Na kratko o razvoju zvezd z veliko maso. Življenjska doba zvezd. Mlade zvezde z nizko maso
Prvi del ASTRONOMSKI VIDIK PROBLEMA
4. Razvoj zvezd Sodobna astronomija ima veliko argumentov v prid trditvi, da zvezde nastanejo s kondenzacijo oblakov plina in prahu v medzvezdnem mediju. Proces nastajanja zvezd iz tega medija se nadaljuje še danes. Razjasnitev te okoliščine je eden največjih dosežkov sodobne astronomije. Do relativno nedavnega je veljalo, da so vse zvezde nastale skoraj istočasno pred več milijardami let. Propad teh metafizičnih idej je olajšal predvsem napredek opazovalne astronomije in razvoj teorije zgradbe in razvoja zvezd. Posledično je postalo jasno, da so številne opazovane zvezde relativno mladi predmeti, nekateri pa so nastali, ko je na Zemlji že bila oseba. Pomemben argument v prid sklepu, da zvezde nastajajo iz medzvezdnega plina in prahu, je lega skupin očitno mladih zvezd (tako imenovanih "asociacij") v spiralnih krakih Galaksije. Dejstvo je, da je po radioastronomskih opazovanjih medzvezdni plin koncentriran predvsem v spiralnih krakih galaksij. Zlasti tako je tudi v naši Galaksiji. Poleg tega iz podrobnih "radijskih slik" nekaterih galaksij blizu nas sledi, da je največja gostota medzvezdnega plina opažena na notranjih (glede na središče ustrezne galaksije) robovih spirale, kar najde naravno razlago , katerih podrobnosti se tukaj ne moremo zadrževati. Toda v teh delih spirale opazujejo metode optične astronomije z metodami optične astronomije "HII cone", torej oblaki ioniziranega medzvezdnega plina. V pogl. 3 je bilo že rečeno, da je lahko edini razlog za ionizacijo takšnih oblakov ultravijolično sevanje masivnih vročih zvezd - očitno mladih objektov (glej spodaj). Osrednje vprašanje evolucije zvezd je vprašanje virov njihove energije. Pravzaprav, od kod na primer ogromna količina energije, ki je potrebna za vzdrževanje sončnega sevanja na približno opazovani ravni več milijard let? Sonce izžareva 4x10 33 ergov vsako sekundo in več kot 3 milijarde let je izsevalo 4x10 50 ergov. Ni dvoma, da je starost Sonca približno 5 milijard let. To izhaja vsaj iz sodobnih ocen starosti Zemlje z različnimi radioaktivnimi metodami. Malo verjetno je, da je Sonce "mlajše" od Zemlje. V prejšnjem in na začetku tega stoletja so bile predlagane različne hipoteze o naravi energetskih virov Sonca in zvezd. Nekateri znanstveniki so na primer menili, da je vir sončne energije nenehno padanje meteoroidov na njeno površino, drugi so iskali vir v nenehnem stiskanju Sonca. Potencialna energija, ki se sprosti med takšnim procesom, bi se lahko pod določenimi pogoji pretvorila v sevanje. Kot bomo videli v nadaljevanju, je ta vir lahko precej učinkovit v zgodnji fazi evolucije zvezde, vendar ne more zagotoviti sončnega sevanja v zahtevanem času. Napredek jedrske fizike je omogočil rešitev problema virov zvezdne energije že ob koncu tridesetih let našega stoletja. Tak vir so reakcije termonuklearne fuzije, ki se pojavljajo v notranjosti zvezd pri zelo visoki temperaturi, ki tam vlada (reda deset milijonov Kelvinov). Zaradi teh reakcij, katerih hitrost je močno odvisna od temperature, se protoni pretvorijo v jedra helija, sproščena energija pa počasi "uhaja" skozi notranjost zvezd in se končno bistveno preoblikuje, seva v svetovni prostor. To je izjemno močan vir. Če predpostavimo, da je bilo Sonce sprva sestavljeno samo iz vodika, ki se je zaradi termonuklearnih reakcij popolnoma spremenil v helij, potem bo sproščena količina energije približno 10 52 erg. Tako je za ohranjanje sevanja na opazovani ravni milijarde let dovolj, da Sonce "porabi" največ 10 % začetne zaloge vodika. Zdaj lahko sliko evolucije neke zvezde predstavimo na naslednji način. Iz nekega razloga (lahko jih je navesti več) se je oblak medzvezdnega plina in prahu začel kondenzirati. Kmalu (seveda v astronomskem merilu!) Pod vplivom univerzalnih gravitacijskih sil iz tega oblaka nastane razmeroma gosta, neprozorna plinska krogla. Strogo gledano, te krogle še ne moremo imenovati zvezda, saj v njenih osrednjih predelih temperatura ni zadostna za začetek termonuklearnih reakcij. Tlak plina v krogli še ne more uravnotežiti privlačnih sil njenih posameznih delov, zato se bo nenehno stiskala. Nekateri astronomi so nekoč verjeli, da takšne »protozvezde« opazimo v posameznih meglicah v obliki zelo temnih kompaktnih tvorb, tako imenovanih globul (slika 12). Napredek v radioastronomiji pa nas je prisilil, da smo opustili to precej naivno stališče (glej spodaj). Običajno se hkrati ne oblikuje ena protozvezda, temveč več ali manj številna skupina njih. V prihodnosti te skupine postanejo zvezdna združenja in grozdi, dobro poznani astronomom. Zelo verjetno je, da na tej zelo zgodnji stopnji evolucije zvezde okoli nje nastanejo kepe z manjšo maso, ki se nato postopoma spremenijo v planete (glej sliko 1). pogl. devet).riž. 12. Globule v difuzijski meglici
Ko se protozvezda skrči, se njena temperatura dvigne in pomemben del sproščene potencialne energije se odda v okoliški prostor. Ker so dimenzije krčeče plinske krogle zelo velike, bo sevanje iz enote njene površine zanemarljivo. Ker je tok sevanja iz enotne površine sorazmeren s četrto potenco temperature (Stefan-Boltzmannov zakon), je temperatura površinskih plasti zvezde razmeroma nizka, medtem ko je njena svetilnost skoraj enaka kot pri navadni zvezdi. z enako maso. Zato se bodo na diagramu "spekter - svetilnost" takšne zvezde nahajale desno od glavnega zaporedja, torej bodo padle v območje rdečih velikanov ali rdečih pritlikavk, odvisno od vrednosti njihovih začetnih mas. V prihodnosti se protozvezda še naprej krči. Njegove dimenzije se zmanjšajo, temperatura površine pa se poveča, zaradi česar postaja spekter vedno bolj "zgodnji". Tako se protozvezda, ki se premika vzdolž diagrama "spekter - svetilnost", precej hitro "sede" na glavnem zaporedju. V tem obdobju je temperatura v notranjosti zvezde že zadostna, da se tam začnejo termonuklearne reakcije. Hkrati tlak plina znotraj bodoče zvezde uravnoteži privlačnost in plinska krogla se neha krčiti. Protozvezda postane zvezda. Za protozvezde potrebuje relativno malo časa, da gredo skozi to zelo zgodnjo fazo svojega razvoja. Če je na primer masa protozvezde večja od mase Sonca, je potrebnih le nekaj milijonov let; če manjša, nekaj sto milijonov let. Ker je čas evolucije protozvezd relativno kratek, je to najzgodnejšo fazo razvoja zvezde težko zaznati. Kljub temu so zvezde v tej fazi očitno opazne. Govorimo o zelo zanimivih zvezdah T Tauri, običajno potopljenih v temne meglice. Leta 1966 je povsem nepričakovano postalo mogoče opazovati protozvezde v zgodnjih fazah njihove evolucije. V tretjem poglavju te knjige smo že omenili, da je radioastronomija odkrila številne molekule v medzvezdnem mediju, predvsem hidroksil OH in vodno paro H2O. Veliko presenečenje radijskih astronomov je bilo, ko so pri pregledovanju neba na valovni dolžini 18 cm, ki ustreza radijski liniji OH, odkrili svetle, izjemno kompaktne (tj. majhne kotne dimenzije) vire. To je bilo tako nepričakovano, da sprva niso želeli niti verjeti, da bi tako svetle radijske linije lahko pripadale hidroksilni molekuli. Domnevali so, da te črte pripadajo neki neznani snovi, ki je takoj dobila »ustrezno« ime »misterij«. Vendar je "mysterium" zelo kmalu delil usodo svojih optičnih "bratov" - "nebulija" in "koronije". Dejstvo je, da dolga desetletja svetlih linij meglic in sončne korone ni bilo mogoče identificirati z nobeno znano spektralno črto. Zato so jih pripisovali nekaterim, na zemlji neznanim, hipotetičnim elementom – »meglici« in »koroniji«. Ne smejmo se prizanesljivo nevednosti astronomov na začetku našega stoletja: navsezadnje takrat še ni bilo teorije atoma! Razvoj fizike v Mendelejevskem periodičnem sistemu ni pustil prostora za eksotične "nebesa": leta 1927 je bil "nebulij" razkrinkan, katerega linije so bile popolnoma zanesljivo identificirane z "prepovedanimi" linijami ioniziranega kisika in dušika, leta 1939 -1941 pa . prepričljivo se je pokazalo, da skrivnostne "koronijeve" črte pripadajo večkrat ioniziranim atomom železa, niklja in kalcija. Če je trajalo desetletja, da so "razkrojili" "nebulij" in "kodonij", je v nekaj tednih po odkritju postalo jasno, da linije "misterija" pripadajo navadnemu hidroksilu, vendar le pod nenavadnimi pogoji. Nadaljnja opazovanja so najprej pokazala, da imajo viri "misterija" izjemno majhne kotne dimenzije. To se je pokazalo s pomočjo takrat še nove, zelo učinkovite raziskovalne metode, imenovane "very long baseline radio interferometrija". Bistvo metode je zmanjšano na hkratno opazovanje virov na dveh radijskih teleskopah, ki sta med seboj ločena na razdalji nekaj tisoč km. Kot se je izkazalo, je kotna ločljivost v tem primeru določena z razmerjem valovne dolžine in razdalje med radijskimi teleskopi. V našem primeru je lahko ta vrednost ~3x10 -8 rad ali nekaj tisočink ločne sekunde! Upoštevajte, da je v optični astronomiji takšna kotna ločljivost še vedno povsem nedosegljiva. Takšna opažanja so pokazala, da obstajajo vsaj trije razredi "skrivnostnih" virov. Tukaj nas bodo zanimali viri razreda 1. Vsi se nahajajo znotraj plinastih ioniziranih meglic, na primer v znameniti Orionovi meglici. Kot že omenjeno, so njihove dimenzije izjemno majhne, več tisočkrat manjše od dimenzij meglice. Najbolj zanimivo je, da imajo zapleteno prostorsko strukturo. Razmislite na primer o viru, ki se nahaja v meglici, imenovani W3.
riž. 13. Profili štirih komponent hidroksilne linije
Na sl. Slika 13 prikazuje profil linije OH, ki jo oddaja ta vir. Kot lahko vidite, je sestavljen iz velikega števila ozkih svetlih črt. Vsaka črta ustreza določeni hitrosti gibanja vzdolž vidne linije oblaka, ki oddaja to črto. Vrednost te hitrosti je določena z Dopplerjevim učinkom. Razlika v hitrosti (vzdolž vidne črte) med različnimi oblaki doseže ~10 km/s. Zgoraj omenjena interferometrična opazovanja so pokazala, da oblaki, ki oddajajo vsako črto, prostorsko ne sovpadajo. Slika je naslednja: znotraj območja približno 1,5 sekunde se loki premikajo z različnimi hitrostmi približno 10 kompaktnih oblakov. Vsak oblak oddaja eno določeno (po frekvenci) linijo. Kotne dimenzije oblakov so zelo majhne, in sicer nekaj tisočink ločne sekunde. Ker je razdalja do meglice W3 znana (približno 2000 pc), lahko kotne dimenzije enostavno pretvorimo v linearne. Izkazalo se je, da so linearne dimenzije območja, v katerem se oblaki gibljejo, reda 10 -2 pc, dimenzije vsakega oblaka pa so le za red velikosti večje od razdalje od Zemlje do Sonca. Postavljajo se vprašanja: kaj so ti oblaki in zakaj tako močno sevajo v hidroksilnih radijskih linijah? Na drugo vprašanje smo odgovorili dokaj hitro. Izkazalo se je, da je emisijski mehanizem precej podoben tistemu, ki ga opazimo pri laboratorijskih maserjih in laserjih. Torej so viri "misterija" velikanski naravni kozmični maserji, ki delujejo na valu hidroksilne linije, katerega dolžina je 18 cm. . Kot je znano, je ojačanje sevanja v progah zaradi tega učinka možno, ko se medij, v katerem se sevanje širi, na nek način "aktivira". To pomeni, da nek "zunanji" vir energije (tako imenovano "črpanje") naredi koncentracijo atomov ali molekul na začetni (zgornji) ravni nenormalno visoko. Mazer ali laser ni mogoč brez trajne »črpalke«. Vprašanje o naravi "črpalnega" mehanizma kozmičnih maserjev še ni dokončno rešeno. Vendar pa se kot "črpanje" najverjetneje uporablja precej močno infrardeče sevanje. Drug možen mehanizem "črpanja" je lahko neka kemična reakcija. Vredno je prekiniti našo zgodbo o kozmičnih maserjih, da bi razmislili, s kakšnimi neverjetnimi pojavi se astronomi srečujejo v vesolju. Eden največjih tehničnih izumov naše burne dobe, ki igra pomembno vlogo v znanstveni in tehnološki revoluciji, ki jo zdaj doživljamo, je zlahka realiziran v naravnih razmerah in poleg tega v ogromnem obsegu! Tok radijske emisije nekaterih kozmičnih maserjev je tako velik, da bi ga lahko zaznali tudi na tehnični ravni radioastronomije pred 35 leti, torej še pred izumom maserjev in laserjev! Za to je bilo treba "le" poznati natančno valovno dolžino radijske povezave OH in se zanimati za problem. Mimogrede, to ni prvi primer, ko se najpomembnejši znanstveni in tehnični problemi, s katerimi se sooča človeštvo, uresničujejo v naravnih razmerah. Termonuklearne reakcije, ki podpirajo sevanje Sonca in zvezd (glej spodaj), so spodbudile razvoj in izvajanje projektov za pridobivanje jedrskega "goriva" na Zemlji, ki naj bi v prihodnosti rešilo vse naše energetske probleme. Žal smo še daleč od rešitve te najpomembnejše naloge, ki jo je narava rešila »z lahkoto«. Pred stoletjem in pol je Fresnel, utemeljitelj valovne teorije svetlobe, pripomnil (seveda ob drugi priložnosti): "Narava se smeji našim težavam." Kot vidite, Fresnelova pripomba danes še bolj drži. Pa se vrnimo k kozmičnemu maserju. Čeprav mehanizem za "črpanje" teh maserjev še ni povsem jasen, je še vedno mogoče dobiti približno predstavo o fizičnih razmerah v oblakih, ki oddajajo 18 cm črto z maserskim mehanizmom. Najprej se izkaže, da ti oblaki so precej gosti: v kubičnem centimetru je vsaj 10 8 -10 9 delcev, pomemben (in morda velik) del pa so molekule. Temperatura verjetno ne bo presegla dva tisoč Kelvinov, najverjetneje je približno 1000 Kelvinov. Te lastnosti se močno razlikujejo od lastnosti celo najgostejših oblakov medzvezdnega plina. Glede na še vedno sorazmerno majhno velikost oblakov nehote pridemo do zaključka, da so precej podobni razširjeni, precej hladni atmosferi zvezd supergigantov. Zelo verjetno je, da ti oblaki niso nič drugega kot zgodnja faza v razvoju protozvezd, takoj po njihovi kondenzaciji iz medzvezdnega medija. V prid tej trditvi (ki jo je avtor te knjige izrekel že leta 1966) govorijo tudi druga dejstva. V meglicah, kjer opazimo kozmične maserje, so vidne mlade vroče zvezde (glej spodaj). Posledično se je proces nastajanja zvezd tam pred kratkim končal in se najverjetneje nadaljuje še danes. Morda je najbolj zanimivo, da so, kot kažejo radioastronomska opazovanja, vesoljski maserji te vrste tako rekoč "potopljeni" v majhne, zelo goste oblake ioniziranega vodika. Ti oblaki vsebujejo veliko kozmičnega prahu, zaradi česar jih v optičnem območju ni mogoče opaziti. Takšne "kokone" ionizira mlada, vroča zvezda v njih. Pri preučevanju procesov nastajanja zvezd se je infrardeča astronomija izkazala za zelo koristno. Dejansko za infrardeče žarke medzvezdna absorpcija svetlobe ni tako pomembna. Zdaj si lahko predstavljamo naslednjo sliko: iz oblaka medzvezdnega medija z njegovo kondenzacijo nastane več strdkov različnih mas, ki se razvijejo v protozvezde. Hitrost evolucije je drugačna: pri masivnejših grudah bo višja (glej tabelo 2 spodaj). Zato se bo najbolj množična skupina najprej spremenila v vročo zvezdo, medtem ko se bodo ostali bolj ali manj dolgo zadržali v fazi protozvezde. Opažamo jih kot vire maserskega sevanja v neposredni bližini »novorojene« vroče zvezde, ki ionizira »kokon« vodik, ki se ni zgostil v kepe. Seveda bo ta groba shema v prihodnosti izpopolnjena in seveda bodo v njej narejene pomembne spremembe. A dejstvo ostaja: nepričakovano se je izkazalo, da so novorojeni protozvezdniki nekaj časa (najverjetneje razmeroma kratek čas), figurativno rečeno, "kričali" o svojem rojstvu z uporabo najnovejših metod kvantne radiofizike (t. i. masers) ... Po 2. let po odkritju kozmičnih hidroksilnih maserjev (linija 18 cm) – ugotovljeno je bilo, da isti viri hkrati oddajajo (tudi po maserskem mehanizmu) črto vodne pare, katere valovna dolžina je 1,35 cm. Intenzivnost »vode« " maser je celo večji kot pri "hidroksilu". Oblaki, ki oddajajo črto H2O, čeprav se nahajajo v enakem majhnem volumnu kot "hidroksilni" oblaki, se premikajo z različnimi hitrostmi in so veliko bolj kompaktni. Ni mogoče izključiti, da bodo v bližnji prihodnosti odkrite druge maserske linije*. Tako je radijska astronomija povsem nepričakovano klasični problem nastajanja zvezd spremenila v vejo opazovalne astronomije**. Ko je na glavnem zaporedju in se preneha krčiti, zvezda seva dolgo časa, praktično ne da bi spremenila svoj položaj na diagramu "spekter - svetilnost". Njegovo sevanje podpirajo termonuklearne reakcije, ki potekajo v osrednjih regijah. Tako je glavno zaporedje tako rekoč lokus točk na diagramu "spekter - svetilnost", kjer lahko zvezda (odvisno od svoje mase) zaradi termonuklearnih reakcij dolgo in enakomerno seva. Položaj zvezde na glavnem zaporedju je določen z njeno maso. Treba je opozoriti, da obstaja še en parameter, ki določa položaj ravnotežne sevajoče zvezde na diagramu "spekter-svetilnost". Ta parameter je začetna kemična sestava zvezde. Če se relativna številčnost težkih elementov zmanjša, bo zvezda na spodnjem diagramu "padla". Prav ta okoliščina pojasnjuje prisotnost zaporedja podpalčkov. Kot že omenjeno, je relativna številčnost težkih elementov v teh zvezdah desetkrat manjša kot v zvezdah glavnega zaporedja. Čas zadrževanja zvezde na glavnem zaporedju je določen z njeno začetno maso. Če je masa velika, ima sevanje zvezde ogromno moč in hitro porabi svoje zaloge vodikovega "goriva". Tako lahko na primer zvezde glavnega zaporedja z maso, ki je nekaj desetkrat večja od sončne mase (to so vroče modre velikane spektralne vrste O), lahko enakomerno sevajo in so v tem zaporedju le nekaj milijonov let, medtem ko zvezde z maso blizu sončne, so na glavnem zaporedju 10-15 milijard let. Spodnja tabela. 2, ki podaja izračunano trajanje gravitacijskega krčenja in bivanja na glavnem zaporedju za zvezde različnih spektralnih tipov. Ista tabela prikazuje mase, polmere in svetilnosti zvezd v sončnih enotah.
tabela 2
| let | |||||
|
Spektralni razred |
Svetlost |
gravitacijsko krčenje |
ostati na glavnem zaporedju | ||
|
G2 (sonce) |
|||||
riž. 14. Evolucijske sledi za zvezde različnih mas na diagramu "svetilnost-temperatura"
riž. 15. Hertzsprung-Russell diagram za zvezdno kopico NGC 2254
riž. 16. Hertzsprung-Russell diagram za kroglasto kopico M 3. Na navpični osi - relativna magnituda
Ustrezni diagram jasno prikazuje celotno glavno zaporedje, vključno z njegovim zgornjim levim delom, kjer se nahajajo vroče masivne zvezde (barvni indikator - 0,2 ustreza temperaturi 20 tisoč K, to je spekter razreda B). Kroglasta kopica M 3 je "star" objekt. Jasno je razvidno, da v zgornjem delu glavnega zaporedja diagrama, sestavljenega za to kopico, skoraj ni zvezd. Po drugi strani je veja rdečega velikana M 3 zelo bogata, medtem ko ima NGC 2254 zelo malo rdečih velikanov. To je razumljivo: v stari kopici M 3 je veliko število zvezd že "odstopilo" od glavnega zaporedja, medtem ko se je v mladi kopici NGC 2254 to zgodilo le z majhnim številom relativno masivnih, hitro razvijajočih se zvezd. Omeniti velja, da se velikanska veja za M 3 dviga precej strmo, medtem ko je pri NGC 2254 skoraj vodoravna. Z vidika teorije je to mogoče razložiti z bistveno manjšo številčnostjo težkih elementov v M3. Dejansko v zvezdah kroglastih kopic (pa tudi v drugih zvezdah, ki se ne koncentrirajo toliko proti galaktični ravnini kot proti središču galaksije) je relativna številčnost težkih elementov nepomembna. Na diagramu "barvni indeks - svetilnost" za M 3 je vidna še ena skoraj vodoravna veja. V diagramu, izdelanem za NGC 2254, ni podobne veje. Teorija pojasnjuje nastanek te veje na naslednji način. Ko temperatura krčljivega gostega helijevega jedra zvezde - rdečega velikana - doseže 100-150 milijonov K, se bo tam začela nova jedrska reakcija. Ta reakcija je sestavljena iz tvorbe ogljikovega jedra iz treh jeder helija. Takoj, ko se ta reakcija začne, se krčenje jedra ustavi. Nato površinske plasti
zvezde zvišajo svojo temperaturo in zvezda v diagramu "spekter-svetilnost" se bo premaknila v levo. Iz takšnih zvezd se oblikuje tretja vodoravna veja diagrama za M 3.
riž. 17. Hertzsprung-Russell sumarni diagram za 11 zvezdnih kopic
Na sl. Slika 17 shematično prikazuje zbirni diagram barvno-svetilnosti za 11 grozdov, od katerih sta dve (M 3 in M 92) kroglasti. Jasno je razvidno, kako se glavne sekvence "upogibajo" v desno in navzgor v različnih skupinah v popolnem soglasju s teoretičnimi koncepti, o katerih smo že razpravljali. Iz sl. 17, lahko takoj ugotovimo, kateri grozdi so mladi in kateri stari. Na primer, "dvojna" gruča X in h Perzej je mlada. "Rešil" je pomemben del glavnega zaporedja. Skupina M 41 je starejša, kopica Hyades je še starejša, grozda M 67 pa je zelo stara, pri kateri je diagram "barva - svetilnost" zelo podoben podobnemu diagramu kroglastih kopic M 3 in M 92. Le velikanska veja kroglastih kopic je višja v skladu z razlikami v kemični sestavi, o katerih smo govorili prej. Tako podatki opazovanj v celoti potrjujejo in utemeljujejo zaključke teorije. Težko bi pričakovali opazovalno preverjanje teorije procesov v notranjosti zvezd, ki nam jih skriva ogromna debelina zvezdne snovi. In vendar teorijo tukaj nenehno nadzira praksa astronomskih opazovanj. Treba je opozoriti, da je sestavljanje velikega števila diagramov "barva - svetilnost" zahtevalo veliko dela astronomov-opazovalcev in korenito izboljšanje metod opazovanja. Po drugi strani pa uspeh teorije o notranji zgradbi in evoluciji zvezd ne bi bil mogoč brez sodobne računalniške tehnologije, ki temelji na uporabi hitrih elektronskih računalnikov. Neprecenljivo storitev teoriji so dale tudi raziskave s področja jedrske fizike, ki so omogočile pridobivanje kvantitativnih značilnosti tistih jedrskih reakcij, ki potekajo v zvezdni notranjosti. Brez pretiravanja lahko rečemo, da je razvoj teorije zgradbe in razvoja zvezd eden največjih dosežkov astronomije v drugi polovici 20. stoletja. Razvoj sodobne fizike odpira možnost neposrednega opazovalnega preverjanja teorije notranje zgradbe zvezd, zlasti Sonca. Govorimo o možnosti zaznavanja močnega toka nevtrinov, ki bi ga moralo Sonce oddajati, če bi v njegovih globinah potekale jedrske reakcije. Znano je, da nevtrini izjemno šibko medsebojno delujejo z drugimi osnovnimi delci. Tako lahko na primer nevtrini skoraj brez absorpcije prehajajo skozi celotno debelino Sonca, medtem ko lahko rentgenski žarki brez absorpcije prehajajo le skozi nekaj milimetrov sončne notranjosti. Če si predstavljamo, da gre močan žarek nevtrinov skozi Sonce z energijo vsakega delca v
Ljudje že dolgo zanimajo vzroke gorenja zvezd na nebu, vendar smo te procese začeli resnično razumeti že v prvi polovici 20. stoletja. V tem članku sem poskušal opisati vse glavne procese, ki se pojavljajo v življenjskem ciklu zvezde.
Rojstvo zvezde
Nastanek zvezde se začne z molekularnim oblakom (ki vključuje 1 % celotne medzvezdne snovi po masi) - razlikujejo se od običajnih plinsko-prašnih oblakov za medzvezdni medij po tem, da imajo večjo gostoto in veliko nižjo temperaturo - tako da lahko atomi začnejo tvoriti molekule (predvsem H²). Ta lastnost sama po sebi ni posebnega pomena, vendar je povečana gostota te snovi velikega pomena - odvisno je od tega, ali se protozvezda sploh lahko oblikuje in koliko časa bo trajalo.
Ti oblaki sami z nizko relativno gostoto imajo zaradi svoje ogromne velikosti lahko precejšnje mase - do 10 6 sončnih mas. Novorojene zvezde, ki niso imele časa zavreči ostankov svoje "zibelke", jih ogrejejo, kar je za tako velike kopice videti zelo "impresivno" in je vir odličnih astronomskih fotografij:
Stebri ustvarjanja in videoposnetek o tej Hubblovi fotografiji:
Meglica Omega (nekatere zvezde so "ozadje", plin žari zaradi segrevanja s sevanjem zvezd): 
Sam proces zavrženja ostankov molekularnega oblaka je posledica tako imenovanega "sončnega vetra" - to je tok nabitih delcev, ki jih pospešuje elektromagnetno sevanje zvezde. Sonce zaradi tega procesa izgubi milijon ton snovi na sekundo, kar je zanj (teža 1,98855 ± 0,00025 * 10 27 ton) zgolj malenkost. Sami delci imajo ogromno temperaturo (približno milijon stopinj) in hitrost (približno 400 km / s in 750 km / s za dve različni komponenti):
Vendar pa nizka gostota te snovi pomeni, da ne morejo povzročiti veliko škode.
Ko začnejo delovati gravitacijske sile, stiskanje plina povzroči močno segrevanje, zaradi česar se začnejo termonuklearne reakcije. Isti učinek segrevanja trkajoče snovi je služil kot osnova za prvo neposredno opazovanje eksoplaneta leta 2004:
Planet 2M1207 b na razdalji 170 sv. leta od nas.
Vendar pa je razlika med majhnimi zvezdami in plinastimi planeti velikani ravno v tem, da njihova masa ni dovolj za podporo začetne termonuklearne reakcije, ki je na splošno sestavljena iz tvorbe helija iz vodika - ob prisotnosti katalizatorjev (tj. imenovan CNO cikel - velja za zvezde II in I generacije, o katerih bomo razpravljali spodaj):
Govorimo o samovzdrževalni reakciji in ne le o obstoju njenega dejstva – ker čeprav je energija za to reakcijo (in s tem temperatura) strogo omejena od spodaj, je energija gibanja posameznih delcev v plinu enaka. določeno z Maxwellovo porazdelitvijo:
In zato, tudi če je povprečna temperatura plina 10-krat nižja od "spodnje meje" termonuklearne reakcije, bodo vedno obstajali "zvit" delci, ki bodo zbirali energijo od svojih sosedov in pridobili dovolj energije za en sam primer. Višja kot je povprečna temperatura, več delcev lahko premaga »pregrado« in več energije se pri teh reakcijah sprosti. Zato je splošno priznana meja med planetom in zvezdo prag, pri katerem ne poteka samo termonuklearna reakcija, temveč omogoča tudi ohranjanje notranje temperature kljub sevanju energije z njegove površine.
Zvezdna populacija
Preden govorimo o klasifikaciji zvezd, je treba narediti digresijo in se vrniti pred 13 milijard let - v trenutku, ko so se po rekombinaciji snovi začele pojavljati prve zvezde. Ta trenutek bi se nam zdel čuden - navsezadnje ne bi videli nobene zvezde, razen modrih velikanov v tistem trenutku. Razlog za to je odsotnost "kovin" v zgodnjem vesolju (in v astronomiji se tako imenujejo vse snovi, "težje" od helija). Njihova odsotnost je pomenila, da je bila za prižiganje prvih zvezd potrebna veliko večja masa (znotraj 20-130 sončnih mas) - navsezadnje brez "kovin" cikel CNO ni mogoč, namesto njega pa je le neposreden cikel vodik + vodik = helij. To naj bi bila zvezdna populacija III (zaradi velike teže in zgodnjega videza - niso več zapuščeni v vidnem delu vesolja).
Populacija II so zvezde, ki so nastale iz ostankov zvezd Populacije III, stare so več kot 10 milijard let in v svoji sestavi že vsebujejo »kovine«. Zato, ko smo prišli v tem trenutku, ne bi opazili nobenih posebnih nenavadnosti - med zvezdami so že bili velikani in "srednji kmetje" - kot je naša zvezda, in celo rdeči palčki.
Populacija I - to so zvezde, ki so nastale že iz druge generacije ostankov supernove, ki vsebujejo še več "kovin" - večina sodobnih zvezd, vključno z našim Soncem, pripada njim.
Razvrstitev v zvezde
Sodobna klasifikacija zvezd (Harvard) je zelo preprosta – temelji na delitvi zvezd glede na njihove barve. Pri majhnih zvezdah so reakcije veliko počasnejše in ta nesorazmernost povzroči razliko v površinski temperaturi, večja kot je masa zvezde, intenzivnejše je sevanje z njene površine:
Porazdelitev barv, odvisno od temperature (v stopinjah Kelvina)
Kot je razvidno iz zgornjega Maxwellovega grafa porazdelitve, se hitrosti reakcij povečujejo s temperaturo in ne rastejo linearno – ko se temperatura približa »kritični točki« zelo blizu, začnejo reakcije potekati desetkrat hitreje. Zato je lahko življenje velikih zvezd v astronomskem merilu zelo kratko - le nekaj milijonov let, to ni nič v primerjavi z ocenjeno življenjsko dobo rdečih pritlikavk - cel trilijon let (iz očitnih razlogov niti ena taka zvezda nima še izumrle in v tem primeru se lahko zanesemo le na izračune, vendar je njihova pričakovana življenjska doba očitno več kot sto milijard let).
Zvezdno življenje
Večina zvezd živi v glavnem zaporedju, ki je ukrivljena črta, ki poteka od zgornjega levega proti spodnjemu desnemu:
Hertzsprung-Russell diagram
Ta proces se morda zdi precej žalosten: vodik se spremeni v helij in ta proces se nadaljuje milijone in celo milijarde let. Toda v resnici se na Soncu (in drugih zvezdah) tudi med tem procesom ves čas nekaj dogaja na površini (in znotraj):
Videoposnetek v 5-letnem obdobju, narejen iz fotografij Nasinega observatorija Solar Dynamics Observatory, ki je bil uveden v okviru programa Življenje z zvezdo, prikazuje pogled na Sonce v spektru vidne, ultravijolične in rentgenske svetlobe.
Celoten proces termonuklearnih reakcij v težkih zvezdah izgleda takole: vodik - helij - berilij in ogljik, nato pa se začne več vzporednih procesov, ki se končajo s tvorbo železa:
To je posledica dejstva, da ima železo minimalno vezno energijo (na nukleon) in nadaljnje reakcije potekajo z absorpcijo in ne s sproščanjem energije. Zvezda je skozi svojo dolgo življenjsko dobo v ravnovesju med silami gravitacije, ki jo stiskajo, in termonuklearnimi reakcijami, ki oddajajo energijo in težijo k "potiskanju" snovi.
Prehod iz gorenja ene snovi v drugo se zgodi z zvišanjem temperature v jedru zvezde (saj vsaka naslednja reakcija zahteva naraščajočo temperaturo - včasih za rede velikosti). Toda kljub dvigu temperature - na splošno se "ravnovesje moči" ohranja do zadnjega trenutka ...
konec obstoja
Procese, ki se pojavljajo v tem primeru, lahko razdelimo na štiri scenarije:
1) Od mase ni odvisna samo življenjska doba zvezde, ampak tudi, kako se konča. Za "najmanjše" zvezde - rjave palčke (razred M) se bo končalo po izgorevanju vodika. Toda dejstvo, da se prenos toplote v njih izvaja izključno s konvekcijo (mešanjem), pomeni, da zvezda čim bolj učinkovito izkoristi celotno zalogo. In tudi - porabil se bo čim bolj previdno dolge milijarde let. Toda ko porabi ves vodik - se bo zvezda počasi ohladila in bo v stanju trdne krogle (kot Pluton), ki je skoraj v celoti sestavljena iz helija.
2) Sledijo težje zvezde (med katerimi je tudi naše Sonce) - masa te možne bodoče zvezde je od zgoraj omejena na 1,39 sončne mase za ostanek, ki nastane po stopnji rdečega velikana (meja Chandrasekharja). Zvezda ima dovolj teže, da vžge reakcijo tvorbe ogljika iz helija (seveda sta najpogostejša nuklida helij-4 in ogljik-12). Toda tudi reakcije vodik-helij se ne nehajo odvijati - le območje njihovega pojavljanja prehaja v zunanje, še vedno nasičene z vodikom plasti zvezde. Prisotnost dveh plasti, v katerih potekajo termonuklearne reakcije, vodi do znatnega povečanja svetilnosti, zaradi česar se zvezda "napihne" v velikosti.
Mnogi zmotno verjamejo, da se do trenutka rdečega velikana svetilnost Sonca (in drugih podobnih zvezd) postopoma zmanjšuje, nato pa začne močno naraščati, pravzaprav povečanje svetilnosti traja ves glavni del življenja. od zvezde:
In na podlagi tega gradijo napačne teorije, da bodo dolgoročno – Venera najboljša možnost za človeško naselje – dejansko, ko imamo tehnologijo za teraformiranje sodobne Venere, morda brezupno zastarele in preprosto neuporabne. Poleg tega ima Zemlja po sodobnih podatkih veliko možnosti, da preživi stanje "rdečega velikana" Sonca na svoji meji, vendar Venera nima možnosti in "vse, kar je pridobljeno s prekomernim delom", bo postalo del »napolnjenega« sonca.
Na stopnji rdečega velikana zvezda ne le znatno poveča svojo svetilnost, ampak tudi začne hitro izgubljati maso, zaradi teh procesov hitro zmanjka zalog goriva (ta stopnja je vsaj 10-krat manjša od stopnje gorenja vodika). Po tem se zvezda zmanjša v velikosti, se spremeni v belo pritlikavko in se postopoma ohladi.
3) Ko je masa nad prvo mejo, je masa takšnih zvezd zadostna za vžig kasnejših reakcij, vse do nastanka železa, ti procesi sčasoma vodijo do eksplozije supernove.
Železo praktično ne sodeluje več v termonuklearnih reakcijah (in zagotovo ne sprošča energije) in se preprosto zbira v središču jedra, dokler nanj ne deluje pritisk od zunaj (in delovanje gravitacijske sile samega jedra od znotraj). ) doseže kritično točko. Na tej točki postane sila, ki stisne jedro zvezde, tako močna, da pritisk elektromagnetnega sevanja ne more več preprečiti krčenja snovi. Elektrone »vtisnemo« v atomsko jedro in jih nevtraliziramo s protoni, tako da v jedru ostanejo tako rekoč samo nevtroni.
Ta trenutek ima kvantno osnovo in ima zelo jasno mejo, sestava jedra pa je sestavljena iz dokaj čistega železa, zato se proces izkaže za katastrofalno hiter. Predpostavlja se, da ta proces poteka v nekaj sekundah, prostornina jedra pa se zmanjša za faktor 100.000 (in temu primerno se poveča njegova gostota):
Površinske plasti zvezde, ki so od spodaj brez podpore, hitijo globoko v, padejo na oblikovano "kroglo" nevtronov, snov se odbije nazaj in pride do eksplozije. Eksplozivni valovi, ki se kotalijo skozi debelino zvezde, ustvarijo tako zbijanje in zvišanje temperature snovi, da začnejo potekati reakcije s tvorbo težkih elementov (do urana).
Ti procesi temeljijo na zajemanju nevtrona (r-proces in s-proces) ali ujetju protona (p-proces in rp-proces), z vsako takšno reakcijo kemični element poveča svoje atomsko število. Toda v normalnih razmerah takšni delci nimajo časa, da bi "ujeli" še en nevtron / proton in razpadli. V procesih, ki se dogajajo znotraj supernove, se reakcije odvijajo tako hitro, da imajo atomi čas, da "preskočijo" večino periodnega sistema, ne da bi se razpadli.
Tako nastane nevtronska zvezda:
4) Ko masa zvezde preseže drugo, meja Oppenheimer-Volkova (1,5 - 3 mase Sonca za ostanek ali 25 - 30 mase za prvotno zvezdo), v procesu eksplozije supernove preveč masa snovi ostane, pritisk pa ne more zadržati niti kvantnih sil.
V tem primeru gre za mejo zaradi Paulijevega principa, ki pravi, da dva delca (v tem primeru govorimo o nevtronih) ne moreta biti v istem kvantnem stanju (to je osnova za strukturo atoma, sestavljeno iz elektronskih lupin, katerih število se postopoma povečuje z atomskim številom).
Tlak stisne nevtrone in nadaljnji proces postane nepovraten - vsa snov se skrči v eno točko in nastane črna luknja. Sama nikakor ne vpliva več na okolje (seveda z izjemo gravitacije) in lahko sveti le zaradi nabiranja (enostavnega padanja) snovi nanj:
Kot lahko vidite iz vsote vseh teh procesov, so zvezde pravo skladišče fizikalnih zakonov. In na nekaterih področjih (nevtronske zvezde in črne luknje) so to pravi fizični laboratoriji z ekstremnimi energijami in agregatnimi stanji.
Post-znanost - Nevtronske zvezde in črne luknje (video serija):
Zavzema točko v zgornjem desnem kotu: ima visoko svetilnost in nizko temperaturo. Glavno sevanje se pojavi v infrardečem območju. Sevanje iz hladne prašne lupine doseže nas. V procesu evolucije se bo položaj zvezde na diagramu spremenil. Edini vir energije v tej fazi je gravitacijsko krčenje. Zato se zvezda precej hitro premika vzporedno z osjo y.
Temperatura površine se ne spremeni, zmanjšata pa se polmer in svetilnost. Temperatura v središču zvezde se dvigne in doseže vrednost, pri kateri se začnejo reakcije z lahkimi elementi: litijem, berilijem, borom, ki hitro izgorejo, vendar uspejo upočasniti stiskanje. Proga se obrne vzporedno z osjo y, temperatura na površini zvezde naraste, svetilnost pa ostane skoraj konstantna. Končno se v središču zvezde začnejo reakcije tvorbe helija iz vodika (zgorevanje vodika). Zvezda vstopi v glavno zaporedje.
Trajanje začetne faze je določeno z maso zvezde. Za zvezde, kot je Sonce, je približno 1 milijon let, za zvezdo z maso 10 M☉ približno 1000-krat manjši, in za zvezdo z maso 0,1 M☉ tisočkrat več.
Mlade zvezde z nizko maso
Zvezda z nizko maso ima na začetku svojega razvoja sevalno jedro in konvektivno ovojnico (slika 82, I).
Na stopnji glavnega zaporedja zvezda sije zaradi sproščanja energije v jedrskih reakcijah pretvorbe vodika v helij. Oskrba z vodikom zagotavlja svetilnost zvezde mase 1 M☉ Približno v 10 10 letih. Zvezde večje mase hitreje porabljajo vodik: na primer zvezda z maso 10 M☉ bo porabil vodik v manj kot 10 7 letih (svetilnost je sorazmerna četrti masni potenci).
zvezde z nizko maso
Ko vodik izgoreva, so osrednja področja zvezde močno stisnjena.
Zvezde velike mase
Po vstopu v glavno zaporedje se evolucija zvezde velike mase (>1,5 M☉) določajo pogoji zgorevanja jedrskega goriva v notranjosti zvezde. Na stopnji glavnega zaporedja je to zgorevanje vodika, vendar za razliko od zvezd z nizko maso v jedru prevladujejo reakcije cikla ogljik-dušik. V tem ciklu imata C in N atoma vlogo katalizatorjev. Hitrost sproščanja energije v reakcijah takšnega cikla je sorazmerna s T 17 . Zato se v jedru oblikuje konvektivno jedro, ki ga obdaja cona, v kateri se prenos energije izvaja s sevanjem.
Svetlost zvezd velike mase je veliko večja od svetilnosti Sonca, vodik pa se porablja veliko hitreje. To je posledica dejstva, da je temperatura v središču takšnih zvezd tudi veliko višja.
Ko se delež vodika v snovi konvektivnega jedra zmanjša, se hitrost sproščanja energije zmanjša. Ker pa je hitrost sproščanja določena s svetilnostjo, se jedro začne krčiti, hitrost sproščanja energije pa ostane konstantna. Hkrati se zvezda razširi in preide v območje rdečih velikanov.
zvezde z nizko maso
Ko je vodik popolnoma izgorel, se v središču zvezde z majhno maso oblikuje majhno helijevo jedro. V jedru gostota snovi in temperatura dosežeta 10 9 kg/m oziroma 10 8 K. Na površini jedra pride do izgorevanja vodika. Ko se temperatura v jedru dvigne, se hitrost gorenja vodika poveča in svetilnost se poveča. Svetleča cona postopoma izgine. In zaradi povečanja hitrosti konvektivnih tokov zunanje plasti zvezde nabreknejo. Njegova velikost in svetilnost se povečata - zvezda se spremeni v rdečega velikana (slika 82, II).
Zvezde velike mase
Ko je vodik zvezde velike mase popolnoma izčrpan, se v jedru začne trojna reakcija helija in hkrati reakcija nastajanja kisika (3He=>C in C+He=>0). Hkrati na površini helijevega jedra začne goreti vodik. Prikaže se vir prvega sloja.
Zaloga helija se zelo hitro izčrpa, saj se pri opisanih reakcijah pri vsakem elementarnem dejanju sprosti relativno malo energije. Slika se ponovi in v zvezdi se pojavita dva sloja vira, v jedru pa se začne reakcija C + C => Mg.
Evolucijska pot se v tem primeru izkaže za zelo zapleteno (slika 84). V Hertzsprung-Russellovem diagramu se zvezda premika vzdolž zaporedja velikanov ali (z zelo veliko maso v supergiantskem območju) občasno postane cefej.
Stare zvezde z nizko maso
Pri zvezdi nizke mase na koncu hitrost konvektivnega toka na neki ravni doseže drugo kozmično hitrost, lupina se sname in zvezda se spremeni v belo pritlikavko, obkroženo s planetarno meglico.
Evolucijska pot zvezde z majhno maso na Hertzsprung-Russell diagramu je prikazana na sliki 83.
Smrt zvezd velike mase
Na koncu evolucije ima zvezda velike mase zelo zapleteno strukturo. Vsaka plast ima svojo kemično sestavo, jedrske reakcije potekajo v več plastnih virih, v središču pa nastane železno jedro (slika 85).
Jedrske reakcije z železom ne potekajo, saj zahtevajo porabo (in ne sproščanje) energije. Zato se železno jedro hitro stisne, temperatura in gostota v njem se povečata in dosežeta fantastične vrednosti - temperaturo 10 9 K in tlak 10 9 kg / m 3. gradivo s strani
V tem trenutku se začneta dva najpomembnejša procesa, ki potekata v jedru hkrati in zelo hitro (očitno v nekaj minutah). Prvi je, da med trkom jeder atomi železa razpadejo na 14 atomov helija, drugi je, da se elektroni "stisnejo" v protone, pri čemer nastanejo nevtroni. Oba procesa sta povezana z absorpcijo energije, temperatura v jedru (tudi tlak) pa takoj pade. Zunanje plasti zvezde začnejo padati proti središču.
Padec zunanjih plasti vodi do močnega zvišanja temperature v njih. Vodik, helij, ogljik začnejo goreti. To spremlja močan tok nevtronov, ki prihaja iz osrednjega jedra. Posledično pride do močne jedrske eksplozije, ki odvrže zunanje plasti zvezde, ki že vsebujejo vse težke elemente, do kalifornija. Po sodobnih pogledih so vsi atomi težkih kemičnih elementov (tj. težji od helija) nastali v vesolju prav v izbruhih
Nastane s kondenzacijo medzvezdnega medija. Z opazovanji je bilo mogoče ugotoviti, da so zvezde nastale ob različnih časih in nastajajo do danes.
Glavna težava pri evoluciji zvezd je vprašanje izvora njihove energije, zaradi katere žarijo in izžarevajo ogromno energije. Pred tem so bile predstavljene številne teorije, ki so bile zasnovane za identifikacijo virov zvezdne energije. Veljalo je, da je neprekinjen vir zvezdne energije neprekinjeno stiskanje. Ta vir je vsekakor dober, vendar ne more dolgo vzdrževati ustreznega sevanja. Sredi 20. stoletja so našli odgovor na to vprašanje. Vir sevanja so termonuklearne fuzijske reakcije. Kot rezultat teh reakcij se vodik pretvori v helij, sproščena energija pa prehaja skozi notranjost zvezde, se transformira in seva v svetovni prostor (omeniti velja, da višja kot je temperatura, hitreje potekajo te reakcije; to zato vroče masivne zvezde hitreje zapustijo glavno zaporedje).
Zdaj si predstavljajte pojav zvezde ...
Oblak medzvezdnega plina in prašnega medija se je začel kondenzirati. Iz tega oblaka nastane dokaj gosta krogla plina. Pritisk v krogli še ni sposoben uravnotežiti privlačnih sil, zato se bo skrčila (morda v tem času okoli zvezde nastanejo kepe z manjšo maso, ki se sčasoma spremenijo v planete). Pri stiskanju se temperatura dvigne. Tako se zvezda postopoma ustali na glavnem zaporedju. Nato tlak plina v zvezdi uravnoteži privlačnost in protozvezda se spremeni v zvezdo.
Zgodnja faza evolucije zvezde je zelo majhna in zvezda je v tem času potopljena v meglico, zato je zelo težko zaznati protozvezdo.
Preoblikovanje vodika v helij se zgodi le v osrednjih predelih zvezde. V zunanjih plasteh ostane vsebnost vodika praktično nespremenjena. Ker je količina vodika omejena, prej ali slej izgori. Sproščanje energije v središču zvezde se ustavi in jedro zvezde se začne krčiti, lupina pa nabrekati. Nadalje, če ima zvezda manj kot 1,2 sončne mase, odvrže zunanjo plast (nastanek planetarne meglice).
Ko se lupina loči od zvezde, se njene notranje zelo vroče plasti odprejo, medtem pa se lupina vse bolj oddaljuje. Po več deset tisoč letih bo lupina razpadla in ostala bo le zelo vroča in gosta zvezda, ki se bo postopoma ohladila in se spremenila v belo pritlikavko. Ko se postopoma ohlajajo, se spremenijo v nevidne črne palčke. Črni palčki so zelo goste in hladne zvezde, nekoliko večje od Zemlje, vendar imajo maso, primerljivo s sončno maso. Postopek hlajenja belih pritlikavk traja več sto milijonov let.
Če je masa zvezde od 1,2 do 2,5 sončne energije, bo takšna zvezda eksplodirala. Ta eksplozija se imenuje supernova. Pokajoča zvezda v nekaj sekundah poveča svojo svetilnost na stotine milijonov krat. Takšni izbruhi so izjemno redki. V naši galaksiji se eksplozija supernove zgodi približno enkrat na sto let. Po takem blisku ostane meglica, ki ima veliko radijsko emisijo in se tudi zelo hitro razprši, in tako imenovana nevtronska zvezda (več o tem kasneje). Poleg ogromne radijske emisije bo takšna meglica tudi vir rentgenskih žarkov, vendar to sevanje absorbira zemeljska atmosfera, zato ga je mogoče opazovati le iz vesolja.
Obstaja več hipotez o vzrokih za zvezdne eksplozije (supernove), vendar še ni splošno sprejete teorije. Obstaja domneva, da je to posledica prehitrega upada notranjih plasti zvezde do središča. Zvezda se hitro skrči na katastrofalno majhno velikost okoli 10 km, njena gostota v tem stanju pa je 10 17 kg/m 3 , kar je blizu gostoti atomskega jedra. Ta zvezda je sestavljena iz nevtronov (medtem ko se zdi, da so elektroni stisnjeni v protone), zato se imenuje "NEUTRON". Njegova začetna temperatura je približno milijarda kelvinov, v prihodnosti pa se bo hitro ohladila.
To zvezdo zaradi svoje majhnosti in hitrega hlajenja je dolgo veljalo za nemogoče opazovati. Toda čez nekaj časa so bili odkriti pulsarji. Izkazalo se je, da so ti pulsarji nevtronske zvezde. Tako so poimenovani zaradi kratkotrajnega sevanja radijskih impulzov. tiste. zdi se, da zvezda utripa. To odkritje je prišlo povsem po naključju in ne tako dolgo nazaj, in sicer leta 1967. Ti periodični impulzi so posledica dejstva, da med zelo hitrim vrtenjem mimo našega pogleda stožec magnetne osi nenehno utripa, kar tvori kot z osjo vrtenja.
Pulsar lahko zaznamo le v pogojih orientacije magnetne osi, kar je približno 5 % njihovega skupnega števila. Nekaterih pulsarjev v radijskih meglicah ne najdemo, saj se meglice razmeroma hitro razpršijo. Po sto tisoč letih te meglice prenehajo biti vidne, starost pulsarjev pa je ocenjena na desetine milijonov let.
Če masa zvezde preseže 2,5 sončne mase, se bo ob koncu svojega obstoja tako rekoč zrušila vase in jo zdrobila lastna teža. V nekaj sekundah se bo spremenila v piko. Ta pojav so imenovali "gravitacijski kolaps", temu objektu pa so rekli tudi "črna luknja".
Iz vsega naštetega je jasno, da je končna faza evolucije zvezde odvisna od njene mase, vendar je treba upoštevati tudi neizogibno izgubo prav te mase in vrtenje.
Pozdravljeni dragi bralci! Rad bi govoril o čudovitem nočnem nebu. Zakaj pa noč? sprašuješ. Ker so na njej jasno vidne zvezde, te čudovite svetleče pikice na črno-modrem ozadju našega neba. A v resnici niso majhni, ampak preprosto ogromni in se zaradi velike razdalje zdijo tako majhni..
Ali si je kdo od vas predstavljal, kako se zvezde rodijo, kako živijo, kakšno življenje sploh imajo? Predlagam, da zdaj preberete ta članek in si predstavljate razvoj zvezd na tej poti. Za vizualni primer sem pripravil nekaj videov 😉
Nebo je posejano s številnimi zvezdami, med katerimi so raztreseni ogromni oblaki prahu in plinov, večinoma vodika. Zvezde se rodijo ravno v takih meglicah ali medzvezdnih območjih.
Zvezda živi tako dolgo (do več deset milijard let), da astronomi ne morejo izslediti življenja od začetka do konca, niti enega od njih. Po drugi strani pa imajo možnost opazovati različne stopnje razvoja zvezd.
Znanstveniki so združili pridobljene podatke in lahko izsledili življenjske faze tipičnih zvezd: trenutek rojstva zvezde v medzvezdnem oblaku, njeno mladost, srednja leta, starost in včasih zelo spektakularno smrt.
Rojstvo zvezde.
Nastanek zvezde se začne s stiskanjem snovi znotraj meglice. Postopoma se oblikovano tesnilo zmanjšuje in se pod vplivom gravitacije skrči. Med tem krčenjem, ali propad, se sprosti energija, ki segreje prah in plin ter povzroči, da zažarijo.
Obstaja t.i protozvezda. Temperatura in gostota snovi v njenem središču ali jedru sta največji. Ko temperatura doseže okoli 10.000.000°C, v plinu začnejo potekati termonuklearne reakcije.
Jedra vodikovih atomov se začnejo združevati in spreminjati v jedra atomov helija. Pri tej sintezi se sprosti ogromna količina energije. Ta energija se v procesu konvekcije prenese na površinsko plast, nato pa v obliki svetlobe in toplote seva v vesolje. Na ta način se protozvezda spremeni v pravo zvezdo.
Sevanje, ki prihaja iz jedra, segreje plinasti medij, ustvari pritisk, ki je usmerjen navzven, in tako prepreči gravitacijski kolaps zvezde.
Rezultat je, da najde ravnotežje, to pomeni, da ima konstantne dimenzije, konstantno temperaturo površine in konstantno količino sproščene energije.
Astronomi imenujejo zvezdo na tej stopnji razvoja zvezda glavnega zaporedja, kar označuje mesto, ki ga zaseda na Hertzsprung-Russellovem diagramu. Ta diagram izraža razmerje med temperaturo in svetilnostjo zvezde.
Protozvezde, ki imajo majhno maso, se nikoli ne segrejejo na temperature, ki so potrebne za začetek termonuklearne reakcije. Te zvezde se zaradi stiskanja spremenijo v zatemnjene rdeči palčki , ali celo zatemnitev rjavi palčki . Prva rjava pritlikava zvezda je bila odkrita šele leta 1987.
Velikani in palčki.
Premer Sonca je približno 1.400.000 km, njegova površinska temperatura je približno 6.000°C in oddaja rumenkasto svetlobo. Že 5 milijard let je del glavnega zaporedja zvezd.
Vodikovo "gorivo" na takšni zvezdi bo izčrpano v približno 10 milijardah let, v njenem jedru pa bo ostal predvsem helij. Ko ni več nič za "goreti", intenzivnost sevanja, usmerjenega iz jedra, ne zadošča več za uravnoteženje gravitacijskega kolapsa jedra.
Toda energija, ki se v tem primeru sprosti, je dovolj za segrevanje okoliške snovi. V tej lupini se začne sinteza vodikovih jeder, sprosti se več energije.
Zvezda začne žareti močneje, vendar zdaj z rdečkasto svetlobo, hkrati pa se tudi širi in se desetkrat poveča. Zdaj taka zvezda imenovan rdeči velikan.
Jedro rdečega velikana se skrči in temperatura naraste na 100.000.000 °C ali več. Tu poteka fuzijska reakcija jedra helija, ki ga spremeni v ogljik. Zahvaljujoč energiji, ki se v tem primeru sprosti, zvezda še vedno žari kakšnih 100 milijonov let.
Ko helija zmanjka in reakcije ugasnejo, se celotna zvezda postopoma, pod vplivom gravitacije, skrči skoraj na velikost. Energija, ki se v tem primeru sprosti, je za zvezdo dovolj (zdaj beli škrat)še nekaj časa močno žarela.
Stopnja stiskanja snovi v belem pritlikavcu je zelo visoka in zato ima zelo veliko gostoto - teža ene žlice lahko doseže tisoč ton. Tako se razvijajo zvezde velikosti našega Sonca.
Videoposnetek, ki prikazuje evolucijo našega Sonca v belega pritlikavka
Zvezda s petkratno maso Sonca ima veliko krajši življenjski cikel in se razvija nekoliko drugače. Takšna zvezda je veliko svetlejša, njena površinska temperatura pa je 25.000°C ali več, obdobje bivanja v glavnem zaporedju zvezd je le okoli 100 milijonov let.
Ko takšna zvezda stopi na oder rdeči velikan , temperatura v njegovem jedru presega 600.000.000°C. V njem potekajo fuzijske reakcije ogljika, ki se spremeni v težje elemente, vključno z železom.
Zvezda se pod delovanjem sproščene energije razširi do velikosti, ki so stokrat večje od njene prvotne velikosti. Zvezda v tej fazi imenovani supergigant .
V jedru se proces proizvodnje energije nenadoma ustavi in se v nekaj sekundah skrči. Ob vsem tem se sprosti ogromna količina energije in nastane katastrofalen udarni val.
Ta energija potuje skozi celotno zvezdo in s silo eksplozije izvrže pomemben del v vesolje, kar povzroči pojav, znan kot eksplozija supernove .
Za boljšo predstavo vsega napisanega upoštevajte cikel evolucije zvezd na diagramu
Februarja 1987 so podoben izbruh opazili v bližnji galaksiji, Velikem Magellanovem oblaku. Ta supernova je za kratek čas sijala močneje od bilijona sonc.
Jedro supergiganta je stisnjeno in tvori nebesno telo s premerom le 10-20 km, njegova gostota pa je tako velika, da lahko čajna žlička njegove snovi tehta 100 milijonov ton!!! Tako nebesno telo je sestavljeno iz nevtronov inimenujemo nevtronska zvezda .
Pravkar nastala nevtronska zvezda ima visoko hitrost vrtenja in zelo močan magnetizem.
Posledično se ustvari močno elektromagnetno polje, ki oddaja radijske valove in druge vrste sevanja. Razširjajo se iz magnetnih polov zvezde v obliki žarkov.
Zdi se, da ti žarki zaradi vrtenja zvezde okoli svoje osi skenirajo vesolje. Ko letijo mimo naših radijskih teleskopov, jih zaznamo kot kratke bliske ali impulze. Zato se takšne zvezde imenujejo pulzarji.
Pulsarje so odkrili zahvaljujoč radijskim valovom, ki jih oddajajo. Zdaj je postalo znano, da mnogi od njih oddajajo svetlobne in rentgenske impulze.
Prvi svetlobni pulsar je bil odkrit v Rakovi meglici. Njegovi impulzi se ponavljajo s frekvenco 30-krat na sekundo.
Impulzi drugih pulzarjev se ponavljajo veliko pogosteje: PIR (pulzirajoči vir radijske emisije) 1937+21 utripa 642-krat na sekundo. Težko si je niti predstavljati!
Zvezde, ki imajo največjo maso, desetkratno maso Sonca, prav tako vžgejo kot supernove. Toda zaradi ogromne mase je njihov propad veliko bolj katastrofalen.
Uničujoče krčenje se ne ustavi niti na stopnji nastanka nevtronske zvezde, ki ustvarja območje, v katerem navadna snov preneha obstajati.
Ostala je le ena gravitacija, ki je tako močna, da se njenemu vplivu ne more izogniti nič, niti svetloba. To območje se imenuje Črna luknja.Ja, evolucija velikih zvezd je strašljiva in zelo nevarna.
V tem videu bomo govorili o tem, kako se supernova spremeni v pulsar in v črno luknjo
Ne vem za vas, dragi bralci, ampak jaz osebno obožujem in me zelo zanima vesolje in vse, kar je z njim povezano, tako je skrivnosten in lep, jemlje dih! Evolucija zvezd nam je veliko povedala o naši prihodnosti in vse.
