy sa rodia práve v takýchto hmlovinách alebo medzihviezdnych oblastiach.
Hviezda žije tak dlho (až desiatky miliárd rokov), že astronómovia nedokážu vystopovať život od začiatku do konca, dokonca ani jeden z nich. No na druhej strane majú možnosť pozorovať rôzne štádiá vývoja hviezd.
Vedci skombinovali získané údaje a dokázali vysledovať životné štádiá typických hviezd: okamih zrodu hviezdy v medzihviezdnom oblaku, jej mladosť, stredný vek, starobu a niekedy aj veľmi veľkolepú smrť.
Zrodenie hviezdy.
Vznik hviezdy začína zhutnením hmoty vo vnútri hmloviny. Postupne sa vytvorené tesnenie zmenšuje a zmenšuje sa pod vplyvom gravitácie. Počas tejto kontrakcie, alebo kolaps, uvoľňuje sa energia, ktorá ohrieva prach a plyn a spôsobuje ich žiaru.
Existuje tzv protostar. Teplota a hustota hmoty v jej strede, čiže jadre, sú maximálne. Keď teplota dosiahne okolo 10 000 000 °C, začnú v plyne prebiehať termonukleárne reakcie.
Jadrá atómov vodíka sa začínajú spájať a meniť na jadrá atómov hélia. Pri tejto syntéze sa uvoľňuje obrovské množstvo energie. Táto energia sa v procese konvekcie prenáša do povrchovej vrstvy a následne je vo forme svetla a tepla vyžarovaná do priestoru. Takto sa protohviezda zmení na skutočnú hviezdu.
Žiarenie, ktoré vychádza z jadra, ohrieva plynné médium, vytvára tlak, ktorý smeruje von, a tým zabraňuje gravitačnému kolapsu hviezdy.
Výsledkom je, že nachádza rovnováhu, to znamená, že má konštantné rozmery, konštantnú povrchovú teplotu a konštantné množstvo uvoľnenej energie.
Astronómovia v tomto štádiu vývoja nazývajú hviezdu hviezda hlavnej postupnosti, čím označuje miesto, ktoré zaberá na Hertzsprung-Russellovom diagrame. Tento diagram vyjadruje vzťah medzi teplotou hviezdy a svietivosťou.
Protohviezdy, ktoré majú malú hmotnosť, sa nikdy nezohrejú na teploty, ktoré sú potrebné na spustenie termonukleárnej reakcie. Tieto hviezdy sa v dôsledku kompresie zmenia na matné červených trpaslíkov , alebo dokonca stmievač hnedí trpaslíci . Prvý hnedý trpaslík bol objavený až v roku 1987.
Obri a trpaslíci.
Priemer Slnka je približne 1 400 000 km, jeho povrchová teplota je približne 6 000 °C a vyžaruje žltkasté svetlo. Je súčasťou hlavnej postupnosti hviezd už 5 miliárd rokov.
Vodíkové „palivo“ na takejto hviezde sa vyčerpá asi za 10 miliárd rokov a v jej jadre zostane hlavne hélium. Keď už nie je čo „spáliť“, intenzita žiarenia smerujúceho z jadra už nestačí na vyrovnanie gravitačného kolapsu jadra.
Ale energia, ktorá sa v tomto prípade uvoľní, stačí na zahriatie okolitej hmoty. V tejto škrupine začína syntéza jadier vodíka, uvoľňuje sa viac energie.
Hviezda začína žiariť jasnejšie, ale teraz červenkastým svetlom, a zároveň sa aj rozširuje a zväčšuje sa desaťnásobne. Teraz taká hviezda nazývaný červený obr.
Jadro červeného obra sa zmenšuje a teplota stúpne na 100 000 000 °C alebo viac. Tu prebieha fúzna reakcia jadra hélia, ktorá ho mení na uhlík. Vďaka energii, ktorá sa v tomto prípade uvoľní, hviezda stále žiari nejakých 100 miliónov rokov.
Po vyčerpaní hélia a zániku reakcií sa celá hviezda postupne vplyvom gravitácie zmenší takmer na veľkosť. Energia, ktorá sa v tomto prípade uvoľní, hviezde stačí (teraz biely trpaslík) ešte nejaký čas jasne žiarili.
Stupeň stlačenia hmoty v bielom trpaslíkovi je veľmi vysoký, a preto má veľmi vysokú hustotu - hmotnosť jednej polievkovej lyžice môže dosiahnuť tisíc ton. Takto sa vyvíjajú hviezdy veľkosti nášho Slnka.
Video zobrazujúce vývoj nášho Slnka na bieleho trpaslíka
Hviezda s päťnásobnou hmotnosťou Slnka má oveľa kratší životný cyklus a vyvíja sa trochu inak. Takáto hviezda je oveľa jasnejšia a jej povrchová teplota je 25 000 °C alebo viac, doba zotrvania v hlavnej postupnosti hviezd je len asi 100 miliónov rokov.
Keď taká hviezda vstúpi na scénu červený obor , teplota v jeho jadre presahuje 600 000 000°C. Prebiehajú v ňom fúzne reakcie uhlíka, ktorý sa mení na ťažšie prvky vrátane železa.
Hviezda pôsobením uvoľnenej energie expanduje do veľkostí, ktoré sú stokrát väčšie ako jej pôvodná veľkosť. Hviezda v tejto fáze nazývaný supergiant .
V jadre sa proces výroby energie náhle zastaví a v priebehu niekoľkých sekúnd sa scvrkne. Pri tom všetkom sa uvoľní obrovské množstvo energie a vytvorí sa katastrofálna rázová vlna.
Táto energia prechádza celou hviezdou a vyvrhne jej značnú časť do vesmíru silou explózie, čo spôsobí jav známy ako výbuch supernovy .
Pre lepšiu reprezentáciu všetkého napísaného zvážte cyklus vývoja hviezd v diagrame
Vo februári 1987 bola podobná erupcia pozorovaná v neďalekej galaxii Veľký Magellanov oblak. Táto supernova na krátky čas žiarila jasnejšie ako bilión sĺnk.
Jadro nadobry je stlačené a tvorí nebeské teleso s priemerom len 10-20 km a jeho hustota je taká vysoká, že lyžička jeho hmoty môže vážiť 100 miliónov ton!!! Takéto nebeské teleso pozostáva z neutrónov anazývaná neutrónová hviezda .
Neutrónová hviezda, ktorá sa práve vytvorila, má vysokú rýchlosť rotácie a veľmi silný magnetizmus.
V dôsledku toho sa vytvára silné elektromagnetické pole, ktoré vyžaruje rádiové vlny a iné druhy žiarenia. Rozprestierajú sa od magnetických pólov hviezdy vo forme lúčov.
Zdá sa, že tieto lúče v dôsledku rotácie hviezdy okolo svojej osi skenujú vesmír. Keď preletia okolo našich rádioteleskopov, vnímame ich ako krátke záblesky alebo impulzy. Preto sa takéto hviezdy nazývajú pulzary.
Pulzary boli objavené vďaka rádiovým vlnám, ktoré vysielajú. Teraz je známe, že mnohé z nich vyžarujú svetelné a röntgenové impulzy.
Prvý svetelný pulzar bol objavený v Krabej hmlovine. Jeho impulzy sa opakujú s frekvenciou 30-krát za sekundu.
Impulzy iných pulzarov sa opakujú oveľa častejšie: PIR (pulzujúci zdroj rádiového vyžarovania) 1937+21 bliká 642-krát za sekundu. Je ťažké si to vôbec predstaviť!
Hviezdy, ktoré majú najväčšiu hmotnosť, desaťnásobok hmotnosti Slnka, tiež vzplanú ako supernovy. Ale kvôli obrovskej mase je ich zrútenie oveľa katastrofálnejšie.
Deštruktívna kontrakcia sa nezastaví ani v štádiu vzniku neutrónovej hviezdy, čím vzniká oblasť, v ktorej bežná hmota prestáva existovať.
Ostala len jedna gravitácia, ktorá je taká silná, že jej vplyvu nemôže uniknúť nič, dokonca ani svetlo. Táto oblasť je tzv čierna diera.Áno, vývoj veľkých hviezd je desivý a veľmi nebezpečný.
V tomto videu si povieme, ako sa supernova zmení na pulzar a čiernu dieru
Neviem ako vy, milí čitatelia, ale ja osobne milujem a veľmi ma zaujíma vesmír a všetko, čo s ním súvisí, je taký tajomný a krásny, až vyráža dych! Vývoj hviezd nám povedal veľa o našej budúcnosti a všetko.
