Utvecklingen av stjärnor med hög massa i korthet. Stjärnornas livstid. Unga stjärnor med låg massa
Del 1 ASTRONOMISKA ASPEKTEN AV PROBLEMET
4. Evolution av stjärnor Modern astronomi har ett stort antal argument till förmån för påståendet att stjärnor bildas av kondensation av moln av gas och damm interstellärt medium. Processen att bilda stjärnor från detta medium fortsätter för närvarande. Förtydligandet av denna omständighet är en av modern astronomis största landvinningar. Fram till relativt nyligen trodde man att alla stjärnor bildades nästan samtidigt för många miljarder år sedan. Kollapsen av dessa metafysiska idéer underlättades först och främst av observationsastronomins framsteg och utvecklingen av teorin om stjärnors struktur och evolution. Som ett resultat blev det klart att många av de observerade stjärnorna är relativt unga objekt, och några av dem uppstod när det redan fanns en person på jorden. Ett viktigt argument till förmån för slutsatsen att stjärnor bildas av det interstellära gas- och stoftmediet är placeringen av grupper av uppenbart unga stjärnor (de så kallade "associationerna") i galaxens spiralarmar. Faktum är att, enligt radioastronomiska observationer, koncentreras interstellär gas huvudsakligen i galaxernas spiralarmar. I synnerhet är detta också fallet i vår Galaxy. Dessutom, från detaljerade "radiobilder" av några galaxer nära oss, följer det att den högsta tätheten av interstellär gas observeras vid spiralens inre (med avseende på mitten av motsvarande galax) kanter, vilket finner en naturlig förklaring , vars detaljer vi inte kan uppehålla oss vid här. Men det är just i dessa delar av spiralerna som metoderna för optisk astronomi används för att observera "HII-zoner", dvs moln av joniserad interstellär gas. I 2 kap. 3 har det redan sagts att den enda anledningen till joniseringen av sådana moln kan vara den ultravioletta strålningen från massiva heta stjärnor - uppenbarligen unga objekt (se nedan). Centralt i problemet med stjärnors utveckling är frågan om källorna till deras energi. Ja, varifrån kommer till exempel den enorma mängd energi som krävs för att hålla solstrålningen på ungefär den observerade nivån i flera miljarder år? Varje sekund sänder solen ut 4x10 33 ergs, och under 3 miljarder år strålade den ut 4x10 50 ergs. Det råder ingen tvekan om att solens ålder är cirka 5 miljarder år. Detta följer åtminstone av moderna uppskattningar av jordens ålder med olika radioaktiva metoder. Det är osannolikt att solen är "yngre" än jorden. Under förra seklet och i början av detta århundrade föreslogs olika hypoteser om naturen hos solens och stjärnornas energikällor. Vissa forskare, till exempel, trodde att källan till solenergi var det kontinuerliga nedfallet av meteoroider på dess yta, andra letade efter en källa i den kontinuerliga komprimeringen av solen. Den potentiella energi som frigörs under en sådan process skulle under vissa förutsättningar kunna omvandlas till strålning. Som vi kommer att se nedan kan denna källa vara ganska effektiv i ett tidigt skede av en stjärnas utveckling, men den kan inte ge strålning från solen under den tid som krävs. Framstegen inom kärnfysiken gjorde det möjligt att lösa problemet med källor till stjärnenergi redan i slutet av trettiotalet av vårt sekel. En sådan källa är termonukleära fusionsreaktioner som inträffar i stjärnornas inre vid en mycket hög temperatur som råder där (i storleksordningen tio miljoner Kelvin). Som ett resultat av dessa reaktioner, vars hastighet starkt beror på temperaturen, omvandlas protoner till heliumkärnor, och den frigjorda energin "läcker" långsamt genom stjärnornas inre och, slutligen, avsevärt omvandlas, strålas ut i världsrymden. Detta är en exceptionellt kraftfull källa. Om vi antar att solen från början endast bestod av väte, som som ett resultat av termonukleära reaktioner helt förvandlades till helium, kommer den frigjorda mängden energi att vara cirka 10 52 erg. För att upprätthålla strålningen på den observerade nivån i miljarder år räcker det alltså att solen inte "förbrukar" mer än 10 % av sin initiala tillgång på väte. Nu kan vi presentera en bild av utvecklingen av någon stjärna enligt följande. Av någon anledning (flera av dem kan specificeras) började ett moln av den interstellära gasen och stoftmediet att kondensera. Ganska snart (naturligtvis i astronomisk skala!) Under inflytande av universella gravitationskrafter bildas en relativt tät, ogenomskinlig gasboll från detta moln. Strängt taget kan denna boll ännu inte kallas en stjärna, eftersom temperaturen i dess centrala områden är otillräcklig för att termonukleära reaktioner ska börja. Gastrycket inuti bollen kan ännu inte balansera attraktionskrafterna för dess individuella delar, så det kommer att komprimeras kontinuerligt. Vissa astronomer trodde tidigare att sådana "protostjärnor" observerades i enskilda nebulosor i form av mycket mörka kompakta formationer, de så kallade kulorna (Fig. 12). Framsteg inom radioastronomi tvingade oss dock att överge denna ganska naiva synpunkt (se nedan). Vanligtvis bildas inte en protostjärna samtidigt, utan en mer eller mindre talrik grupp av dem. I framtiden blir dessa grupper stjärnföreningar och kluster, välkända för astronomer. Det är mycket troligt att det i detta mycket tidiga skede av en stjärnas utveckling bildas klumpar av mindre massa runt den, som sedan gradvis förvandlas till planeter (se fig. kap. nio).Ris. 12. Kulor i en diffusionsnebulosa
När en protostjärna drar ihop sig stiger dess temperatur och en betydande del av den frigjorda potentiella energin strålar ut i det omgivande rummet. Eftersom dimensionerna på den sammandragande gassfären är mycket stora, kommer strålningen från en enhet av dess yta att vara försumbar. Eftersom strålningsflödet från en enhetsyta är proportionell mot temperaturens fjärde potens (Stefan-Boltzmann-lagen), är temperaturen på stjärnans ytskikt relativt låg, medan dess ljusstyrka är nästan densamma som för en vanlig stjärna. med samma massa. Därför, på diagrammet "spektrum - ljusstyrka", kommer sådana stjärnor att vara placerade till höger om huvudsekvensen, det vill säga de kommer att falla in i regionen för röda jättar eller röda dvärgar, beroende på värdena för deras initiala massor. I framtiden fortsätter protostjärnan att krympa. Dess dimensioner blir mindre och yttemperaturen ökar, vilket resulterar i att spektrumet blir mer och mer "tidigt". Således, rör sig längs diagrammet "spektrum - ljusstyrka", protostjärnan "sätter sig ner" ganska snabbt på huvudsekvensen. Under denna period är temperaturen i stjärnans inre redan tillräcklig för att termonukleära reaktioner ska börja där. Samtidigt balanserar gasens tryck inuti den framtida stjärnan attraktionen och gasbollen slutar att krympa. Protostjärnan blir en stjärna. Det tar relativt lite tid för protostjärnor att gå igenom detta mycket tidiga skede av sin utveckling. Om till exempel protostjärnans massa är större än solmassan behövs bara några miljoner år, om mindre, flera hundra miljoner år. Eftersom protostjärnornas evolutionstid är relativt kort är det svårt att upptäcka denna tidigaste fas av utvecklingen av en stjärna. Ändå observeras tydligen stjärnor i detta skede. Vi pratar om mycket intressanta T Tauri-stjärnor, vanligtvis nedsänkta i mörka nebulosor. År 1966 blev det helt oväntat möjligt att observera protostjärnor i de tidiga stadierna av deras utveckling. Vi har redan nämnt i det tredje kapitlet i denna bok upptäckten genom radioastronomi av ett antal molekyler i det interstellära mediet, främst hydroxyl OH och vattenånga H2O. Stor var förvåningen hos radioastronomer när man upptäckte ljusa, extremt kompakta (dvs med små vinkeldimensioner) källor när man undersökte himlen vid en våglängd på 18 cm, motsvarande OH-radiolinjen. Detta var så oväntat att de först vägrade ens att tro att så ljusa radiolinjer kunde tillhöra en hydroxylmolekyl. Det antogs att dessa linjer tillhörde något okänt ämne, som omedelbart fick det "lämpliga" namnet "mysterium". Men "mysterium" delade mycket snart ödet för sina optiska "bröder" - "nebulium" och "coronia". Faktum är att under många decennier kunde de ljusa linjerna i nebulosorna och solkoronan inte identifieras med några kända spektrallinjer. Därför tillskrevs de vissa, okända på jorden, hypotetiska element - "nebulium" och "koronia". Låt oss inte nedlåtande le åt astronomernas okunnighet i början av vårt århundrade: det fanns trots allt ingen teori om atomen då! Fysikens utveckling lämnade ingen plats för exotiska "himla" i Mendeleevs periodiska system: 1927 avslöjades "nebulium", vars linjer identifierades med fullständig tillförlitlighet med de "förbjudna" linjerna av joniserat syre och kväve, och 1939 -1941 . det visades på ett övertygande sätt att de mystiska "koronium"-linjerna tillhör multiplicera joniserade atomer av järn, nickel och kalcium. Om det tog decennier att "debunk" "nebulium" och "codonium", så blev det inom några veckor efter upptäckten klart att linjerna av "mysterium" tillhör vanlig hydroxyl, men bara under ovanliga förhållanden. Ytterligare observationer avslöjade först och främst att källorna till "mysteriet" har extremt små vinkeldimensioner. Detta visades med hjälp av en då ännu ny, mycket effektiv forskningsmetod, kallad "very long baseline radio interferometry". Kärnan i metoden reduceras till samtidiga observationer av källor på två radioteleskop separerade från varandra med ett avstånd på flera tusen km. Som det visar sig bestäms vinkelupplösningen i detta fall av förhållandet mellan våglängden och avståndet mellan radioteleskopen. I vårt fall kan detta värde vara ~3x10 -8 rad eller några tusendelar av en bågsekund! Observera att inom optisk astronomi är en sådan vinkelupplösning fortfarande helt ouppnåelig. Sådana observationer har visat att det finns minst tre klasser av "mysterium"-källor. Vi kommer att vara intresserade av klass 1-källor här. Alla är belägna inuti gasformiga joniserade nebulosor, till exempel i den berömda Orionnebulosan. Som redan nämnts är deras dimensioner extremt små, många tusen gånger mindre än dimensionerna på nebulosan. Det som är mest intressant är att de har en komplex rumslig struktur. Betrakta till exempel en källa som ligger i en nebulosa som kallas W3.
Ris. 13. Profiler av de fyra komponenterna i hydroxyllinjen
På fig. Figur 13 visar profilen för OH-linjen som emitteras av denna källa. Som du kan se består den av ett stort antal smala ljusa linjer. Varje linje motsvarar en viss rörelsehastighet längs siktlinjen för molnet som avger denna linje. Värdet på denna hastighet bestäms av dopplereffekten. Skillnaden i hastigheter (längs siktlinjen) mellan olika moln når ~10 km/s. De interferometriska observationerna som nämns ovan har visat att molnen som sänder ut varje linje inte sammanfaller rumsligt. Bilden är som följer: inom ett område på cirka 1,5 sekunder rör sig bågarna med olika hastigheter omkring 10 kompakta moln. Varje moln avger en specifik (efter frekvens) linje. Molnens vinkeldimensioner är mycket små, i storleksordningen några tusendelar av en bågsekund. Eftersom avståndet till W3-nebulosan är känt (cirka 2000 st), kan vinkeldimensionerna enkelt omvandlas till linjära. Det visar sig att de linjära dimensionerna för regionen där molnen rör sig är i storleksordningen 10 -2 pc, och dimensionerna för varje moln är bara en storleksordning större än avståndet från jorden till solen. Frågor uppstår: vad är dessa moln och varför strålar de så starkt i hydroxylradiolinjer? Den andra frågan besvarades ganska snabbt. Det visade sig att emissionsmekanismen är ganska lik den som observerats i laboratoriemasrar och lasrar. Så, källorna till "mysteriet" är gigantiska, naturliga kosmiska masers som verkar på en våg av hydroxyllinjen, vars längd är 18 cm. . Som bekant är förstärkning av strålning i ledningar på grund av denna effekt möjlig när mediet i vilket strålningen utbreder sig "aktiveras" på något sätt. Detta betyder att någon "utanför" energikälla (den så kallade "pumpningen") gör koncentrationen av atomer eller molekyler på den initiala (övre) nivån onormalt hög. En maser eller laser är inte möjlig utan en permanent "pump". Frågan om arten av "pumpnings"-mekanismen för kosmiska masrar har ännu inte slutgiltigt lösts. Men ganska kraftfull infraröd strålning kommer troligen att användas som "pumpning". En annan möjlig "pumpnings"-mekanism kan vara någon kemisk reaktion. Det är värt att avbryta vår berättelse om kosmiska masers för att överväga vilka fantastiska fenomen astronomer möter i rymden. En av de största tekniska uppfinningarna i vår turbulenta tidsålder, som spelar en betydande roll i den vetenskapliga och tekniska revolution vi nu upplever, realiseras lätt under naturliga förhållanden och dessutom i enorm skala! Flödet av radioemission från vissa kosmiska masrar är så stort att det kunde ha upptäckts även på radioastronomis tekniska nivå för 35 år sedan, det vill säga till och med före uppfinningen av masrar och lasrar! För att göra detta var det nödvändigt "bara" att veta den exakta våglängden för OH-radiolänken och bli intresserad av problemet. Förresten, detta är inte det första fallet när de viktigaste vetenskapliga och tekniska problemen som mänskligheten står inför realiseras under naturliga förhållanden. Termonukleära reaktioner som stöder solens och stjärnornas strålning (se nedan) stimulerade utvecklingen och genomförandet av projekt för att skaffa kärnbränsle på jorden, vilket borde lösa alla våra energiproblem i framtiden. Tyvärr är vi fortfarande långt ifrån att lösa denna viktigaste uppgift, som naturen har löst "lätt". För ett och ett halvt sekel sedan anmärkte Fresnel, grundaren av vågteorin om ljus, (vid ett annat tillfälle förstås): "Naturen skrattar åt våra svårigheter." Som ni ser är Fresnels anmärkning ännu mer sann idag. Låt oss emellertid återvända till kosmiska masare. Även om mekanismen för att "pumpa" dessa masrar ännu inte är helt klar, kan man fortfarande få en grov uppfattning om de fysiska förhållandena i molnen som avger 18 cm-linjen från masermekanismen. Först och främst visar det sig att dessa molnen är ganska täta: i en kubikcentimeter finns det minst 10 8 -10 9 partiklar, och en betydande (och kanske en stor) del av dem är molekyler. Temperaturen kommer sannolikt inte att överstiga två tusen Kelvin, troligen är det cirka 1000 Kelvin. Dessa egenskaper skiljer sig kraftigt från egenskaperna hos även de tätaste molnen av interstellär gas. Med tanke på molnen fortfarande relativt små, kommer vi ofrivilligt till slutsatsen att de snarare liknar de utsträckta, ganska kalla atmosfärerna av superjättestjärnor. Det är mycket troligt att dessa moln inte är något annat än ett tidigt stadium i utvecklingen av protostjärnor, omedelbart efter deras kondensation från det interstellära mediet. Andra fakta talar för detta påstående (som författaren till denna bok gjorde redan 1966). I nebulosor där kosmiska masrar observeras är unga heta stjärnor synliga (se nedan). Följaktligen har processen för stjärnbildning nyligen avslutats där och fortsätter troligen för närvarande. Det kanske mest märkliga är att, som radioastronomiska observationer visar, rymdmasrar av denna typ är så att säga "nedsänkta" i små, mycket täta moln av joniserat väte. Dessa moln innehåller mycket kosmiskt damm, vilket gör dem omöjliga att observera i det optiska området. Sådana "kokonger" joniseras av en ung, het stjärna inuti dem. I studiet av stjärnbildningsprocesser visade sig infraröd astronomi vara mycket användbar. För infraröda strålar är interstellär absorption av ljus faktiskt inte så signifikant. Vi kan nu föreställa oss följande bild: från ett moln av det interstellära mediet, genom dess kondensering, bildas flera blodproppar av olika massor, som utvecklas till protostjärnor. Utvecklingshastigheten är annorlunda: för mer massiva klumpar kommer den att vara högre (se tabell 2 nedan). Därför kommer det mest massiva gänget att förvandlas till en het stjärna först, medan resten kommer att dröja mer eller mindre länge på protostjärnstadiet. Vi observerar dem som källor för maserstrålning i omedelbar närhet av en "nyfödd" het stjärna, som joniserar "kokongen" väte som inte har kondenserats till klumpar. Naturligtvis kommer detta grova schema att förfinas i framtiden, och naturligtvis kommer betydande förändringar att göras i det. Men faktum kvarstår: det visade sig plötsligt att nyfödda protostjärnor under en tid (förmodligen en relativt kort tid) bildligt talat "skriker" om sin födelse, med de senaste metoderna för kvantradiofysik (dvs. masers) ... Efter 2 år efter upptäckten av kosmiska hydroxylmasrar (linje 18 cm) - fann man att samma källor samtidigt avger (även genom en masermekanism) en linje av vattenånga, vars våglängd är 1,35 cm. Intensiteten hos "vattnet " maser är till och med större än den för "hydroxylen". Molnen som avger H2O-linjen, även om de ligger i samma lilla volym som "hydroxyl"-molnen, rör sig med olika hastigheter och är mycket mer kompakta. Det kan inte uteslutas att andra maserlinjer* kommer att upptäckas inom en snar framtid. Således gjorde radioastronomi helt oväntat det klassiska problemet med stjärnbildning till en gren av observationsastronomi**. Väl på huvudsekvensen och slutar att krympa, strålar stjärnan under lång tid praktiskt taget utan att ändra sin position på diagrammet "spektrum - ljusstyrka". Dess strålning stöds av termonukleära reaktioner som äger rum i de centrala regionerna. Således är huvudsekvensen så att säga platsen för punkter på diagrammet "spektrum - luminositet", där en stjärna (beroende på dess massa) kan stråla ut under lång tid och stadigt på grund av termonukleära reaktioner. En stjärnas position på huvudsekvensen bestäms av dess massa. Det bör noteras att det finns ytterligare en parameter som bestämmer positionen för den utstrålande jämviktsstjärnan på diagrammet "spektrum-luminositet". Denna parameter är stjärnans initiala kemiska sammansättning. Om den relativa mängden av tunga grundämnen minskar kommer stjärnan att "falla" i diagrammet nedan. Det är denna omständighet som förklarar närvaron av en sekvens av subdvärgar. Som nämnts ovan är den relativa förekomsten av tunga grundämnen i dessa stjärnor tio gånger mindre än i huvudsekvensstjärnor. Uppehållstiden för en stjärna på huvudsekvensen bestäms av dess initiala massa. Om massan är stor har stjärnans strålning en enorm kraft och den förbrukar snabbt sina väte "bränsle"-reserver. Till exempel kan huvudsekvensstjärnor med en massa flera tiotals gånger större än solmassan (dessa är heta blå jättar av spektraltypen O) stråla ut stadigt medan de befinner sig i denna sekvens i bara några miljoner år, medan stjärnor med en massa nära sol, är på huvudsekvensen 10-15 miljarder år. Bordet nedanför. 2, som ger den beräknade varaktigheten av gravitationskontraktionen och vistelsen på huvudsekvensen för stjärnor av olika spektraltyper. Samma tabell visar stjärnornas massor, radier och ljusstyrka i solenheter.
Tabell 2
| år | |||||
|
Spektralklass |
Ljusstyrka |
gravitationssammandragning |
stanna på huvudsekvensen | ||
|
G2 (sön) |
|||||
Ris. 14. Evolutionsspår för stjärnor med olika massor på "luminositet-temperatur" diagrammet
Ris. 15. Hertzsprung-Russell-diagram för stjärnhopen NGC 2254
Ris. 16. Hertzsprung-Russell-diagram för klothopen M 3. På den vertikala axeln - relativ magnitud
Motsvarande diagram visar tydligt hela huvudsekvensen, inklusive dess övre vänstra del, där heta massiva stjärnor finns (färgindikator - 0,2 motsvarar en temperatur på 20 tusen K, d.v.s. klass B-spektrum). Globularhopen M 3 är ett "gammalt" föremål. Det syns tydligt att det nästan inte finns några stjärnor i den övre delen av huvudsekvensen av diagrammet som konstruerats för denna klunga. Å andra sidan är den röda jättegrenen av M 3 mycket rik, medan NGC 2254 har väldigt få röda jättar. Detta är förståeligt: i det gamla M 3-klustret har ett stort antal stjärnor redan "avvikit" från huvudsekvensen, medan i den unga klustret NGC 2254 hände detta endast med ett litet antal relativt massiva, snabbt utvecklande stjärnor. Det är anmärkningsvärt att jättegrenen för M 3 går upp ganska brant, medan den för NGC 2254 är nästan horisontell. Ur teoretisk synvinkel kan detta förklaras av en betydligt lägre förekomst av tunga grundämnen i M 3. Ja, i stjärnorna i klothopar (liksom i andra stjärnor som inte koncentrerar sig så mycket mot det galaktiska planet när det gäller det galaktiska centrumet) är den relativa mängden tunga element obetydlig . På diagrammet "färgindex - ljusstyrka" för M 3 syns ytterligare en nästan horisontell gren. Det finns ingen liknande gren i diagrammet som konstruerats för NGC 2254. Teorin förklarar uppkomsten av denna gren enligt följande. Efter att temperaturen på den krympande täta heliumkärnan i en stjärna - en röd jätte - når 100-150 miljoner K, kommer en ny kärnreaktion att börja där. Denna reaktion består i bildandet av en kolkärna från tre heliumkärnor. Så snart denna reaktion börjar kommer sammandragningen av kärnan att sluta. Därefter ytskikten
stjärnorna ökar sin temperatur och stjärnan i "spektrum - ljusstyrka"-diagrammet kommer att flytta till vänster. Det är från sådana stjärnor som den tredje horisontella grenen av diagrammet för M 3 bildas.
Ris. 17. Hertzsprung-Russell sammanfattningsdiagram för 11 stjärnhopar
På fig. Figur 17 visar schematiskt ett sammanfattande färg-luminositetsdiagram för 11 kluster, varav två (M 3 och M 92) är globulära. Det syns tydligt hur huvudsekvenserna "böjer sig" åt höger och uppåt i olika kluster i full överensstämmelse med de teoretiska begrepp som redan diskuterats. Från fig. 17 kan man omedelbart avgöra vilka kluster som är unga och vilka som är gamla. Till exempel är det "dubbla" klustret X och h Perseus ung. Det "räddade" en betydande del av huvudsekvensen. M 41-klustret är äldre, Hyades-klustret är ännu äldre och M 67-klustret är mycket gammalt, vars "färg - luminositet"-diagram är mycket likt det liknande diagrammet för klotformade kluster M 3 och M 92. Endast jättegren av klothopar är högre i överensstämmelse med skillnader i kemisk sammansättning, som diskuterades tidigare. Således bekräftar och underbygger observationsdata fullständigt teorins slutsatser. Det verkar svårt att förvänta sig en observationsverifiering av teorin om processer i stjärninteriörer, som är dolda för oss av en enorm tjocklek av stjärnmateria. Och ändå styrs teorin här ständigt av praktiken av astronomiska observationer. Det bör noteras att sammanställningen av ett stort antal "färg - ljusstyrka" diagram krävde en enorm mängd arbete av astronomer-observatörer och en radikal förbättring av observationsmetoder. Å andra sidan skulle framgången för teorin om stjärnors interna struktur och evolution inte ha varit möjlig utan modern datorteknik baserad på användningen av höghastighets elektroniska datorer. En ovärderlig tjänst till teorin gavs också av forskning inom kärnfysikområdet, vilket gjorde det möjligt att erhålla kvantitativa egenskaper hos de kärnreaktioner som äger rum i stjärnans inre. Det kan utan överdrift sägas att utvecklingen av teorin om stjärnors struktur och evolution är en av astronomins största landvinningar under andra hälften av 1900-talet. Utvecklingen av modern fysik öppnar möjligheten för en direkt observationsverifiering av teorin om stjärnors inre struktur, och i synnerhet solen. Vi talar om möjligheten att upptäcka en kraftfull ström av neutriner, som Solen bör avge om kärnreaktioner äger rum i dess djup. Det är välkänt att neutriner interagerar extremt svagt med andra elementarpartiklar. Således kan till exempel en neutrino flyga nästan utan absorption genom hela solens tjocklek, medan röntgenstrålar kan passera utan absorption endast genom några millimeter av substansen i solens inre. Om vi föreställer oss att en kraftfull stråle av neutriner passerar genom solen med energin från varje partikel in
Människor har länge varit intresserade av orsakerna till brinnande stjärnor på himlen, men vi började verkligen förstå dessa processer från första hälften av 1900-talet. I den här artikeln försökte jag beskriva alla huvudprocesser som sker under en stjärnas livscykel.
Stjärnfödsel
Bildandet av en stjärna börjar med ett molekylärt moln (som inkluderar 1% av den totala interstellära materien i massa) - de skiljer sig från de vanliga gasdammmolnen för det interstellära mediet genom att de har en högre densitet och en mycket lägre temperatur - så att atomer kan börja bilda molekyler (främst H²). Denna egenskap i sig är inte av särskild betydelse, men den ökade densiteten av detta ämne är av stor betydelse - det beror på om en protostjärna överhuvudtaget kan bildas, och hur lång tid det kommer att ta.
Dessa moln själva, med en låg relativ täthet, på grund av sin enorma storlek, kan ha betydande massor - upp till 10 6 solmassor. Nyfödda stjärnor som inte hade tid att kassera resterna av sin "vagga" värmer upp dem, vilket ser väldigt "imponerande" ut för så stora kluster och är en källa till utmärkta astronomiska fotografier:
Pillars of Creation och video om detta Hubble-foto:
Omega-nebulosan (några av stjärnorna är "bakgrunden", gasen lyser på grund av uppvärmning av strålning från stjärnor): 
Själva processen att kassera resterna av molekylmolnet beror på den så kallade "solvinden" - det här är en ström av laddade partiklar som accelereras av stjärnans elektromagnetiska strålning. Solen förlorar på grund av denna process en miljon ton materia per sekund, vilket för den (som väger 1,98855 ± 0,00025 * 10 27 ton) bara är bagateller. Själva partiklarna har en enorm temperatur (i storleksordningen en miljon grader) och hastighet (cirka 400 km/s och 750 km/s för två olika komponenter):
Men den låga densiteten av detta ämne gör att de inte kan orsaka mycket skada.
När gravitationskrafter börjar verka orsakar kompressionen av gasen stark uppvärmning, på grund av vilken termonukleära reaktioner börjar. Samma uppvärmningseffekt av det kolliderande materialet låg till grund för den första direkta observationen av en exoplanet 2004:
Planet 2M1207 b på ett avstånd av 170 sv. år från oss.
Skillnaden mellan små stjärnor och gasjätteplaneter ligger dock just i det faktum att deras massa inte räcker till för att stödja den initiala termonukleära reaktionen, som i allmänhet består i bildandet av helium från väte - i närvaro av katalysatorer (den så- kallas CNO-cykel - den är giltig för generering av stjärnor II och I, som kommer att diskuteras nedan):
Vi talar om en självuppehållande reaktion, och inte bara om existensen av dess faktum - för även om energin för denna reaktion (och därmed temperaturen) är strikt begränsad underifrån, är energin för rörelse av enskilda partiklar i en gas bestäms av Maxwell-distributionen:
Och därför, även om den genomsnittliga gastemperaturen är 10 gånger lägre än den "nedre gränsen" för en termonukleär reaktion, kommer det alltid att finnas "luriga" partiklar som kommer att samla energi från sina grannar och få tillräckligt med energi för ett enda fall. Ju högre medeltemperatur, desto fler partiklar kan övervinna "barriären", och desto mer energi frigörs under dessa reaktioner. Därför är den allmänt erkända gränsen mellan en planet och en stjärna tröskeln vid vilken en termonukleär reaktion inte bara äger rum, utan också tillåter upprätthållande av den inre temperaturen trots strålning av energi från dess yta.
Stjärnpopulation
Innan man pratar om klassificeringen av stjärnor är det nödvändigt att göra en utvikning och gå tillbaka 13 miljarder år sedan - i det ögonblick då de första stjärnorna började dyka upp efter rekombinationen av materia. Det här ögonblicket skulle ha verkat konstigt för oss - vi skulle trots allt inte ha sett några stjärnor, förutom blå jättar i det ögonblicket. Anledningen till detta är frånvaron av "metaller" i det tidiga universum (och inom astronomi kallas alla ämnen "tyngre" än helium så). Deras frånvaro innebar att för att de första stjärnorna skulle tändas krävdes en mycket större massa (inom 20-130 solmassor) - trots allt, utan "metaller" är CNO-cykeln inte möjlig, och istället för den finns det bara en direkt kretsloppet väte + väte = helium. Detta var tänkt att vara stjärnpopulationen III (på grund av deras enorma vikt och tidiga utseende - de finns inte längre kvar i den synliga delen av universum).
Population II är stjärnor som bildas av resterna av Population III-stjärnor, de är över 10 miljarder år gamla och innehåller redan "metaller" i sin sammansättning. Därför, efter att ha kommit i detta ögonblick, skulle vi inte ha märkt några speciella konstigheter - bland stjärnorna fanns det redan jättar och "mellanbönder" - som vår stjärna och till och med röda dvärgar.
Population I - dessa är stjärnor som bildats redan från den andra generationen av supernovarester, som innehåller ännu fler "metaller" - de inkluderar de flesta moderna stjärnor, inklusive vår sol.
Stjärnklassificering
Den moderna klassificeringen av stjärnor (Harvard) är mycket enkel - den är baserad på indelningen av stjärnor efter deras färger. I små stjärnor är reaktionerna mycket långsammare, och denna disproportionalitet orsakar en skillnad i yttemperatur, ju större massa stjärnan har, desto mer intensiv blir strålningen från dess yta:
Färgfördelningar, beroende på temperatur (i grader Kelvin)
Som framgår av Maxwell-fördelningsgrafen ovan ökar reaktionshastigheterna med temperaturen och växer inte linjärt - när temperaturen närmar sig den "kritiska punkten" väldigt nära börjar reaktionerna gå tiotals gånger snabbare. Därför kan livet för stora stjärnor vara mycket kort i astronomisk skala - bara ett par miljoner år, detta är ingenting jämfört med den beräknade livslängden för röda dvärgar - en hel biljon år (av uppenbara skäl har inte en enda sådan stjärna men dog ut, och i det här fallet kan vi bara lita på beräkningar, men deras förväntade livslängd är helt klart mer än hundra miljarder år).
Stjärnliv
De flesta stjärnor lever på huvudsekvensen, som är en krökt linje som går från övre vänstra till nedre högra:
Hertzsprung-Russell diagram
Denna process kan verka ganska trist: väte förvandlas till helium, och denna process fortsätter i miljoner och till och med miljarder år. Men faktiskt, på solen (och andra stjärnor), även under denna process, händer något hela tiden på ytan (och inuti):
Video under en 5-årsperiod, gjord av fotografier av NASA:s Solar Dynamics Observatory, lanserad som en del av Life with a Star-programmet, visar synen på solen i det synliga, ultravioletta och röntgenljusspektra.
Den fullständiga processen för termonukleära reaktioner i tunga stjärnor ser ut så här: väte - helium - beryllium och kol, och sedan börjar flera parallella processer gå, som slutar med bildandet av järn:
Detta beror på det faktum att järn har en minimal bindningsenergi (per nukleon), och ytterligare reaktioner fortsätter med absorption snarare än frigöring av energi. En stjärna under hela sitt långa liv är i balans mellan tyngdkrafterna, komprimering av den, och termonukleära reaktioner, som utstrålar energi och tenderar att "skjuta" ämnet.
Övergången från att bränna ett ämne till ett annat sker med en ökning av temperaturen i stjärnans kärna (eftersom varje efterföljande reaktion kräver en ökande temperatur - ibland i storleksordningar). Men trots temperaturökningen - i allmänhet upprätthålls "kraftbalansen" till sista stund ...
slutet på tillvaron
Processerna som inträffar i detta fall kan delas in i fyra scenarier:
1) Inte bara livslängden för en stjärna beror på massan, utan också hur den slutar. För de "minsta" stjärnorna - bruna dvärgar (klass M) kommer det att sluta efter väteutbrändhet. Men det faktum att överföringen av värme i dem utförs uteslutande genom konvektion (blandning) gör att stjärnan använder hela sin försörjning så effektivt som möjligt. Och också - det kommer att spendera det så försiktigt som möjligt i många miljarder år. Men efter att ha spenderat allt väte - kommer stjärnan långsamt att svalna och kommer att vara i tillståndet av en solid boll (som Pluto) som nästan helt består av helium.
2) Därefter kommer tyngre stjärnor (som inkluderar vår sol) - massan av denna, en möjlig framtida stjärna är begränsad från ovan till 1,39 solmassor för den kvarleva som bildas efter det röda jättestadiet (Chandrasekhar-gränsen). Stjärnan har tillräckligt med vikt för att antända reaktionen för bildning av kol från helium (naturligtvis är de vanligaste nukliderne helium-4 och kol-12). Men väte-helium-reaktionerna slutar inte heller att fortsätta - bara området för deras förekomst passerar in i det yttre, fortfarande mättat med vätelager av stjärnan. Närvaron av två lager i vilka termonukleära reaktioner äger rum leder till en betydande ökning av ljusstyrkan, vilket får stjärnan att "svälla upp" i storlek.
Många tror felaktigt att fram till ögonblicket för en röd jätte minskar solens (och andra liknande stjärnor) gradvis, och börjar sedan öka kraftigt, i själva verket fortsätter ökningen av ljusstyrkan under hela huvuddelen av livet av en stjärna:
Och på grundval av detta byggs falska teorier om att på lång sikt - Venus är det bästa alternativet för mänsklig bosättning - faktiskt, när vi har teknologin för att terraformera modern Venus, kan de vara hopplöst föråldrade, och helt enkelt värdelös. Dessutom har jorden, enligt moderna data, en stor chans att överleva tillståndet för den "röda jätten" av solen, på dess gräns, men Venus har ingen chans, och "allt som förvärvas av överansträngning" kommer att bli en del av den "fyllda" solen.
På det röda jättestadiet ökar stjärnan inte bara avsevärt sin ljusstyrka, utan börjar också snabbt förlora massa, på grund av dessa processer tar bränsletillförseln snabbt slut (detta steg är minst 10 gånger mindre än väteförbränningssteget). Efter det minskar stjärnan i storlek, förvandlas till en vit dvärg och svalnar gradvis.
3) När massan är över den första gränsen är massan av sådana stjärnor tillräcklig för att antända efterföljande reaktioner, fram till bildandet av järn, dessa processer leder så småningom till en supernovaexplosion.
Järn deltar praktiskt taget inte längre i termonukleära reaktioner (och frigör definitivt inte energi) och samlas helt enkelt i kärnans centrum tills trycket som verkar på den från utsidan (och verkan av själva kärnans gravitationskraft från insidan ) når en kritisk punkt. Vid denna tidpunkt blir kraften som komprimerar stjärnans kärna så stark att trycket från elektromagnetisk strålning inte längre kan hindra ämnet från att dra ihop sig. Elektroner "pressas" in i atomkärnan, och neutraliseras med protoner, så att praktiskt taget bara neutroner finns kvar inuti kärnan.
Detta ögonblick har en kvantbas och har en mycket tydlig gräns, och kärnans sammansättning består av ganska rent järn, så processen visar sig vara katastrofalt snabb. Det antas att denna process äger rum på sekunder, och kärnans volym sjunker med en faktor på 100 000 (och dess densitet ökar i enlighet därmed):
Stjärnans ytskikt, som saknar stöd underifrån, rusar djupt in, faller på den bildade "bollen" av neutroner, ämnet studsar tillbaka och en explosion inträffar. Explosiva vågor som rullar genom stjärnans tjocklek skapar en sådan packning och en ökning av ämnets temperatur att reaktioner börjar ske med bildning av tunga grundämnen (upp till uran).
Dessa processer är baserade på infångning av en neutron (r-process och s-process) eller infångning av en proton (p-process och rp-process), med varje sådan reaktion ökar ett kemiskt element sitt atomnummer. Men i en normal situation har sådana partiklar inte tid att "fånga" en neutron / proton till och sönderfalla. I de processer som sker inuti supernovan går reaktionerna så snabbt att atomerna hinner "hoppa över" större delen av det periodiska systemet utan att sönderfalla.
Så här bildas en neutronstjärna:
4) När stjärnans massa överstiger den andra, gränsen Oppenheimer - Volkov (1,5 - 3 massor av solen för resten eller 25 - 30 massor för den ursprungliga stjärnan), i processen med en supernovaexplosion, för mycket massa av materia finns kvar, och trycket kan inte hålla tillbaka ens kvantkrafter.
I det här fallet betyder det gränsen på grund av Pauli-principen, som säger att två partiklar (i det här fallet talar vi om neutroner) inte kan vara i samma kvanttillstånd (detta är grunden för en atoms struktur, som består av av elektronskal, vars antal gradvis ökar med atomnumret).
Trycket komprimerar neutronerna, och den fortsatta processen blir irreversibel - all materia dras ihop till en punkt och ett svart hål bildas. Den i sig själv påverkar inte längre miljön på något sätt (med undantag för gravitationen, förstås), och kan bara lysa på grund av att materia ansamlas (helt enkelt faller) på den:
Som du kan se från summan av alla dessa processer är stjärnor ett verkligt förråd av fysiska lagar. Och i vissa områden (neutronstjärnor och svarta hål) är dessa verkliga fysiska laboratorier med extrema energier och materiatillstånd.
Post-science - Neutronstjärnor och svarta hål (videoserie):
Den upptar en punkt i det övre högra hörnet: den har hög ljusstyrka och låg temperatur. Huvudstrålningen sker i det infraröda området. Strålning från det kalla dammskalet når oss. Under evolutionsprocessen kommer stjärnans position på diagrammet att ändras. Den enda energikällan i detta skede är gravitationssammandragning. Därför rör sig stjärnan ganska snabbt parallellt med y-axeln.
Yttemperaturen ändras inte, men radien och ljusstyrkan minskar. Temperaturen i mitten av stjärnan stiger och når ett värde där reaktionerna börjar med lätta element: litium, beryllium, bor, som snabbt brinner ut, men lyckas bromsa kompressionen. Spåret svänger parallellt med y-axeln, temperaturen på stjärnans yta stiger och ljusstyrkan förblir nästan konstant. Slutligen, i mitten av stjärnan, börjar reaktionerna för bildandet av helium från väte (väteförbränning). Stjärnan går in i huvudsekvensen.
Varaktigheten av det inledande skedet bestäms av stjärnans massa. För stjärnor som solen är det cirka 1 miljon år, för en stjärna med massan 10 M☉ cirka 1000 gånger mindre, och för en stjärna med massan 0,1 M☉ tusentals gånger mer.
Unga stjärnor med låg massa
I början av sin utveckling har en stjärna med låg massa en strålande kärna och ett konvektivt hölje (Fig. 82, I).
I huvudsekvensstadiet lyser stjärnan på grund av frigörandet av energi i kärnreaktionerna av omvandlingen av väte till helium. Tillförseln av väte säkerställer ljusstyrkan hos en stjärna med massa 1 M☉ Ungefär inom 10 10 år. Stjärnor med större massa förbrukar väte snabbare: till exempel en stjärna med massan 10 M☉ kommer att förbruka väte på mindre än 10 7 år (ljusstyrkan är proportionell mot viktens fjärde potens).
stjärnor med låg massa
När vätet brinner ut komprimeras stjärnans centrala delar kraftigt.
Stjärnor med hög massa
Efter att ha gått in i huvudsekvensen, utvecklingen av en stjärna med stor massa (>1,5 M☉) bestäms av förhållandena för förbränning av kärnbränsle i stjärnans inre. I huvudsekvensstadiet är detta förbränning av väte, men till skillnad från stjärnor med låg massa dominerar reaktioner av kol-kvävecykeln i kärnan. I denna cykel spelar C- och N-atomerna rollen som katalysatorer. Hastigheten för energifrisättning i reaktionerna i en sådan cykel är proportionell mot T 17 . Därför bildas en konvektiv kärna i kärnan, omgiven av en zon där energiöverföringen utförs av strålning.
Ljusstyrkan hos stjärnor med stor massa är mycket högre än solens ljusstyrka, och väte förbrukas mycket snabbare. Detta beror på det faktum att temperaturen i mitten av sådana stjärnor också är mycket högre.
När andelen väte i substansen i den konvektiva kärnan minskar, minskar hastigheten för energifrisättning. Men eftersom frisättningshastigheten bestäms av ljusstyrkan, börjar kärnan att krympa, och hastigheten för energiutsläpp förblir konstant. Samtidigt expanderar stjärnan och passerar in i regionen för röda jättar.
stjärnor med låg massa
När vätet är helt utbränt bildas en liten heliumkärna i mitten av en stjärna med låg massa. I kärnan når materiadensiteten och temperaturen 10 9 kg/m respektive 10 8 K. Väteförbränning sker på ytan av kärnan. När temperaturen i kärnan stiger ökar väteförbränningen och ljusstyrkan ökar. Strålningszonen försvinner gradvis. Och på grund av ökningen av hastigheten för konvektiva flöden sväller stjärnans yttre lager. Dess storlek och ljusstyrka ökar - stjärnan förvandlas till en röd jätte (Fig. 82, II).
Stjärnor med hög massa
När vätet från en stjärna med stor massa är helt uttömd, börjar en trippel heliumreaktion i kärnan och samtidigt reaktionen av syrebildning (3He => C och C + He => 0). Samtidigt börjar väte brinna på ytan av heliumkärnan. Den första lagerkällan visas.
Tillförseln av helium förbrukas mycket snabbt, eftersom i de beskrivna reaktionerna i varje elementär handling frigörs relativt lite energi. Bilden upprepar sig, och två lagerkällor visas i stjärnan, och C + C => Mg-reaktionen börjar i kärnan.
Det evolutionära spåret i detta fall visar sig vara mycket komplext (fig. 84). I Hertzsprung-Russell-diagrammet rör sig stjärnan längs sekvensen av jättar eller (med en mycket stor massa i superjätteområdet) blir periodvis en cephei.
Gamla lågmassa stjärnor
I en stjärna med låg massa når i slutändan hastigheten för det konvektiva flödet på någon nivå den andra kosmiska hastigheten, skalet lossnar och stjärnan förvandlas till en vit dvärg, omgiven av en planetarisk nebulosa.
Evolutionsspåret för en stjärna med låg massa på Hertzsprung-Russell-diagrammet visas i figur 83.
Högmasstjärnornas död
I slutet av evolutionen har en stor massstjärna en mycket komplex struktur. Varje lager har sin egen kemiska sammansättning, kärnreaktioner sker i flera lagerkällor och en järnkärna bildas i mitten (bild 85).
Kärnreaktioner med järn fortsätter inte, eftersom de kräver utgifter (och inte frigöring) av energi. Därför komprimeras järnkärnan snabbt, temperaturen och densiteten i den ökar och når fantastiska värden - en temperatur på 10 9 K och ett tryck på 10 9 kg / m 3. material från webbplatsen
I detta ögonblick börjar två viktigaste processer, som pågår i kärnan samtidigt och mycket snabbt (uppenbarligen på några minuter). Den första är att under kollisionen av kärnor sönderfaller järnatomer till 14 heliumatomer, den andra är att elektroner "pressas" in i protoner och bildar neutroner. Båda processerna är förknippade med absorption av energi, och temperaturen i kärnan (även trycket) sjunker omedelbart. Stjärnans yttre lager börjar falla mot mitten.
Fallet av de yttre lagren leder till en kraftig ökning av temperaturen i dem. Väte, helium, kol börjar brinna. Detta åtföljs av en kraftfull ström av neutroner som kommer från den centrala kärnan. Som ett resultat uppstår en kraftfull kärnexplosion som kastar bort stjärnans yttre skikt, som redan innehåller alla tunga grundämnen, upp till kalifornien. Enligt moderna åsikter bildades alla atomer av tunga kemiska grundämnen (dvs tyngre än helium) i universum exakt i flammor
Bildas genom kondensation av det interstellära mediet. Genom observationer kunde man fastställa att stjärnorna uppstod vid olika tidpunkter och uppstår än i dag.
Huvudproblemet i evolutionen av stjärnor är frågan om ursprunget till deras energi, på grund av vilken de lyser och utstrålar en enorm mängd energi. Tidigare har många teorier lagts fram som var designade för att identifiera källorna till stjärnenergi. Man trodde att en kontinuerlig källa till stjärnenergi är kontinuerlig kompression. Denna källa är förvisso bra, men kan inte upprätthålla tillräcklig strålning under lång tid. I mitten av 1900-talet fann man svaret på denna fråga. Strålningskällan är termonukleära fusionsreaktioner. Som ett resultat av dessa reaktioner omvandlas väte till helium och den frigjorda energin passerar genom stjärnans inre, omvandlas och strålar ut i världsrymden (det är värt att notera att ju högre temperatur, desto snabbare går dessa reaktioner; detta är därför heta massiva stjärnor lämnar huvudsekvensen snabbare).
Föreställ dig nu uppkomsten av en stjärna...
Ett moln av den interstellära gasen och stoftmediet började kondensera. Från detta moln bildas en ganska tät gaskula. Trycket inuti bollen kan ännu inte balansera attraktionskrafterna, så det kommer att krympa (kanske vid denna tidpunkt bildas klumpar med en mindre massa runt stjärnan, som så småningom förvandlas till planeter). Vid komprimering stiger temperaturen. Således lägger sig stjärnan gradvis på huvudsekvensen. Då balanserar gasens tryck inuti stjärnan attraktionen och protostjärnan förvandlas till en stjärna.
Det tidiga skedet av en stjärnas utveckling är mycket litet och stjärnan är nedsänkt i en nebulosa vid denna tidpunkt, så det är mycket svårt att upptäcka en protostjärna.
Omvandlingen av väte till helium sker endast i stjärnans centrala delar. I de yttre skikten förblir vätehalten praktiskt taget oförändrad. Eftersom mängden väte är begränsad, brinner det förr eller senare ut. Frigörandet av energi i mitten av stjärnan upphör och stjärnans kärna börjar krympa och skalet att svälla. Vidare, om stjärnan är mindre än 1,2 solmassor, kastar den bort det yttre lagret (bildandet av en planetarisk nebulosa).
Efter att skalet separerat från stjärnan öppnar sig dess inre mycket varma lager och under tiden rör sig skalet längre och längre bort. Efter flera tiotusentals år kommer skalet att sönderfalla och bara en mycket varm och tät stjärna kommer att finnas kvar, som gradvis kyls ner, den kommer att förvandlas till en vit dvärg. De svalnar gradvis och förvandlas till osynliga svarta dvärgar. Svarta dvärgar är mycket täta och kalla stjärnor, något större än jorden, men med en massa som är jämförbar med solens. Avkylningsprocessen för vita dvärgar varar flera hundra miljoner år.
Om massan av en stjärna är från 1,2 till 2,5 solar, kommer en sådan stjärna att explodera. Denna explosion kallas supernova. En sprickande stjärna på några sekunder ökar sin ljusstyrka hundratals miljoner gånger. Sådana utbrott är extremt sällsynta. I vår galax inträffar en supernovaexplosion ungefär en gång vart hundra år. Efter en sådan blixt finns en nebulosa kvar, som har en stor radioemission, och som dessutom sprids väldigt snabbt, och den så kallade neutronstjärnan (mer om detta senare). Förutom den enorma radioemissionen kommer en sådan nebulosa också att vara en källa till röntgenstrålar, men denna strålning absorberas av jordens atmosfär, så den kan bara observeras från rymden.
Det finns flera hypoteser om orsaken till stjärnexplosioner (supernovor), men det finns ännu ingen allmänt accepterad teori. Det finns ett antagande att detta beror på den för snabba nedgången av stjärnans inre lager till mitten. Stjärnan krymper snabbt till en katastrofalt liten storlek på cirka 10 km, och dess densitet i detta tillstånd är 10 17 kg/m 3 , vilket är nära tätheten hos en atomkärna. Denna stjärna består av neutroner (medan elektronerna verkar vara pressade till protoner), vilket är anledningen till att den kallas "NEUTRON". Dess initiala temperatur är ungefär en miljard kelvin, men i framtiden kommer den snabbt att svalna.
Denna stjärna, på grund av sin ringa storlek och snabba kylning, har länge ansetts omöjlig att observera. Men efter en tid upptäcktes pulsarer. Dessa pulsarer visade sig vara neutronstjärnor. De kallas så på grund av den kortsiktiga strålningen från radiopulser. De där. stjärnan verkar blinka. Denna upptäckt gjordes helt av en slump och inte så länge sedan, nämligen 1967. Dessa periodiska pulser beror på att under mycket snabb rotation förbi vår blick flimrar magnetaxelns kon konstant, vilket bildar en vinkel med rotationsaxeln.
En pulsar kan endast detekteras för oss under förhållanden med magnetisk axelorientering, och detta är ungefär 5% av deras totala antal. Vissa pulsarer finns inte i radionebulosor, eftersom nebulosorna försvinner relativt snabbt. Efter hundra tusen år slutar dessa nebulosor att vara synliga, och pulsarernas ålder uppskattas till tiotals miljoner år.
Om massan av en stjärna överstiger 2,5 solmassor, så kommer den i slutet av sin existens, så att säga, kollapsa in i sig själv och krossas av sin egen vikt. På några sekunder kommer det att förvandlas till en prick. Detta fenomen kallades "gravitationskollaps", och detta föremål kallades också ett "svart hål".
Av allt ovanstående är det tydligt att det sista stadiet av utvecklingen av en stjärna beror på dess massa, men det är också nödvändigt att ta hänsyn till den oundvikliga förlusten av just denna massa och rotation.
Hej kära läsare! Jag skulle vilja prata om den vackra natthimlen. Varför natten? Du frågar. Eftersom stjärnorna är tydligt synliga på den, dessa vackra lysande små prickar mot den svarta och blå bakgrunden på vår himmel. Men i själva verket är de inte små, utan helt enkelt enorma, och på grund av det stora avståndet verkar de så små..
Har någon av er föreställt er hur stjärnor föds, hur de lever sina liv, vad de har för liv i allmänhet? Jag föreslår att du läser den här artikeln nu och föreställer dig stjärnornas utveckling längs vägen. Jag förberedde ett par videor för ett visuellt exempel 😉
Himlen är prickad med många stjärnor, bland vilka är utspridda enorma moln av damm och gaser, mestadels väte. Stjärnor föds just i sådana nebulosor, eller interstellära områden.
En stjärna lever så länge (upp till tiotals miljarder år) att astronomer inte kan spåra liv från början till slut, inte ens en av dem. Men å andra sidan har de möjlighet att observera olika stadier av stjärnors utveckling.
Forskare kombinerade de erhållna uppgifterna och kunde spåra livsstadierna för typiska stjärnor: ögonblicket för en stjärnas födelse i ett interstellärt moln, dess ungdom, medelålder, ålderdom och ibland mycket spektakulär död.
Födelsen av en stjärna.
Uppkomsten av en stjärna börjar med komprimering av materia inuti nebulosan. Gradvis minskar den bildade tätningen i storlek och krymper under påverkan av gravitationen. Under denna sammandragning, eller kollapsa, frigörs energi som värmer upp dammet och gasen och får dem att glöda.
Det finns en sk protostjärna. Temperaturen och densiteten för materia i dess centrum, eller kärna, är maximala. När temperaturen når runt 10 000 000°C börjar termonukleära reaktioner äga rum i gasen.
Väteatomernas kärnor börjar kombineras och förvandlas till kärnor av heliumatomer. I denna syntes frigörs en enorm mängd energi. Denna energi, i konvektionsprocessen, överförs till ytskiktet och sedan, i form av ljus och värme, strålas den ut i rymden. På så sätt förvandlas protostjärnan till en riktig stjärna.
Strålningen som kommer från kärnan värmer upp det gasformiga mediet, vilket skapar tryck som är riktat utåt och på så sätt förhindrar stjärnans gravitationskollaps.
Resultatet är att den finner jämvikt, det vill säga den har konstanta dimensioner, en konstant yttemperatur och en konstant mängd energi som frigörs.
Astronomer kallar en stjärna i detta utvecklingsstadium huvudsekvensstjärna, vilket indikerar platsen den upptar på Hertzsprung-Russell-diagrammet. Detta diagram uttrycker förhållandet mellan en stjärnas temperatur och ljusstyrka.
Protostjärnor, som har en liten massa, värms aldrig upp till de temperaturer som är nödvändiga för att starta en termonukleär reaktion. Dessa stjärnor, som ett resultat av kompression, förvandlas till dunkla röda dvärgar , eller till och med svagare bruna dvärgar . Den första bruna dvärgstjärnan upptäcktes först 1987.
Jättar och dvärgar.
Solens diameter är cirka 1 400 000 km, dess yttemperatur är cirka 6 000°C och den avger ett gulaktigt ljus. Det har varit en del av huvudsekvensen av stjärnor i 5 miljarder år.
Väte "bränsle" på en sådan stjärna kommer att vara slut om cirka 10 miljarder år, och huvudsakligen helium kommer att finnas kvar i dess kärna. När det inte finns något kvar att "bränna" är intensiteten av strålningen som riktas från kärnan inte längre tillräcklig för att balansera kärnans gravitationskollaps.
Men energin som frigörs i det här fallet räcker för att värma det omgivande materialet. I detta skal börjar syntesen av vätekärnor, mer energi frigörs.
Stjärnan börjar lysa starkare, men nu med ett rödaktigt ljus, och samtidigt expanderar den också och ökar i storlek tio gånger. Nu en sådan stjärna kallas en röd jätte.
Kärnan i en röd jätte krymper, och temperaturen stiger till 100 000 000°C eller mer. Det är här heliumkärnans fusionsreaktion äger rum, och omvandlar den till kol. Tack vare energin som frigörs i detta fall lyser stjärnan fortfarande i cirka 100 miljoner år.
Efter att heliumet tar slut och reaktionerna dör ut, krymper hela stjärnan gradvis, under påverkan av gravitationen, nästan till storlek. Energin som frigörs i detta fall räcker för att stjärnan ska göra det (nu en vit dvärg) fortsatte att lysa starkt ett tag.
Graden av komprimering av materia i en vit dvärg är mycket hög och därför har den en mycket hög densitet - vikten av en matsked kan nå tusen ton. Det är så stjärnor i storleken på vår sol utvecklas.
Video som visar vår sols utveckling till en vit dvärg
En stjärna med fem gånger solens massa har en mycket kortare livscykel och utvecklas något annorlunda. En sådan stjärna är mycket ljusare, och dess yttemperatur är 25 000°C eller mer, vistelseperioden i huvudsekvensen av stjärnor är bara cirka 100 miljoner år.
När en sådan stjärna kommer in på scenen röd jätte , temperaturen i dess kärna överstiger 600 000 000°C. Kolfusionsreaktioner äger rum i den, som förvandlas till tyngre grundämnen, inklusive järn.
Stjärnan, under inverkan av den frigjorda energin, expanderar till storlekar som är hundratals gånger större än dess ursprungliga storlek. En stjärna i detta skede kallas superjätte .
I kärnan upphör energiproduktionsprocessen plötsligt och den krymper inom några sekunder. Med allt detta frigörs en enorm mängd energi och en katastrofal chockvåg bildas.
Denna energi färdas genom hela stjärnan och skjuter ut en betydande del av den i yttre rymden med kraft av en explosion, vilket orsakar ett fenomen som kallas supernovaexplosion .
För en bättre representation av allt skrivet, överväga stjärnornas utvecklingscykel i diagrammet
I februari 1987 observerades ett liknande utbrott i en närliggande galax, det stora magellanska molnet. Denna supernova sken under en kort tid starkare än en biljon solar.
Superjättens kärna komprimeras och bildar en himlakropp med en diameter på endast 10-20 km, och dess densitet är så hög att en tesked av dess substans kan väga 100 miljoner ton!!! En sådan himlakropp består av neutroner ochkallas neutronstjärna .
En neutronstjärna som just har bildats har hög rotationshastighet och mycket stark magnetism.
Som ett resultat skapas ett kraftfullt elektromagnetiskt fält som sänder ut radiovågor och andra typer av strålning. De sprider sig från stjärnans magnetiska poler i form av strålar.
Dessa strålar, på grund av stjärnans rotation runt sin axel, verkar skanna yttre rymden. När de flyger förbi våra radioteleskop uppfattar vi dem som korta skurar, eller pulser. Därför kallas sådana stjärnor pulsarer.
Pulsarer upptäcktes tack vare radiovågorna de sänder ut. Det har nu blivit känt att många av dem avger ljus och röntgenpulser.
Den första ljuspulsaren upptäcktes i krabbnebulosan. Dess pulser upprepas med en frekvens av 30 gånger per sekund.
Pulsarna från andra pulsarer upprepas mycket oftare: PIR (pulserande källa för radioemission) 1937+21 blinkar 642 gånger per sekund. Det är svårt att ens föreställa sig!
Stjärnor som har den största massan, tio gånger solens massa, blossar också upp som supernovor. Men på grund av den enorma massan är deras kollaps mycket mer katastrofal.
Den destruktiva sammandragningen slutar inte ens vid bildningsstadiet av en neutronstjärna, vilket skapar ett område där vanlig materia upphör att existera.
Det finns bara en gravitation kvar, som är så stark att ingenting, inte ens ljus, kan undgå dess inflytande. Detta område kallas svart hål.Ja, utvecklingen av stora stjärnor är skrämmande och mycket farlig.
I den här videon kommer vi att prata om hur en supernova förvandlas till en pulsar och till ett svart hål
Jag vet inte om er, kära läsare, men jag personligen älskar och är väldigt intresserad av rymden och allt som är kopplat till det, det är så mystiskt och vackert, det är hisnande! Stjärnornas utveckling har berättat mycket om vår framtid och alla.
