Mivé válik egy csillag a halál után? A csillagfejlődés utolsó szakaszai

A csillagok élettartama több szakaszból áll, amelyeken áthaladva a világítótestek évmilliókon és milliárdokon keresztül töretlenül törekednek az elkerülhetetlen finálé felé, amely fényes fáklyákká vagy komor fekete lyukakká alakul.

Bármilyen típusú csillag élettartama hihetetlenül hosszú és összetett folyamat, amelyet kozmikus léptékű jelenségek kísérnek. Sokoldalúságát egyszerűen lehetetlen teljes mértékben nyomon követni és tanulmányozni, még a modern tudomány teljes arzenáljának felhasználásával sem. Ám a földi csillagászat fennállásának teljes ideje alatt felhalmozott és feldolgozott egyedi tudás alapján a legértékesebb információk egész rétegei válnak elérhetővé számunkra. Ez lehetővé teszi, hogy a világítótestek életciklusának epizódsorait viszonylag koherens elméletekké kapcsoljuk, és modellezzük fejlődésüket. Mik ezek a szakaszok?

Ne hagyja ki a vizuális, interaktív "" alkalmazást!

Epizód I. Protostárok

A csillagok életútja, mint a makrokozmosz és a mikrokozmosz minden objektuma, a születéssel kezdődik. Ez az esemény egy hihetetlenül hatalmas felhő kialakulásából ered, melyen belül megjelennek az első molekulák, ezért a kialakulást molekulárisnak nevezik. Néha egy másik kifejezést használnak, amely közvetlenül felfedi a folyamat lényegét - a csillagok bölcsőjét.

Csak amikor egy ilyen felhőben leküzdhetetlen körülmények miatt a tömeget alkotó részecskék rendkívül gyors összenyomódása, azaz gravitációs összeomlása következik be, akkor kezd kialakulni egy jövőbeli csillag. Ennek oka a gravitációs energia hulláma, amelynek egy része összenyomja a gázmolekulákat és felmelegíti az anyafelhőt. Ezután a formáció átlátszósága fokozatosan eltűnik, ami hozzájárul a még nagyobb melegedéshez és a nyomás növekedéséhez a közepén. A protocsillag fázis utolsó epizódja a magra hulló anyag felszaporodása, melynek során a születő csillag növekszik, és láthatóvá válik, miután a kibocsátott fény nyomása szó szerint elsodorja az összes port a külterületre.

Keress protocsillagokat az Orion-ködben!

Az Orion-köd hatalmas panorámája képekből származik. Ez a köd az egyik legnagyobb és hozzánk legközelebbi csillagbölcső. Próbáljon protocsillagokat találni ebben a ködben, mivel a panoráma felbontása lehetővé teszi ezt.

Epizód II. Fiatal sztárok

Fomalhaut, kép a DSS katalógusból. Még mindig van egy protoplanetáris korong a csillag körül.

A csillag életének következő szakasza vagy ciklusa kozmikus gyermekkorának időszaka, amely viszont három szakaszra oszlik: fiatal csillagok, kiskorúak (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Epizód III. Egy sztár életének fénykora

A H alfa vonalban fényképezett nap. Csillagunk virágkorában van.

Életük közepén a kozmikus világítótestek színe, tömege és mérete nagyon sokféle lehet. A színpaletta a kékes árnyalatoktól a vörösig terjed, tömegük lényegesen kisebb lehet, mint a Napé, vagy több mint háromszázszorosa. A csillagok életciklusának fő sorozata körülbelül tízmilliárd évig tart. Ezután a kozmikus test magjából kifogy a hidrogén. Ezt a pillanatot tekintik a tárgy életének a következő szakaszba való átmenetének. A magban lévő hidrogénkészletek kimerülése miatt a termonukleáris reakciók leállnak. A csillag újbóli összenyomódásának időszakában azonban elkezdődik az összeomlás, ami hőnukleáris reakciók bekövetkezéséhez vezet a hélium részvételével. Ez a folyamat a csillag egyszerűen hihetetlen tágulását serkenti. És most vörös óriásnak számít.

IV. epizód. A csillagok létezésének vége és halála

Az öreg csillagokat, akárcsak fiatal társaikat, több típusra osztják: kis tömegű, közepes méretű, szupermasszív csillagokra, ill. Ami a kis tömegű tárgyakat illeti, még mindig nem lehet pontosan megmondani, milyen folyamatok mennek végbe velük a létezés utolsó szakaszaiban. Az összes ilyen jelenséget hipotetikusan számítógépes szimulációkkal írják le, és nem alapos megfigyelésükön alapulnak. A szén és az oxigén végső kiégése után a csillag légköri buroka megnő, gázkomponense pedig gyorsan veszít. Evolúciós útjuk végén a csillagok sokszor összenyomódnak, és éppen ellenkezőleg, sűrűségük jelentősen megnő. Az ilyen csillagot fehér törpének tekintik. Életfázisát ezután vörös szuperóriás időszak követi. A csillag életciklusában az utolsó dolog, hogy nagyon erős kompresszió eredményeként neutroncsillaggá alakul. Azonban nem minden ilyen kozmikus test válik ilyenné. Néhány, legtöbbször a legnagyobb paraméterű (több mint 20-30 naptömeg), az összeomlás következtében fekete lyukakká válik.

Érdekes tények a csillagok életciklusáról

Az egyik legkülönösebb és legfigyelemreméltóbb információ az űr csillagéletéből, hogy a mi világítótesteink túlnyomó többsége a vörös törpék stádiumában van. Az ilyen objektumok tömege sokkal kisebb, mint a Napé.

Az is elég érdekes, hogy a neutroncsillagok mágneses vonzása milliárdszor nagyobb, mint a Föld csillagának hasonló sugárzása.

A tömeg hatása egy csillagra

Egy másik hasonlóan érdekes tény a legnagyobb ismert csillagtípusok létezésének időtartama. Tekintettel arra, hogy tömegük több százszor nagyobb lehet, mint a Napé, energiafelszabadulásuk is sokszorosa, esetenként milliószoros. Következésképpen az élettartamuk sokkal rövidebb. Bizonyos esetekben létezésük csak néhány millió évig tart, összehasonlítva a kis tömegű csillagok több milliárd éves élettartamával.

Érdekes tény a fekete lyukak és a fehér törpék közötti kontraszt is. Figyelemre méltó, hogy az előbbiek a tömeg szempontjából leggigantikusabb csillagokból származnak, az utóbbiak pedig éppen ellenkezőleg, a legkisebbek közül.

Az Univerzumban rengeteg egyedi jelenség létezik, amelyekről végtelenül beszélhetünk, mert a világűr rendkívül rosszul tanulmányozott és feltárt. A csillagokkal és életciklusukkal kapcsolatos összes emberi tudás, amellyel a modern tudomány rendelkezik, főként megfigyelésekből és elméleti számításokból származik. Az ilyen kevéssé tanulmányozott jelenségek és tárgyak kutatók és tudósok ezrei számára adják az alapot állandó munkához: csillagászok, fizikusok, matematikusok és vegyészek számára. Folyamatos munkájuknak köszönhetően ez a tudás folyamatosan felhalmozódik, kiegészül, változik, így válik pontosabbá, megbízhatóbbá és átfogóbbá.

A csillagok evolúciója a csillagok fizikai jellemzőinek, belső szerkezetének és kémiai összetételének időbeli változása. A csillagfejlődés modern elmélete képes megmagyarázni a csillagfejlődés általános menetét a csillagászati ​​megfigyelések adataival kielégítő összhangban. A csillag fejlődésének menete a tömegétől és a kezdeti kémiai összetételétől függ. Az első generációs csillagok anyagból keletkeztek, amelynek összetételét a kozmológiai körülmények határozták meg (kb. 70% hidrogén, 30% hélium, jelentéktelen deutérium és lítium keverék). Az első generációs csillagok evolúciója során nehéz elemek keletkeztek, amelyek a csillagok anyagának kiáramlása következtében vagy csillagrobbanások során kilökődnek a csillagközi térbe. A következő generációk csillagai 3-4% nehéz elemeket tartalmazó anyagokból keletkeztek.

A csillag születése egy olyan objektum kialakulása, amelynek sugárzását saját energiaforrásai támogatják. A csillagkeletkezés folyamata folyamatosan, és a mai napig tart.

A megavilág felépítésének magyarázatához a legfontosabb a gravitációs kölcsönhatás. A gáz- és porködökben a gravitációs erők hatására instabil inhomogenitások képződnek, amelyek miatt a diffúz anyag kondenzációsorozatra bomlik. Ha az ilyen páralecsapódások elég sokáig fennállnak, akkor idővel csillagokká alakulnak. Fontos megjegyezni, hogy a születési folyamat nem egyes csillagok, hanem csillagtársítások. A keletkező gáztestek vonzódnak egymáshoz, de nem feltétlenül egyesülnek egyetlen hatalmas testté. Általában elkezdenek forogni egymáshoz képest, és ennek a mozgásnak a centrifugális erői ellensúlyozzák a további koncentrációhoz vezető vonzó erőket.

A fiatal csillagok azok, amelyek még a kezdeti gravitációs összenyomódás szakaszában vannak. Az ilyen csillagok középpontjában lévő hőmérséklet még nem elegendő a termonukleáris reakciók végbemeneteléhez. A csillagok ragyogása csak a gravitációs energia hővé alakulásának köszönhető. A gravitációs kompresszió a csillagok evolúciójának első szakasza. Ez a csillag központi zónájának felmelegedéséhez vezet arra a hőmérsékletre, amelyen a termonukleáris reakció megindul (10-15 millió K) – a hidrogén héliummá alakul.

A csillagok által kibocsátott hatalmas energia a csillagok belsejében lezajló nukleáris folyamatok eredményeként jön létre. A csillag belsejében keletkező energia lehetővé teszi, hogy évmilliók és milliárdokig fényt és hőt bocsát ki. Az angol asztrofizikus, A.S. Eddington 1920-ban vetette fel először azt a feltevést, hogy a csillagok energiájának forrása a hélium hidrogénből történő szintézisének termonukleáris reakciója. A csillagok belsejében kétféle termonukleáris reakció lehetséges hidrogén részvételével, ezek a hidrogén (proton-proton) és szén (szén-nitrogén) ciklusok. Az első esetben csak hidrogén szükséges a reakció lezajlásához, a második esetben szén jelenléte is szükséges, amely katalizátorként szolgál. A kiindulási anyag protonok, amelyekből magfúzió eredményeként héliummagok keletkeznek.

Mivel négy proton héliummaggá alakítása két neutrínót eredményez, másodpercenként 1,8∙10 38 neutrínó keletkezik a Nap mélyén. A neutrínók gyengén lépnek kölcsönhatásba az anyaggal, és nagy áthatoló erejük van. Hatalmas vastagságú napanyagon áthaladva, a neutrínók megőrzik mindazokat az információkat, amelyeket a Nap mélyében a termonukleáris reakciók során kaptak. A Föld felszínére hulló napneutrínók fluxussűrűsége 6,6∙10 10 neutrínó per 1 cm 2 per 1 másodperc. A Földre hulló neutrínók fluxusának mérése lehetővé teszi a Nap belsejében lezajló folyamatok megítélését.

Így a legtöbb csillag energiaforrása a hidrogén termonukleáris reakciói a csillag központi zónájában. A termonukleáris reakció eredményeként sugárzás formájában kifelé áramlik az energia széles frekvenciatartományban (hullámhosszon). A sugárzás és az anyag kölcsönhatása állandó egyensúlyi állapotot eredményez: a kifelé irányuló sugárzás nyomását a gravitáció nyomása egyensúlyozza ki. A csillag további összehúzódása mindaddig leáll, amíg kellő mennyiségű energia termelődik a központban. Ez az állapot meglehetősen stabil, és a csillag mérete változatlan marad. A hidrogén a kozmikus anyag fő alkotóeleme és a nukleáris üzemanyag legfontosabb típusa. A csillag hidrogéntartalékai évmilliárdokig tartanak. Ez megmagyarázza, hogy a csillagok miért stabilak ilyen hosszú ideig. Amíg a központi zónában az összes hidrogén ki nem ég, a csillag tulajdonságai alig változnak.

A csillag központi zónájában található hidrogén kiégési mező héliummagot alkot. A hidrogénreakciók továbbra is lejátszódnak, de csak vékony rétegben a mag felszínéhez közel. A nukleáris reakciók a csillag perifériájára költöznek. A csillag szerkezetét ebben a szakaszban réteges energiaforrással rendelkező modellek írják le. A kiégett mag zsugorodni kezd, a külső héj pedig tágulni kezd. A héj kolosszális méretűre duzzad, a külső hőmérséklet alacsony lesz. A sztár a vörös óriás színpadára lép. Ettől a pillanattól kezdve a sztár élete hanyatlásnak indul. A vörös óriásokat alacsony hőmérséklet és hatalmas méretek (10 és 1000 R c között) jellemzik. A bennük lévő anyag átlagos sűrűsége nem éri el a 0,001 g/cm 3 -t. Fényességük több százszor nagyobb, mint a Napé, de a hőmérséklet sokkal alacsonyabb (kb. 3000-4000 K).

Úgy gondolják, hogy a Napunk, amikor a vörös óriás stádiumba lép, annyira fel tud növekedni, hogy betölti a Merkúr pályáját. Igaz, a Nap 8 milliárd év múlva vörös óriássá válik.

A vörös óriást alacsony külső hőmérséklet, de nagyon magas belső hőmérséklet jellemzi. Ennek növekedésével egyre nehezebb atommagok kerülnek be a termonukleáris reakciókba. 150 millió K hőmérsékleten héliumreakciók indulnak be, amelyek nemcsak energiaforrást jelentenek, hanem ezek során a nehezebb kémiai elemek szintézise is megtörténik. Egy csillag hélium magjában szén képződése után a következő reakciók lehetségesek:

Megjegyzendő, hogy a következő nehezebb mag szintézise egyre magasabb energiákat igényel. Mire a magnézium képződik, a csillag magjában lévő összes hélium elfogy, és ahhoz, hogy további magreakciók lehetségesek legyenek, a csillagnak újra össze kell húzódnia, és meg kell emelkednie a hőmérsékletének. Ez azonban nem minden csillagnál lehetséges, csak a nagyoknál, amelyek tömege több mint 1,4-szeresével meghaladja a Nap tömegét (az úgynevezett Chandrasekhar határérték). Kisebb tömegű csillagokban a reakciók a magnéziumképződés szakaszában érnek véget. Azokban a csillagokban, amelyek tömege meghaladja a Chandrasekhar határértéket, a gravitációs összenyomás miatt a hőmérséklet 2 milliárd fokra emelkedik, a reakciók folytatódnak, nehezebb elemeket képezve - akár vasig. A vasnál nehezebb elemek a csillagok felrobbanásakor keletkeznek.

A növekvő nyomás, lüktetések és egyéb folyamatok hatására a vörös óriás folyamatosan anyagot veszít, amely csillagszél formájában kilökődik a csillagközi térbe. Amikor a belső termonukleáris energiaforrások teljesen kimerültek, a csillag további sorsa a tömegétől függ.

1,4 naptömegnél kisebb tömeggel a csillag nagyon nagy sűrűségű (több száz tonna per 1 cm 3) álló állapotba kerül. Az ilyen csillagokat fehér törpének nevezik. Amikor egy vörös óriásból fehér törpévé változik, egy faj könnyű kagylóként leválhatja külső rétegeit, feltárva a magot. A gázhéj fényesen világít a csillag erős sugárzásának hatására. Így keletkeznek a planetáris ködök. A fehér törpe belsejében nagy anyagsűrűség esetén az atomok elektronhéjai elpusztulnak, és a csillag anyaga elektronmag plazma, elektronkomponense pedig degenerált elektrongáz. A fehér törpék egyensúlyi állapotban vannak a gravitáció (kompressziós tényező) és a csillag belében lévő degenerált gáz nyomása (tágulási tényező) közötti egyenlőség miatt. A fehér törpék több milliárd évig létezhetnek.

A csillag hőtartalékai fokozatosan kimerülnek, a csillag lassan lehűl, ami a csillagburok csillagközi térbe történő kilökődésével jár együtt. A csillag fokozatosan változtatja a színét fehérről sárgára, majd vörösre, végül abbahagyja a kisugárzást, kis élettelen tárggyá, holt hideg csillaggá válik, amelynek mérete kisebb, mint a Föld mérete, tömege pedig összemérhető. a Nap tömegéhez. Egy ilyen csillag sűrűsége milliárdszor nagyobb, mint a víz sűrűsége. Az ilyen csillagokat fekete törpének nevezik. A legtöbb sztár így fejezi be létezését.

Ha a csillag tömege 1,4 naptömegnél nagyobb, a csillag belső energiaforrások nélküli állóhelyzete lehetetlenné válik, mert a csillag belsejében lévő nyomás nem tudja kiegyenlíteni a gravitációs erőt. Megkezdődik a gravitációs összeomlás - az anyag összenyomódása a csillag közepe felé a gravitációs erők hatására.

Ha a részecskék taszítása és egyéb okok megállítják az összeomlást, akkor erőteljes robbanás következik be - szupernóva-robbanás az anyag jelentős részének a környező térbe való kilökődésével és gázködök képződésével. A nevet F. Zwicky javasolta 1934-ben. A szupernóva-robbanás a csillagok evolúciójának egyik közbülső szakasza, mielőtt azok fehér törpévé, neutroncsillaggá vagy fekete lyukká alakulnának. A robbanás során 10 43 ─ 10 44 J energia szabadul fel 10 34 W sugárzási teljesítménnyel. Ebben az esetben a csillag fényessége néhány nap alatt több tíz magnitúdóval növekszik. A szupernóva fényereje meghaladhatja annak a galaxisnak a fényességét, amelyben felrobbant.

A szupernóva-robbanás során keletkezett gázköd részben a robbanás következtében kilökődő csillag felső rétegeiből, részben pedig csillagközi anyagból áll, amelyet a robbanás repülő termékei tömörítenek és hevítenek. A leghíresebb gázköd a Bika csillagképben található Rák-köd - az 1054-es szupernóva maradványa. A fiatal szupernóva-maradványok 10-20 ezer km/s sebességgel tágulnak. A táguló héj ütközése álló csillagközi gázzal lökéshullámot generál, amelyben a gáz több millió Kelvinre melegszik fel, és röntgensugárzás forrásává válik. A lökéshullám gázban való terjedése gyors töltésű részecskék (kozmikus sugarak) megjelenéséhez vezet, amelyek az azonos hullámmal megerősített, összenyomott csillagközi mágneses térben mozogva rádiósugárzást bocsátanak ki.

A csillagászok szupernóva-robbanásokat jegyeztek fel 1054-ben, 1572-ben, 1604-ben. 1885-ben szupernóvát figyeltek meg az Androméda-ködben. Ragyogása meghaladta az egész Galaxis ragyogását, és 4 milliárdszor erősebbnek bizonyult, mint a Napé.

1980-ig több mint 500 szupernóva-robbanást fedeztek fel, de galaxisunkban egyet sem figyeltek meg. Asztrofizikusok számításai szerint Galaxisunkban a szupernóvák 10 millió éves időtartammal robbannak fel a Nap közvetlen közelében. Átlagosan 30 évente történik szupernóva-robbanás a metagalaxisban.

A Földön a kozmikus sugárzás dózisa 7000-szeresen haladhatja meg a normál szintet. Ez súlyos mutációkhoz vezet az élő szervezetekben bolygónkon. Egyes tudósok így magyarázzák a dinoszauruszok hirtelen halálát.

A felrobbanó szupernóva tömegének egy része szupersűrű test - neutroncsillag vagy fekete lyuk - formájában maradhat. A neutroncsillagok tömege (1,4 – 3) M s, átmérője körülbelül 10 km. A neutroncsillag sűrűsége nagyon nagy, nagyobb, mint az atommagok sűrűsége ─ 10 15 g/cm 3 . A kompresszió és a nyomás növekedésével lehetővé válik az elektronok protonok általi abszorpciójának reakciója Ennek eredményeként a csillag összes anyaga neutronokból fog állni. Egy csillag neutronizálását erőteljes neutrínósugárzás kíséri. Az SN1987A szupernóva-robbanás során a neutrínó robbanás időtartama 10 s volt, és az összes neutrínó által elvitt energia elérte a 3∙10 46 J értéket. A neutroncsillag hőmérséklete eléri az 1 milliárd K-t. A neutroncsillagok nagyon gyorsan lehűlnek, fényességük gyengül. De intenzíven bocsátanak ki rádióhullámokat egy keskeny kúpban a mágneses tengely irányában. Azokat a csillagokat, amelyek mágneses tengelye nem esik egybe a forgástengellyel, ismétlődő impulzusok formájában történő rádiósugárzás jellemzi. Ezért nevezik a neutroncsillagokat pulzároknak. Az első pulzárokat 1967-ben fedezték fel. A sugárzási pulzálások frekvenciája, amelyet a pulzár forgási sebessége határoz meg, 2-200 Hz, ami kis méretükre utal. Például a Rák-ködben lévő pulzár impulzuskibocsátási periódusa 0,03 s. Jelenleg több száz neutroncsillag ismert. Egy neutroncsillag megjelenhet az úgynevezett „néma összeomlás” következtében. Ha egy fehér törpe belép egy közeli csillag kettős rendszerébe, akkor az akkréció jelensége akkor következik be, amikor a szomszédos csillag anyaga a fehér törpére áramlik. A fehér törpe tömege nő, és egy bizonyos ponton túllépi a Chandrasekhar határt. A fehér törpe neutroncsillaggá változik.

Ha a fehér törpe végső tömege meghaladja a 3 naptömeget, akkor a degenerált neutron állapota instabil, és a gravitációs összehúzódás addig tart, amíg meg nem alakul a fekete lyuk nevű objektum. A „fekete lyuk” kifejezést J. Wheeler vezette be 1968-ban. Az ilyen objektumok ötlete azonban több évszázaddal korábban felmerült, miután I. Newton 1687-ben felfedezte az egyetemes gravitáció törvényét. 1783-ban J. Mitchell azt javasolta, hogy a természetben létezzenek sötét csillagok, amelyek gravitációs tere olyan erős, hogy a fény nem tud kijutni belőlük. 1798-ban ugyanezt a gondolatot fogalmazta meg P. Laplace. 1916-ban Schwarzschild fizikus az Einstein-egyenleteket megoldva arra a következtetésre jutott, hogy létezhetnek szokatlan tulajdonságokkal rendelkező, később fekete lyukaknak nevezett objektumok. A fekete lyuk a tér olyan tartománya, amelyben a gravitációs tér olyan erős, hogy az ebben a tartományban található testek második kozmikus sebességének meg kell haladnia a fény sebességét, azaz. A fekete lyukból semmi sem repülhet ki – sem részecskék, sem sugárzás. Az általános relativitáselmélet szerint a fekete lyuk jellemző méretét a gravitációs sugár határozza meg: R g =2GM/c 2, ahol M a tárgy tömege, c a fény sebessége vákuumban, G a gravitációs állandó. A Föld gravitációs sugara 9 mm, a Napé 3 km. Annak a tartománynak a határát, amelyen túl a fény nem szökik ki, a fekete lyuk eseményhorizontjának nevezzük. A forgó fekete lyukak eseményhorizont sugara kisebb, mint a gravitációs sugara. Külön érdekesség az a lehetőség, hogy egy fekete lyuk befogja a végtelenből érkező testeket.

Az elmélet lehetővé teszi a 3-50 naptömegű fekete lyukak létezését, amelyek a 3 naptömegnél nagyobb tömegű hatalmas csillagok fejlődésének késői szakaszában keletkeztek, szupermasszív fekete lyukak milliós tömegű galaxisok magjában és milliárdnyi naptömeg, elsődleges (reliktum) fekete lyukak keletkeztek az Univerzum fejlődésének korai szakaszában. A 10 15 g-ot meghaladó (egy átlagos földi hegy tömege) ereklyeszerű fekete lyukaknak a mai napig fennmaradniuk kellett volna a fekete lyukak kvantumpárolgási mechanizmusa miatt, amelyet S.W. javasolt.

A csillagászok erős röntgensugárzásuk révén észlelik a fekete lyukakat. Az ilyen típusú csillagok egyik példája az erős röntgensugárforrás, a Cygnus X-1, amelynek tömege meghaladja a 10 M s-ot. A fekete lyukak gyakran megtalálhatók a röntgen kettős csillagrendszerekben. Több tucat csillagtömegű fekete lyukat fedeztek fel már ilyen rendszerekben (m fekete lyuk = 4-15 M s). A gravitációs lencsék hatásai alapján több egyedi csillagtömegű fekete lyukat fedeztek fel (m fekete lyuk = 6-8 M s). Egy közeli kettőscsillag esetében megfigyelhető az akkréció jelensége - a plazma áramlása egy közönséges csillag felszínéről gravitációs erők hatására egy fekete lyukba. A fekete lyukba áramló anyagnak szögimpulzusa van. Ezért a plazma forgó korongot képez a fekete lyuk körül. Ebben a forgó korongban a gáz hőmérséklete elérheti a 10 millió fokot. Ezen a hőmérsékleten a gáz röntgensugárzást bocsát ki. Ezzel a sugárzással meg lehet határozni egy fekete lyuk jelenlétét egy adott helyen.

Különösen érdekesek a szupermasszív fekete lyukak a galaxisok magjában. Galaxisunk középpontjáról készült, a CHANDRA műhold segítségével készített röntgenfelvételek vizsgálata alapján egy szupermasszív fekete lyuk jelenlétét állapították meg, amelynek tömege a Nap tömegének 4 milliószorosa. A legújabb kutatások eredményeként amerikai csillagászok egyedülálló, szupernehéz fekete lyukat fedeztek fel egy nagyon távoli galaxis közepén, amelynek tömege 10 milliárdszorosa a Nap tömegének. Ahhoz, hogy ilyen elképzelhetetlenül hatalmas méretet és sűrűséget érjen el, a fekete lyuknak sok milliárd év alatt kell kialakulnia, folyamatosan vonzva és elnyelve az anyagokat. A tudósok 12,7 milliárd évre becsülik a korát, i.e. körülbelül egymilliárd évvel az Ősrobbanás után kezdett kialakulni. A mai napig több mint 250 szupermasszív fekete lyukat fedeztek fel a galaxisok magjaiban (m fekete lyuk = (10 6 – 10 9) M s).

A csillagok evolúciójával szorosan összefügg a kémiai elemek eredetének kérdése. Ha a hidrogén és a hélium olyan elemek, amelyek a táguló Univerzum fejlődésének korai szakaszából megmaradtak, akkor nehezebb kémiai elemek csak a csillagok mélyén képződhettek termonukleáris reakciók során. A csillagok belsejében a termonukleáris reakciók akár 30 kémiai elemet is képesek előállítani (beleértve a vasat is).

Fizikai állapotuk alapján a csillagok normál és degenerált csoportokra oszthatók. Az előbbiek főként kis sűrűségű anyagokból állnak, mélységükben termonukleáris fúziós reakciók mennek végbe. A degenerált csillagok közé tartoznak a fehér törpék és a neutroncsillagok, amelyek a csillagfejlődés utolsó szakaszát képviselik. A fúziós reakciók bennük véget értek, az egyensúlyt a degenerált fermionok kvantummechanikai hatásai tartják fenn: a fehér törpékben elektronok, a neutroncsillagokban pedig a neutronok. A fehér törpéket, a neutroncsillagokat és a fekete lyukakat összefoglaló néven „kompakt maradványoknak” nevezik.

Az evolúció végén a tömegtől függően a csillag vagy felrobban, vagy csendesebben kidobja a már nehéz kémiai elemekkel dúsított anyagot. Ebben az esetben a periódusos rendszer többi eleme kialakul. A nehéz elemekkel dúsított csillagközi közegből alakulnak ki a következő generációk csillagai. Például a Nap egy második generációs csillag, amely olyan anyagból jött létre, amely már a csillagok belsejében volt, és nehéz elemekkel gazdagodott. Ezért a csillagok kora kémiai összetételük alapján, spektrális elemzéssel meghatározható.

Csillag-- olyan égitest, amelyben termonukleáris reakciók zajlanak, történtek vagy fognak bekövetkezni. A csillagok hatalmas, világító gázgömbök (plazma). Gáz-por környezetből (hidrogén és hélium) keletkezik gravitációs kompresszió eredményeként. Az anyag hőmérsékletét a csillagok belsejében millió kelvinben mérik, a felszínükön pedig több ezer kelvinben. A csillagok túlnyomó többségének energiája a hidrogént héliummá alakító termonukleáris reakciók eredményeként szabadul fel, magas hőmérsékleten a belső régiókban. A csillagokat gyakran az Univerzum fő testeinek nevezik, mivel ezek tartalmazzák a természetben található világítóanyag nagy részét. A csillagok hatalmas, gömb alakú tárgyak, amelyek héliumból és hidrogénből, valamint egyéb gázokból állnak. A csillag energiája a magjában található, ahol a hélium másodpercenként kölcsönhatásba lép a hidrogénnel. Mint minden szerves anyag az univerzumban, a csillagok is felbukkannak, fejlődnek, megváltoznak és eltűnnek – ez a folyamat több milliárd évig tart, és „Star Evolution” folyamatnak nevezik.

1. A csillagok evolúciója

A csillagok evolúciója-- azoknak a változásoknak a sorozata, amelyeken egy csillag élete során, azaz több százezer, millió vagy milliárd éven keresztül megy keresztül, miközben fényt és hőt bocsát ki. A csillagok hideg, ritkított csillagközi gázfelhőként kezdik meg életét (egy ritkított gáznemű közeg, amely kitölti a csillagok közötti teret), saját gravitációja hatására összenyomódik, és fokozatosan golyó alakot vesz fel. Összenyomva a gravitációs energia (az összes anyagi test közötti univerzális alapvető kölcsönhatás) hővé alakul, és a tárgy hőmérséklete nő. Amikor a középpontban a hőmérséklet eléri a 15-20 millió K-t, a termonukleáris reakciók megindulnak és a kompresszió leáll. Az objektum teljes értékű csillaggá válik. A csillagok életének első szakasza hasonló a Nap életéhez – a hidrogénciklus reakciói uralják. Élete nagy részében ebben az állapotban marad, a Hertzsprung-Russell diagram fő sorozatán (1. ábra) (amely a csillag abszolút magnitúdója, fényessége, spektrális típusa és felszíni hőmérséklete között, 1910) látható, egészen addig, amíg tüzelőanyag-tartalékai elfogynak a magjában. Amikor a csillag közepén lévő összes hidrogén héliummá alakul, egy héliummag képződik, és a hidrogén termonukleáris égése a perifériáján folytatódik. Ebben az időszakban a csillag szerkezete megváltozik. Fényereje növekszik, külső rétegei kitágulnak, felszíni hőmérséklete csökken – a csillag vörös óriássá válik, amely a Hertzsprung-Russell diagramon ágat alkot. A csillag lényegesen kevesebb időt tölt ezen az ágon, mint a fő sorozaton. Amikor a héliummag felhalmozódott tömege jelentőssé válik, nem tudja elviselni saját súlyát, és zsugorodni kezd; ha a csillag kellően tömegű, a növekvő hőmérséklet a hélium további termonukleáris átalakulását okozhatja nehezebb elemekké (hélium szénné, szén oxigénné, oxigén szilíciummá, végül a szilícium vasvá).

2. Termonukleáris fúzió a csillagok belsejében

1939-re megállapították, hogy a csillagok energiájának forrása a csillagok belsejében fellépő termonukleáris fúzió. A legtöbb csillag azért bocsát ki sugárzást, mert magjában négy proton egyesül egy sor közbenső lépésen keresztül egyetlen alfa-részecskévé. Ez az átalakulás két fő módon történhet: proton-proton vagy p-p ciklus, illetve szén-nitrogén vagy CN ciklus. Kis tömegű csillagokban az energiafelszabadulást elsősorban az első ciklus, a nehéz csillagoknál a második ciklus biztosítja. A csillagok nukleáris üzemanyag-ellátása korlátozott, és folyamatosan sugárzásra költik. A termonukleáris fúzió folyamata, amely energiát szabadít fel és megváltoztatja a csillag anyagának összetételét, a gravitációval kombinálva, amely hajlamos a csillagot összenyomni és energiát is felszabadítani, valamint a felszínről érkező sugárzás, amely a felszabaduló energiát elszállítja. a csillagfejlődés fő mozgatórugói. A csillagok evolúciója egy óriási molekulafelhőben kezdődik, amelyet csillagbölcsőnek is neveznek. A galaxis „üres” terének nagy része valójában 0,1 és 1 közötti molekulát tartalmaz cm-enként?. A molekulafelhő sűrűsége körülbelül egymillió molekula per cm?. Egy ilyen felhő tömege méretéből adódóan 100 000-10 000 000-szer haladja meg a Nap tömegét: 50-300 fényév átmérőjű. Míg a felhő szabadon forog otthona galaxisa közepe körül, semmi sem történik. A gravitációs tér inhomogenitása miatt azonban zavarok léphetnek fel benne, ami helyi tömegkoncentrációhoz vezethet. Az ilyen zavarok a felhő gravitációs összeomlását okozzák. Az egyik ehhez vezető forgatókönyv két felhő ütközése. Egy másik összeomlást okozó esemény lehet egy felhő áthaladása egy spirálgalaxis sűrű karján. Szintén kritikus tényező lehet egy közeli szupernóva felrobbanása, amelynek lökéshulláma óriási sebességgel ütközik majd a molekulafelhővel. Az is lehetséges, hogy galaxisok ütköznek, ami csillagkeletkezési robbanást okozhat, mivel az egyes galaxisokban a gázfelhők összenyomódnak az ütközés következtében. Általánosságban elmondható, hogy a felhő tömegére ható erők bármilyen inhomogenitása elindíthatja a csillagkeletkezés folyamatát. A kialakult inhomogenitások miatt a molekuláris gáz nyomása már nem tudja megakadályozni a további összenyomódást, és a gravitációs vonzási erők hatására a gáz a leendő csillag középpontja körül gyülekezni kezd. A felszabaduló gravitációs energia fele a felhő fűtésére, a fele pedig fénysugárzásra megy el. A felhőkben a nyomás és a sűrűség a középpont felé növekszik, a központi rész összeomlása gyorsabban megy végbe, mint a periféria. Ahogy összehúzódik, a fotonok átlagos szabad útja csökken, és a felhő egyre kevésbé lesz átlátszó saját sugárzása számára. Ez gyorsabb hőmérséklet-emelkedéshez és még gyorsabb nyomásemelkedéshez vezet. Ennek eredményeként a nyomásgradiens kiegyenlíti a gravitációs erőt, és hidrosztatikus mag keletkezik, amelynek tömege a felhő tömegének körülbelül 1%-a. Ez a pillanat láthatatlan. A protocsillag további fejlődése az anyag felhalmozódása, amely továbbra is a mag „felszínére” hullik, ami ennek köszönhetően megnövekszik. A felhőben szabadon mozgó anyag tömege kimerül, és a csillag láthatóvá válik az optikai tartományban. Ezt a pillanatot tekintik a protocsillag fázis végének és a fiatal csillag fázis kezdetének. A csillagkeletkezés folyamata egységesen leírható, de a csillag fejlődésének további szakaszai szinte teljes mértékben a tömegétől függenek, és csak a csillagfejlődés legvégén játszhat szerepet a kémiai összetétel.

3. Egy csillag életciklusának fele

A csillagok sokféle színben és méretben kaphatók. Spektrális osztályuk a forró kéktől a hideg vörösig terjed, tömegük pedig 0,0767-től több mint 200 naptömegig terjed. A csillag fényessége és színe a felületének hőmérsékletétől függ, amelyet viszont a tömege határoz meg. Minden új csillag „elfoglalja a helyét” a fő sorozatban kémiai összetételének és tömegének megfelelően. Nem a csillag fizikai mozgásáról beszélünk - csak a jelzett diagramon elfoglalt helyzetéről, a csillag paramétereitől függően. Valójában egy csillag mozgása a diagram mentén csak a csillag paramétereinek változásának felel meg. A kicsi, hűvös vörös törpék lassan elégetik hidrogéntartalékaikat, és több százmilliárd évig a fő sorozatban maradnak, míg a hatalmas szuperóriások a kialakulás után néhány millió éven belül elhagyják a fő sorozatot. Az olyan közepes méretű csillagok, mint a Nap, átlagosan 10 milliárd évig maradnak a fő sorozatban. Úgy gondolják, hogy a Nap még mindig rajta van, mivel életciklusa közepén van. Amint egy csillag kifogy a magjából a hidrogénből, elhagyja a fő sorozatot. Egy bizonyos idő elteltével - egymilliótól több tízmilliárd évig, a kezdeti tömegtől függően - a csillag kimeríti a mag hidrogénkészletét. A nagy és forró csillagokban ez sokkal gyorsabban történik, mint a kicsiben és a hidegebb csillagokban. A hidrogénkészlet kimerülése a termonukleáris reakciók leállásához vezet. Az e reakciók által a csillag saját gravitációs vonzerejét kiegyenlítő nyomás nélkül a csillag újra összehúzódni kezd, ahogy korábban is történt kialakulása során. A hőmérséklet és a nyomás ismét emelkedik, de a protocsillag szakasztól eltérően magasabb szintre. Az összeomlás addig tart, amíg a héliummal járó termonukleáris reakciók körülbelül 100 millió K hőmérsékleten meg nem indulnak. Az anyag termonukleáris égése, amely új szinten indult újra, a csillag szörnyű tágulását okozza. A csillag „elenged”, mérete körülbelül 100-szorosára nő. Így a csillag vörös óriássá válik, és a hélium égési fázisa körülbelül több millió évig tart. Szinte minden vörös óriás változócsillag. Hogy mi történik ezután, az megint a csillag tömegétől függ.

4. Későbbi évek és a csillagok halála

Kis tömegű régi csillagok

Egyelőre nem tudni biztosan, mi történik a könnyű csillagokkal, miután hidrogénkészletük kimerül. Mivel a világegyetem életkora 13,7 milliárd év, ami nem elegendő az ilyen csillagok hidrogén-üzemanyag-készletének kimerítéséhez, a modern elméletek az ilyen csillagokban végbemenő folyamatok számítógépes szimulációin alapulnak. Egyes csillagok csak bizonyos aktív zónákban képesek héliumot szintetizálni, ami instabilitást és erős csillagszelet okoz. Ebben az esetben nem jön létre bolygóköd, és a csillag csak elpárolog, és még egy barna törpénél is kisebb lesz. A 0,5 napnál kisebb tömegű csillagok még azután sem képesek átalakítani a héliumot, ha a hidrogénnel lejátszódó reakciók megszűnnek a magban - tömegük túl kicsi ahhoz, hogy a gravitációs kompresszió új fázisát biztosítsák olyan mértékben, amely elindítja a hélium „gyulladását”. Ezek közé a csillagok közé tartoznak a vörös törpék, például a Proxima Centauri, amelyek fő sorozatában több tízmilliárd-tízbillió év van. A magjukban lezajló termonukleáris reakciók megszűnése után fokozatosan lehűlve tovább gyengén bocsátanak ki az elektromágneses spektrum infravörös és mikrohullámú tartományában.

Közepes méretű csillagok

Amikor egy átlagos méretű (0,4-3,4 naptömegű) csillag eléri a vörös óriás fázist, magjából kifogy a hidrogén, és megindulnak a szénszintézis reakciói a héliumból. Ez a folyamat magasabb hőmérsékleten megy végbe, ezért megnő az energiaáramlás a magból, ami ahhoz vezet, hogy a csillag külső rétegei tágulni kezdenek. A szénszintézis kezdete új szakaszt jelent egy csillag életében, és egy ideig folytatódik. A Naphoz hasonló méretű csillag esetében ez a folyamat körülbelül egymilliárd évig tarthat. A kibocsátott energia mennyiségének változása miatt a csillag instabil időszakokon megy keresztül, beleértve a méret, a felszíni hőmérséklet és az energiatermelés változásait. Az energiakibocsátás az alacsony frekvenciájú sugárzás felé tolódik el. Mindez az erős csillagszelek és az intenzív pulzálás miatt növekvő tömegveszteséggel jár. Az ebben a fázisban lévő csillagokat pontos jellemzőiktől függően késői típusú csillagoknak, OH-IR csillagoknak vagy Mira-szerű csillagoknak nevezik. A kilökött gáz viszonylag gazdag a csillag belsejében keletkező nehéz elemekben, például oxigénben és szénben. A gáz táguló burkot képez, és a csillagtól távolodva lehűl, lehetővé téve porrészecskék és molekulák képződését. A központi csillag erős infravörös sugárzásával ideális feltételek alakulnak ki az ilyen héjakban a maserek aktiválásához. A hélium égési reakciói nagyon hőmérsékletérzékenyek. Néha ez nagy instabilitáshoz vezet. Erős lüktetések keletkeznek, amelyek végső soron kellő gyorsulást kölcsönöznek a külső rétegeknek ahhoz, hogy azok kilökjenek és bolygóköddé alakuljanak át. A köd középpontjában megmarad a csillag csupasz magja, amelyben a termonukleáris reakciók leállnak, és ahogy lehűl, hélium fehér törpévé alakul, amelynek tömege általában 0,5-0,6 nap, átmérője pedig a csillagokon. a Föld átmérőjének sorrendje.

Fehér törpék

Nem sokkal a hélium felvillanása után a szén és az oxigén „meggyullad”; ezen események mindegyike a csillag komoly átalakulását és gyors mozgását okozza a Hertzsprung-Russell diagram mentén. A csillag légkörének mérete még tovább növekszik, és a csillagszél szétszóródó folyamai formájában gyorsan kezd gázt veszíteni. A csillag központi részének sorsa teljes mértékben a kezdeti tömegétől függ: a csillag magja fehér törpeként fejezheti be fejlődését (kis tömegű csillagok); ha tömege az evolúció későbbi szakaszaiban meghaladja a Chandrasekhar határértéket - mint egy neutroncsillag (pulzár); ha a tömeg meghaladja az Oppenheimer-határt – Volkov – mint egy fekete lyuk. Az utóbbi két esetben a csillagok evolúciójának befejezését katasztrofális események – szupernóva-robbanások – kísérik. A csillagok túlnyomó többsége, beleértve a Napot is, evolúciójukat összehúzódással fejezi be, amíg a degenerált elektronok nyomása egyensúlyba nem hozza a gravitációt. Ebben az állapotban, amikor a csillag mérete százszorosára csökken, és a sűrűség milliószor nagyobb lesz, mint a víz sűrűsége, a csillagot fehér törpének nevezik. Megfosztják az energiaforrásoktól, és fokozatosan lehűlve elsötétül és láthatatlanná válik. A Napnál nagyobb tömegű csillagokban a degenerált elektronok nyomása nem tudja megállítani a mag további összenyomódását, és az elektronok elkezdenek „nyomódni” az atommagokba, ami a protonok neutronokká történő átalakulásához vezet, amelyek között nincs elektrosztatikus taszítás. erők. Az anyag ilyen neutronizálása ahhoz a tényhez vezet, hogy a csillag méretét, amely valójában egy hatalmas atommagot képvisel, több kilométerben mérik, és a sűrűsége 100 milliószor nagyobb, mint a víz sűrűsége. Az ilyen objektumot neutroncsillagnak nevezik.

Szupermasszív sztárok

Miután a Nap ötszörösénél nagyobb tömegű csillag a vörös szuperóriás stádiumba lép, magja a gravitáció hatására zsugorodni kezd. A kompresszió növekedésével a hőmérséklet és a sűrűség növekszik, és a termonukleáris reakciók új sorozata kezdődik meg. Az ilyen reakciókban egyre nehezebb elemek szintetizálódnak: hélium, szén, oxigén, szilícium és vas, ami átmenetileg visszafogja a mag összeomlását. Végül, ahogy a periódusos rendszer nehezebb és nehezebb elemei képződnek, a vas-56 szilíciumból szintetizálódik. Ebben a szakaszban a további termonukleáris fúzió lehetetlenné válik, mivel a vas-56 mag maximális tömeghibás, és nehezebb magok képződése energia felszabadulásával lehetetlen. Ezért amikor egy csillag vasmagja elér egy bizonyos méretet, a benne lévő nyomás már nem képes ellenállni a csillag külső rétegeinek gravitációjának, és a mag azonnali összeomlása következik be az anyag neutronizálásával. Hogy ezután mi történik, az még nem teljesen világos, de mindenesetre a pillanatok alatt lezajló folyamatok egy hihetetlen erejű szupernóva robbanásához vezetnek. A kísérő neutrínókitörés lökéshullámot vált ki. A neutrínók erős sugarai és a forgó mágneses tér kiszorítja a csillag felhalmozódott anyagának nagy részét – az úgynevezett magelemeket, köztük a vasat és a könnyebb elemeket. A felrobbanó anyagot az atommagból kibocsátott neutronok bombázzák, befogják őket, és ezáltal a vasnál nehezebb elemek halmaza jön létre, beleértve a radioaktív elemeket is, egészen az uránig (sőt talán a kaliforniumig). Így a szupernóva-robbanások magyarázzák a vasnál nehezebb elemek jelenlétét a csillagközi anyagban, ami azonban nem az egyetlen lehetséges módja a keletkezésüknek, ezt például a technéciumcsillagok bizonyítják. A robbanáshullám és a neutrínó fúvókák az anyagot a haldokló csillagból a csillagközi térbe szállítják. Ezt követően, ahogy lehűl és halad az űrben, ez a szupernóva-anyag ütközhet más űrszeméttel, és esetleg részt vehet új csillagok, bolygók vagy műholdak kialakulásában. A szupernóva kialakulása során lezajló folyamatokat még mindig tanulmányozzák, és ez a kérdés egyelőre nem tisztázott. Az is kérdéses, hogy valójában mi maradt meg az eredeti sztárból. Két lehetőséget azonban mérlegelnek: neutroncsillagokat és fekete lyukakat.

Neutroncsillagok

Ismeretes, hogy egyes szupernóváknál a szuperóriás mélyén az erős gravitáció arra kényszeríti az elektronokat, hogy elnyeljék az atommagot, ahol protonokkal egyesülve neutronokat képeznek. Ezt a folyamatot neutronizációnak nevezik. A közeli atommagokat elválasztó elektromágneses erők eltűnnek. A csillag magja jelenleg atommagokból és egyedi neutronokból álló sűrű golyó. Az ilyen neutroncsillagoknak nevezett csillagok rendkívül kicsik – nem nagyobbak egy nagyváros méreténél –, és elképzelhetetlenül nagy a sűrűségük. Keringési periódusuk rendkívül lerövidül a csillag méretének csökkenésével (a szögimpulzus megmaradása miatt). Egyesek 600 fordulatot tesznek meg másodpercenként. Némelyiküknél a sugárzásvektor és a forgástengely közötti szög olyan lehet, hogy a Föld beleesik az e sugárzás által alkotott kúpba; ebben az esetben lehetséges a csillag keringési periódusával megegyező időközönként ismétlődő sugárzási impulzus észlelése. Az ilyen neutroncsillagokat „pulzároknak” nevezték, és ők lettek az első felfedezett neutroncsillagok.

Fekete lyukak

Nem minden szupernóva válik neutroncsillaggá. Ha a csillag tömege elég nagy, akkor a csillag összeomlása folytatódik, és maguk a neutronok elkezdenek befelé esni, amíg a sugara kisebb lesz, mint a Schwarzschild-sugár. Ezt követően a csillagból fekete lyuk lesz. A fekete lyukak létezését az általános relativitáselmélet jósolta meg. Ezen elmélet szerint az anyag és az információ semmilyen körülmények között nem hagyhatja el a fekete lyukat. A kvantummechanika azonban valószínűleg kivételeket tesz e szabály alól. Számos nyitott kérdés maradt. A fő közülük: „Léteznek egyáltalán fekete lyukak?” Hiszen ahhoz, hogy biztosan kijelenthessük, hogy egy adott objektum fekete lyuk, meg kell figyelni az eseményhorizontját. Ez pusztán a horizont meghatározásával lehetetlen, de ultra-hosszú alapvonalú rádióinterferometria segítségével meg lehet határozni a metrikát egy objektum közelében, valamint gyors, ezredmásodperces változékonyságot rögzíteni. Ezeknek az egy objektumban megfigyelt tulajdonságoknak végérvényesen bizonyítaniuk kell a fekete lyukak létezését.

A csillagfejlődés tanulmányozása lehetetlen egyetlen csillag megfigyelésével – sok változás a csillagokban túl lassan megy végbe ahhoz, hogy még sok évszázad elteltével is észrevehető legyen. Ezért a tudósok sok csillagot tanulmányoznak, amelyek mindegyike életciklusának egy bizonyos szakaszában van. Az elmúlt néhány évtizedben a csillagok szerkezetének számítógépes technológiával történő modellezése széles körben elterjedt az asztrofizikában.

Enciklopédiai YouTube

1 / 5

✪ Csillagok és csillagfejlődés (Szergej Popov asztrofizikus narrátora)

✪ Csillagok és csillagfejlődés (Szergej Popov és Ilgonis Vilks narrátora)

✪ A csillagok evolúciója. Egy kék óriás evolúciója 3 perc alatt

✪ Surdin V.G. Csillagfejlődés 1. rész

✪ S. A. Lamzin – „Stellar Evolution”

Feliratok

Termonukleáris fúzió a csillagok belsejében

Fiatal sztárok

A csillagkeletkezés folyamata egységesen leírható, de a csillagfejlődés további szakaszai szinte teljes mértékben a tömegétől függenek, és csak a csillag fejlődésének legvégén játszhat szerepet a kémiai összetétele.

Fiatal kis tömegű csillagok

Fiatal kis tömegű csillagok (legfeljebb három naptömeg) [ ], amelyek a fősorozathoz közelednek, teljesen konvektívek - a konvekciós folyamat a csillag teljes testét lefedi. Lényegében protocsillagokról van szó, amelyek központjában a magreakciók még csak most kezdődnek, és minden sugárzás elsősorban a gravitációs kompresszió miatt következik be. Amíg a hidrosztatikus egyensúly létre nem jön, a csillag fényereje állandó effektív hőmérsékleten csökken. A Hertzsprung-Russell diagramon az ilyen csillagok egy majdnem függőleges pályát alkotnak, amelyet Hayashi-pályának neveznek. Ahogy a tömörítés lelassul, a fiatal csillag megközelíti a fő sorozatot. Az ilyen típusú objektumok a T Tauri csillagokhoz kapcsolódnak.

Ekkor a 0,8 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok magja átlátszóvá válik a sugárzás számára, és a magban a sugárzási energiaátadás válik uralkodóvá, mivel a konvekciót egyre inkább gátolja a csillaganyag növekvő tömörödése. A csillag testének külső rétegeiben a konvektív energiaátvitel érvényesül.

Nem tudni biztosan, hogy a kisebb tömegű csillagok milyen tulajdonságokkal rendelkeznek a fősorozatba való belépés pillanatában, mivel az idő, amelyet ezek a csillagok a fiatal kategóriában töltöttek, meghaladja a Világegyetem korát. ] . A csillagok evolúciójával kapcsolatos minden elképzelés csak numerikus számításokon és matematikai modellezésen alapul.

Ahogy a csillag összehúzódik, a degenerált elektrongáz nyomása növekedni kezd, és a csillag meghatározott sugarának elérésekor a kompresszió leáll, ami a csillagmagban a kompresszió okozta további hőmérséklet-emelkedés megállásához vezet. majd annak csökkenésére. A 0,0767 naptömegnél kisebb csillagok esetében ez nem történik meg: a magreakciók során felszabaduló energia soha nem elegendő a belső nyomás és a gravitációs összenyomás egyensúlyához. Az ilyen „csillagok alatt” több energiát bocsátanak ki, mint amennyi a termonukleáris reakciók során keletkezik, és az úgynevezett barna törpék közé sorolják őket. Sorsuk az állandó kompresszió, amíg a degenerált gáz nyomása meg nem állítja, majd a fokozatos lehűlés az összes megindult termonukleáris reakció megszűnésével.

Fiatal közepes tömegű csillagok

Közepes tömegű (2-8 naptömegű) fiatal csillagok [ ] minőségileg pontosan ugyanúgy fejlődnek, mint kisebb testvéreik, azzal az eltéréssel, hogy nincs konvektív zónájuk a főszekvenciáig.

Az ilyen típusú objektumok az ún. Ae\Be Herbig csillagok szabálytalan változókkal, B-F0 spektrális osztályú. Korongokat és bipoláris fúvókákat is kiállítanak. Az anyag felszínről való kiáramlásának sebessége, a fényesség és az effektív hőmérséklet lényegesen magasabb, mint a Taurusnál, így hatékonyan felmelegítik és szétoszlatják a protostelláris felhő maradványait.

Fiatal csillagok, amelyek tömege meghaladja a 8 naptömeget

Az ilyen tömegű csillagok már rendelkeznek a normál csillagok jellemzőivel, mivel átmentek az összes köztes szakaszon, és olyan sebességű magreakciókat tudtak elérni, amelyek kompenzálták a sugárzás által elveszített energiát, miközben a tömeg felhalmozódott a mag hidrosztatikus egyensúlyának eléréséhez. Ezeknél a csillagoknál a tömeg és a fényerő kiáramlása olyan nagy, hogy nemcsak megállítják a molekulafelhő azon külső tartományainak gravitációs összeomlását, amelyek még nem váltak a csillag részévé, hanem éppen ellenkezőleg, eloszlatják azokat. Így a létrejövő csillag tömege észrevehetően kisebb, mint a protostelláris felhő tömege. Valószínűleg ez magyarázza, hogy galaxisunkban hiányoznak a körülbelül 300 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok.

Egy csillag életciklusának fele

A csillagok sokféle színben és méretben kaphatók. A legfrissebb becslések szerint spektrális osztályuk szerint a forró kéktől a hidegvörösig terjednek, tömegük pedig 0,0767-től körülbelül 300 naptömegig terjed. A csillag fényessége és színe a felszíni hőmérsékletétől függ, amelyet viszont a tömege határoz meg. Minden új csillag „elfoglalja a helyét” a fő sorozatban kémiai összetételének és tömegének megfelelően. Természetesen nem a csillag fizikai mozgásáról beszélünk - csak a jelzett diagramon elfoglalt helyzetéről, a csillag paramétereitől függően. Valójában egy csillag mozgása a diagram mentén csak a csillag paramétereinek változásának felel meg.

Az anyag termonukleáris „égése”, amely új szinten folytatódik, a csillag szörnyű tágulását okozza. A csillag "duzzad", nagyon "lazává" válik, mérete körülbelül 100-szorosára nő. Így a csillag vörös óriássá válik, és a hélium égési fázisa körülbelül több millió évig tart. Szinte minden vörös óriás változócsillag.

A csillagfejlődés utolsó szakaszai

Kis tömegű régi csillagok

Jelenleg nem tudni biztosan, mi történik a könnyű csillagokkal, miután magjukban a hidrogénkészlet kimerül. Mivel az Univerzum életkora 13,7 milliárd év, ami nem elegendő az ilyen csillagok hidrogén-üzemanyag-készletének kimerítéséhez, a modern elméletek az ilyen csillagokban végbemenő folyamatok számítógépes szimulációin alapulnak.

Egyes csillagok csak bizonyos aktív zónákban képesek héliumot szintetizálni, ami instabilitást és erős csillagszelet okoz. Ebben az esetben nem jön létre bolygóköd, és a csillag csak elpárolog, és még egy barna törpénél is kisebb lesz [ ] .

A 0,5 napnál kisebb tömegű csillag még azután sem képes átalakítani a héliumot, ha a hidrogénnel járó reakciók leállnak a magjában – egy ilyen csillag tömege túl kicsi ahhoz, hogy a gravitációs összenyomás új fázisát olyan mértékben biztosítsa, amely elegendő a „gyulladáshoz”. hélium Ilyen csillagok közé tartoznak a vörös törpék, például a Proxima Centauri, amelyek tartózkodási ideje a fő sorozaton több tízmilliárdtól több tíz billió évig terjed. A magjukban lezajló termonukleáris reakciók megszűnése után fokozatosan lehűlve továbbra is gyengén bocsátanak ki az elektromágneses spektrum infravörös és mikrohullámú tartományában.

Közepes méretű csillagok

Elérve közepes méretű csillag (0,4-3,4 naptömeg) [ ] a vörös óriás fázisból a hidrogén elfogy a magjában, és megindulnak a szén szintézisének reakciói a héliumból. Ez a folyamat magasabb hőmérsékleten megy végbe, ezért a magból kiáramló energia megnő, és ennek eredményeként a csillag külső rétegei tágulni kezdenek. A szénszintézis kezdete új szakaszt jelent egy csillag életében, és egy ideig folytatódik. A Naphoz hasonló méretű csillag esetében ez a folyamat körülbelül egymilliárd évig tarthat.

A kibocsátott energia mennyiségének változása miatt a csillag instabil időszakokon megy keresztül, beleértve a méret, a felszíni hőmérséklet és az energiafelszabadulás változásait. Az energiakibocsátás az alacsony frekvenciájú sugárzás felé tolódik el. Mindez az erős csillagszelek és az intenzív pulzálás miatt növekvő tömegveszteséggel jár. Az ebben a fázisban lévő csillagokat „késői típusú csillagoknak” (vagy „nyugdíjas csillagoknak” is) nevezik, OH -IR csillagok vagy Mira-szerű csillagok, pontos jellemzőiktől függően. A kilökött gáz viszonylag gazdag a csillag belsejében keletkező nehéz elemekben, például oxigénben és szénben. A gáz táguló burkot képez, és a csillagtól távolodva lehűl, lehetővé téve porrészecskék és molekulák képződését. A forráscsillag erős infravörös sugárzásával ideális feltételek alakulnak ki az ilyen héjakban a kozmikus maserek aktiválásához.

A hélium termonukleáris égési reakciói nagyon érzékenyek a hőmérsékletre. Néha ez nagy instabilitáshoz vezet. Erős lüktetések keletkeznek, amelyek eredményeképpen kellő gyorsulást adnak a külső rétegeknek ahhoz, hogy azok kilökjenek és bolygóköddé alakuljanak át. Egy ilyen köd középpontjában megmarad a csillag csupasz magja, amelyben a termonukleáris reakciók leállnak, és ahogy lehűl, hélium fehér törpévé alakul, amelynek tömege általában 0,5-0,6 naptömeg és átmérője is lehet. a Föld átmérőjének nagyságrendje szerint.

A csillagok túlnyomó többsége, beleértve a Napot is, összehúzódással fejezi be evolúcióját, amíg a degenerált elektronok nyomása egyensúlyba nem hozza a gravitációt. Ebben az állapotban, amikor a csillag mérete százszorosára csökken, és a sűrűség milliószor nagyobb lesz, mint a víz sűrűsége, a csillagot fehér törpének nevezik. Megfosztják energiaforrásaitól, és fokozatosan lehűlve láthatatlan fekete törpévé válik.

A Napnál nagyobb tömegű csillagokban a degenerált elektronok nyomása nem tudja megállítani a mag további összenyomódását, és az elektronok elkezdenek „nyomódni” atommagokká, ami a protonokat neutronokká alakítja, amelyek között nincs elektrosztatikus taszító erő. Az anyagnak ez a neutronizálása oda vezet, hogy a csillag méretét, amely ma valójában egy hatalmas atommag, több kilométerben mérik, és sűrűsége 100 milliószor nagyobb, mint a víz sűrűsége. Az ilyen objektumot neutroncsillagnak nevezik; egyensúlyát a degenerált neutronanyag nyomása tartja fenn.

Szupermasszív sztárok

Miután egy öt naptömegnél nagyobb tömegű csillag a vörös szuperóriás állapotába lép, magja a gravitációs erők hatására zsugorodni kezd. A kompresszió növekedésével a hőmérséklet és a sűrűség növekszik, és a termonukleáris reakciók új sorozata kezdődik meg. Az ilyen reakciókban egyre nehezebb elemek szintetizálódnak: hélium, szén, oxigén, szilícium és vas, ami átmenetileg visszafogja a mag összeomlását.

Ennek eredményeként, ahogy a periódusos rendszer egyre nehezebb elemei képződnek, a vas-56 szilíciumból szintetizálódik. Ebben a szakaszban a további exoterm termonukleáris fúzió lehetetlenné válik, mivel a vas-56 mag maximális tömeghibás, és nehezebb magok képződése energia felszabadulásával lehetetlen. Ezért amikor egy csillag vasmagja elér egy bizonyos méretet, a benne lévő nyomás már nem képes ellenállni a csillag fedőrétegeinek súlyának, és a mag azonnali összeomlása az anyag neutronizálásával történik.

Hogy ezután mi történik, az még nem teljesen világos, de mindenesetre a pillanatok alatt lezajló folyamatok hihetetlen erejű szupernóva-robbanáshoz vezetnek.

Az erős neutrínó sugarak és a forgó mágneses tér kiszorítja a csillag felhalmozódott anyagának nagy részét. [ ] - úgynevezett ülőelemek, beleértve a vasat és a könnyebb elemeket. A felrobbanó anyagot a csillagmagból kiszabaduló neutronok bombázzák, befogják őket, és ezáltal a vasnál nehezebb elemek halmazát hoznak létre, beleértve a radioaktívakat is, egészen az uránig (és talán még a kaliforniumig is). A szupernóva-robbanások tehát megmagyarázzák a vasnál nehezebb elemek jelenlétét a csillagközi anyagokban, de nem ez az egyetlen lehetséges módja a keletkezésüknek, amit például a technéciumcsillagok is demonstrálnak.

Robbanáshullám és neutrínósugarak szállítják el az anyagot a haldokló csillagtól [ ] a csillagközi térbe. Ezt követően, ahogy lehűl és halad az űrben, ez a szupernóva-anyag ütközhet más kozmikus „mentőanyaggal”, és esetleg részt vehet új csillagok, bolygók vagy műholdak kialakulásában.

A szupernóva kialakulása során lezajló folyamatokat még mindig tanulmányozzák, és ez a kérdés egyelőre nem tisztázott. Az is kérdéses, hogy valójában mi maradt meg az eredeti sztárból. Két lehetőséget azonban mérlegelnek: neutroncsillagokat és fekete lyukakat.

Neutroncsillagok

Ismeretes, hogy egyes szupernóváknál a szuperóriás mélyén az erős gravitáció arra kényszeríti az elektronokat, hogy elnyeljék az atommagot, ahol protonokkal egyesülve neutronokat képeznek. Ezt a folyamatot neutronizációnak nevezik. A közeli atommagokat elválasztó elektromágneses erők eltűnnek. A csillag magja jelenleg atommagokból és egyedi neutronokból álló sűrű golyó.

Az ilyen, neutroncsillagoknak nevezett csillagok rendkívül kicsik – nem nagyobbak egy nagyváros méreténél –, és elképzelhetetlenül nagy a sűrűségük. Keringési periódusuk rendkívül lerövidül a csillag méretének csökkenésével (a szögimpulzus megmaradása miatt). Egyes neutroncsillagok másodpercenként 600-szor forognak. Némelyiküknél a sugárzásvektor és a forgástengely közötti szög olyan lehet, hogy a Föld beleesik az e sugárzás által alkotott kúpba; ebben az esetben lehetséges a csillag keringési periódusával megegyező időközönként ismétlődő sugárzási impulzus észlelése. Az ilyen neutroncsillagokat „pulzároknak” nevezték, és ők lettek az első neutroncsillagok, amelyeket felfedeztek.

Fekete lyukak

Nem minden csillag válik neutroncsillaggá, miután átment a szupernóva-robbanási fázison. Ha a csillag tömege kellően nagy, akkor egy ilyen csillag összeomlása folytatódik, és maguk a neutronok elkezdenek befelé esni, amíg a sugara kisebb lesz, mint a Schwarzschild-sugár. Ezt követően a csillagból fekete lyuk lesz.

A fekete lyukak létezését az általános relativitáselmélet jósolta meg. Ezen elmélet szerint

Tekintsük röviden a csillagfejlődés főbb szakaszait.

A csillagok fizikai jellemzőinek, belső szerkezetének és kémiai összetételének időbeli változásai.

Az anyag töredezettsége. .

Feltételezzük, hogy a csillagok a gáz- és porfelhő-töredékek gravitációs összenyomása során keletkeznek. Tehát az úgynevezett gömböcskék a csillagkeletkezés helyei lehetnek.

A gömbölyű egy sűrű, átlátszatlan molekuláris por (gáz-por) csillagközi felhő, amelyet a világító gáz- és porfelhők hátterében sötét kerek képződmény formájában figyelnek meg. Főleg molekuláris hidrogénből (H2) és héliumból (Ő ) más gázok molekuláinak és szilárd csillagközi porszemcséknek a keverékével. A gáz hőmérséklete a gömbben (főleg a molekuláris hidrogén hőmérséklete) T≈ 10 ÷ 50K, átlagos sűrűség n~ 10 5 részecske/cm 3, ami több nagyságrenddel nagyobb, mint a legsűrűbb hagyományos gáz- és porfelhőkben, átmérő D~ 0,1 ÷ 1. A gömbök tömege M≤ 10 2 × M ⊙ . Egyes gömböcskékben fiatal típusú T Bika.

A felhőt saját gravitációja összenyomja a gravitációs instabilitás következtében, amely akár spontán módon, akár a felhőnek egy másik közeli csillagkeletkezési forrásból származó szuperszonikus csillagszél áramlásából származó lökéshullámmal való kölcsönhatás eredményeként keletkezhet. A gravitációs instabilitásnak más okai is lehetnek.

Az elméleti tanulmányok azt mutatják, hogy olyan körülmények között, amelyek a közönséges molekulafelhőkben léteznek (T≈ 10 ÷ 30K és n ~ 10 2 részecske/cm 3), a kezdeti M tömegű felhőtérfogatban fordulhat elő≥ 10 3 × M ⊙ . Egy ilyen összehúzódó felhőben további kevésbé masszív darabokra bomlás lehetséges, amelyek mindegyike saját gravitációja hatására össze is tömörül. A megfigyelések azt mutatják, hogy a Galaxisban a csillagkeletkezési folyamat során nem egy, hanem különböző tömegű csillagok csoportja születik, például egy nyitott csillaghalmaz.

A felhő központi részeiben összenyomva a sűrűség növekszik, ami egy pillanatot eredményez, amikor a felhő ezen részének anyaga átlátszatlanná válik saját sugárzása számára. A felhő mélyén stabil, sűrű páralecsapódás jelenik meg, amelyet a csillagászok ó-nak neveznek.

Az anyag feldarabolódása egy molekuláris porfelhő kisebb részekre bomlása, melynek további része a megjelenéshez vezet.

- egy színpadon lévő csillagászati ​​objektum, amelyből egy idő után (ezúttal a naptömeg számára T~ 10 8 év) normális alakul ki.

Az anyag további hullásával a gázhéjból a magra (akkréció) ez utóbbi tömege, így a hőmérséklet is annyira megnövekszik, hogy a gáz és a sugárzási nyomás összevethető az erőkkel. A kerneltömörítés leáll. A képződményt gázból és porból álló héj veszi körül, amely átlátszatlan az optikai sugárzás számára, és csak az infravörös és a hosszabb hullámhosszú sugárzást engedi át. Egy ilyen tárgyat (-gubót) a rádió- és infravörös sugárzás erőteljes forrásaként figyelnek meg.

A mag tömegének és hőmérsékletének további növekedésével a fénynyomás megállítja a felhalmozódást, és a héj maradványai szétszóródnak a világűrben. Megjelenik egy fiatal, amelynek fizikai jellemzői tömegétől és kezdeti kémiai összetételétől függenek.

A születő csillagok fő energiaforrása nyilvánvalóan a gravitációs kompresszió során felszabaduló energia. Ez a feltevés a viriális tételből következik: stacionárius rendszerben a potenciális energia összege E p a rendszer összes tagja és a kettős kinetikus energia 2 E to ezen feltételek közül nulla:

E p + 2 E k = 0. (39)

A tétel olyan részecskék rendszereire érvényes, amelyek a tér korlátozott tartományában olyan erők hatására mozognak, amelyek nagysága fordítottan arányos a részecskék közötti távolság négyzetével. Ebből következik, hogy a termikus (kinetikus) energia egyenlő a gravitációs (potenciális) energia felével. Amikor egy csillag összehúzódik, a csillag összenergiája csökken, míg a gravitációs energia csökken: a gravitációs energia változásának fele sugárzással távozik a csillagból, a második felének köszönhetően pedig a csillag hőenergiája nő.

Fiatal kis tömegű csillagok(legfeljebb három naptömeg), amelyek a fősorozathoz közelednek, teljesen konvektívek; a konvekciós folyamat a csillag minden területére kiterjed. Lényegében protocsillagokról van szó, amelyek középpontjában a nukleáris reakciók csak most kezdődnek, és az összes sugárzás elsősorban ennek köszönhető. Egyelőre nem sikerült megállapítani, hogy a csillag állandó effektív hőmérsékleten fogy. A Hertzsprung-Russell diagramon az ilyen csillagok egy majdnem függőleges pályát alkotnak, amelyet Hayashi-pályának neveznek. Ahogy a tömörítés lelassul, a fiatal közeledik a fő sorozathoz.

A csillag összehúzódásával a degenerált elektrongáz nyomása növekedni kezd, és a csillag meghatározott sugarának elérésekor a kompresszió leáll, ami a kompresszió okozta központi hőmérséklet további növekedésének leállásához vezet, ill. majd annak csökkenésére. A 0,0767 naptömegnél kisebb csillagoknál ez nem történik meg: a magreakciók során felszabaduló energia soha nem elegendő a belső nyomás kiegyenlítéséhez és. Az ilyen „csillagok” több energiát bocsátanak ki, mint amennyi a magreakciók során keletkezik, és az ún. sorsuk az állandó kompresszió, amíg a degenerált gáz nyomása meg nem állítja, majd a fokozatos lehűlés az összes megindult nukleáris reakció megszűnésével..

A közepes tömegű (a Nap tömegének 2-8-szorosát meghaladó) fiatal csillagok minőségileg pontosan ugyanúgy fejlődnek, mint kisebb testvéreik, azzal a különbséggel, hogy a fősorozatig nincs konvektív zónájuk.

8 naptömegnél nagyobb tömegű csillagokmár a normál csillagok jellemzőivel rendelkeznek, mivel az összes közbenső szakaszon átmentek, és olyan sebességű magreakciókat tudtak elérni, hogy kompenzálják a magtömeg felhalmozódása közben a sugárzásból kieső energiát. A tömegek kiáramlása ezekből a csillagokból olyan nagy, hogy nemcsak megállítja a molekulafelhő külső tartományainak összeomlását, amelyek még nem váltak a csillag részévé, hanem éppen ellenkezőleg, felolvasztja azokat. Így a létrejövő csillag tömege észrevehetően kisebb, mint a protostelláris felhő tömege.

Fő sorozat

A csillag hőmérséklete addig növekszik, amíg a középső régiókban el nem éri azt az értéket, amely elegendő ahhoz, hogy lehetővé tegye a termonukleáris reakciókat, amelyek aztán a csillag fő energiaforrásává válnak. Hatalmas csillagokhoz ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) a hidrogén „égése” a szénkörforgásban; A Nap tömegével egyenlő vagy annál kisebb tömegű csillagok esetében a proton-proton reakció során energia szabadul fel. egyensúlyi állapotba kerül, és elfoglalja helyét a Hertzsprung-Russell diagram fő sorozatában: egy nagy tömegű csillagnak nagyon magas a maghőmérséklete ( T ≥ 3 × 10 7 K ), az energiatermelés nagyon intenzív, - a fősorozaton a Nap feletti helyet foglal el a korai ( O … A , (F )); egy kis tömegű csillagnak viszonylag alacsony a maghőmérséklete ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), az energiatermelés nem olyan intenzív, - a fősorozaton a Nap mellett vagy alatt foglal helyet a késői tartományban (( F), G, K, M).

A természet által a létezésére szánt idő 90%-át a főszekvencián tölti. Az idő, amit egy csillag a sorozat fő szakaszában tölt, a tömegétől is függ. Igen, tömeggel M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O vagy B körülbelül 10 7 évig a főszekvencia szakaszban van, míg a vörös törpe K 5 tömegével M ≈ 0,5 × M ⊙ körülbelül 10 11 éve van a fő szekvencia szakaszban, vagyis a Galaxis korához hasonlítható idő. A masszív forró csillagok gyorsan átjutnak az evolúció következő szakaszaiba, a hideg törpék pedig a fő szekvencia szakaszban vannak a Galaxis fennállása során. Feltételezhető, hogy a vörös törpék alkotják a Galaxis fő populációját.

Vörös óriás (szuperóriás).

A hidrogén gyors égése a nagy tömegű csillagok központi régióiban héliummag megjelenéséhez vezet. Ha a hidrogén tömegének több százaléka a magban van, a hidrogén héliummá történő átalakulásának szénreakciója szinte teljesen leáll. A mag összehúzódik, aminek következtében a hőmérséklete megemelkedik. A héliummag gravitációs összenyomódása által okozott felmelegedés következtében a hidrogén „meggyullad”, és energiafelszabadulás kezdődik a csillag magja és a kiterjesztett héja között elhelyezkedő vékony rétegben. A héj kitágul, a csillag sugara nő, az effektív hőmérséklet csökken és nő. „elhagyja” a fő sorozatot, és az evolúció következő szakaszába lép - egy vörös óriás állapotába, vagy ha a csillag tömege M > 10 × M ⊙ , a vörös szuperóriás szakaszba.

A hőmérséklet és a sűrűség növekedésével a hélium elkezd „égni” a magban. at T ~ 2 × 10 8 K és r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 -nél beindul egy termonukleáris reakció, amit terner reakciónak nevezünk a -folyamat: háromból a -részecskék (hélium magok 4Ő ) egy stabil szén 12 C atommag keletkezik. A csillag magjának tömegénél M< 1,4 × M ⊙ тройной a -a folyamat robbanásszerű energiafelszabaduláshoz vezet - hélium villanáshoz, ami egy adott csillag esetében többször is megismétlődhet.

Az óriás vagy szuperóriás stádiumban lévő hatalmas csillagok központi tartományában a hőmérséklet emelkedése szén-, szén-oxigén- és oxigénmagok egymás utáni kialakulásához vezet. A szén kiégése után olyan reakciók mennek végbe, amelyek következtében nehezebb kémiai elemek, esetleg vasmagok képződnek. Egy hatalmas csillag további evolúciója a héj kilökődéséhez, a csillag nóvaként való kitöréséhez, vagy a csillagok fejlődésének végső szakaszát jelentő objektumok kialakulásához vezethet: fehér törpe, neutroncsillag, ill. egy fekete lyuk.

Az evolúció utolsó szakasza az összes normál csillag fejlődési szakasza, miután ezek a csillagok kimerítették termonukleáris tüzelőanyagukat; a termonukleáris reakciók, mint a csillagok energiaforrásának leállítása; a csillag átmenete tömegétől függően fehér törpe vagy fekete lyuk állapotába.

A fehér törpék az összes M tömegű normál csillag fejlődésének utolsó szakaszai< 3 ÷ 5 × M ⊙ miután ezek kimerítették termonukleáris üzemanyagukat. Miután túljutott egy vörös óriás (vagy szubóriás) stádiumán, leveti a héját, és feltárja a magot, amely lehűlve fehér törpévé válik. Kis sugár (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) és fehér vagy fehér-kék színű (T b.k ~ 10 4 K) meghatározta a csillagászati ​​objektumok ezen osztályának nevét. A fehér törpe tömege mindig kisebb, mint 1,4×M⊙ - bebizonyosodott, hogy nagy tömegű fehér törpék nem létezhetnek. A Nap tömegéhez hasonló tömegű és a Naprendszer nagy bolygóinak méretéhez hasonló méretű fehér törpék átlagos sűrűsége óriási: ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3, vagyis egy 1 cm 3 térfogatú fehér törpeanyag súlya egy tonnát nyom! Gravitációs gyorsulás a felületen g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (hasonlítsa össze a földfelszíni gyorsulással - g ≈980 cm/s 2). A csillag belső tartományait érő ilyen gravitációs terhelés mellett a fehér törpe egyensúlyi állapotát a degenerált gáz (főleg degenerált elektrongáz, mivel az ionkomponens hozzájárulása kicsi) nyomása tartja fenn. Emlékezzünk vissza, hogy azt a gázt, amelyben a részecskék Maxwell-féle sebességeloszlása ​​nincs, degeneráltnak nevezzük. Egy ilyen gázban a hőmérséklet és a sűrűség bizonyos értékeinél a v = 0 és v = v max tartományban bármilyen sebességű részecskék (elektronok) száma azonos lesz. A v max értéket a gáz sűrűsége és hőmérséklete határozza meg. Fehér törpe masszával M b.k > 1,4 × M ⊙ az elektronok maximális sebessége a gázban összemérhető a fénysebességgel, a degenerált gáz relativisztikussá válik, nyomása pedig már nem képes ellenállni a gravitációs összenyomásnak. A törpe sugara nullára hajlamos - ponttá „összeomlik”.

A fehér törpék vékony, forró légköre vagy hidrogénből áll, gyakorlatilag semmilyen más elem nem mutatható ki a légkörben; vagy héliumból, míg a hidrogén a légkörben százezerszer kevesebb, mint a normál csillagok légkörében. A spektrum típusa szerint a fehér törpék az O, B, A, F spektrális osztályokba tartoznak. A fehér törpék „megkülönböztetésére” a normál csillagoktól a D betűt a megjelölés (DOVII, DBVII stb.) elé helyezzük. az angol Degenerate szó első betűje - degenerate). A fehér törpe sugárzásának forrása az a hőenergia-tartalék, amelyet a fehér törpe a szülőcsillag magjaként kapott. Sok fehér törpe erős mágneses mezőt örökölt szüleitől, amelynek intenzitását H ~ 10 8 E. Úgy tartják, hogy a fehér törpék száma a Galaxis összes csillagának körülbelül 10%-a.

ábrán. A 15. ábra a Szíriusz fényképét mutatja - az égbolt legfényesebb csillagáról (α Canis Majoris; m v = -1 m ,46; A1V osztály). A képen látható korong a fotográfiai besugárzás és a fény diffrakciója a teleszkóp lencséjén, vagyis maga a csillag korongja nincs felbontva a fényképen. A Sirius fényképészeti korongjáról érkező sugarak a fényáram hullámfrontjának torzulásának nyomai a távcső optikájának elemein. A Szíriusz a Naptól 2,64 távolságra található, a Szíriuszról érkező fény 8,6 év alatt éri el a Földet – így a Naphoz legközelebb eső csillagok egyike. A Szíriusz 2,2-szer nagyobb tömegű, mint a Nap; az M v = +1 m .43, vagyis szomszédunk 23-szor több energiát bocsát ki, mint a Nap.

A fénykép egyedisége abban rejlik, hogy a Sirius képével együtt sikerült képet készíteni a műholdjáról - a műhold fényes ponttal „világít” a Sirius bal oldalán. Szíriusz - teleszkóposan: magát a Siriust A betűvel, műholdját B betűvel jelöli. A Szíriusz látszólagos magnitúdója B m v = +8 m ,43, azaz közel 10 000-szer gyengébb, mint a Sirius A. A Szíriusz B tömege majdnem pontosan megegyezik a Nap tömegével, sugara körülbelül 0,01 a Nap sugarának, a felszínnek A hőmérséklet körülbelül 12000 K, de a Sirius B 400-szor kevesebbet bocsát ki, mint a Nap. Sirius B egy tipikus fehér törpe. Sőt, ez az első fehér törpe, amelyet egyébként Alfven Clarke fedezett fel 1862-ben egy távcsővel végzett vizuális megfigyelés során.

A Sirius A és a Sirius B egy közös tér körül keringenek 50 éves periódussal; az A és B komponensek közötti távolság mindössze 20 AU.

V. M. Lipunov találó megjegyzése szerint „beérnek” a hatalmas (több mint 10 tömegű) csillagok belsejében.×M⊙ )". A neutroncsillaggá fejlődő csillagok magjainak 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; Miután a termonukleáris reakciók forrásai kiszáradnak, és a szülő az anyag jelentős részét egy fáklyában kilöki, ezek az atommagok a csillagvilág független, nagyon sajátos tulajdonságokkal rendelkező objektumaivá válnak. Az anyacsillag magjának összenyomódása a magsűrűséggel összemérhető sűrűségnél megáll (ρ n. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm 3). Ilyen tömeggel és sűrűséggel a születés sugara csak 10, és három rétegből áll. A külső réteget (vagy külső kérget) vasatommagok kristályrácsa alkotja ( Fe 10 15 g/cm 3). Ilyen tömeggel és sűrűséggel a születés sugara csak 10, és három rétegből áll. A külső réteget (vagy külső kérget) vasatommagok kristályrácsa alkotja ( ) más fémek atommagjainak esetleges kismértékű elegyével; A külső kéreg vastagsága mindössze 600 m, sugara 10 km. A külső kéreg alatt egy másik belső kemény kéreg található, amely vasatomokból áll (≈ ), de ezek az atomok túldúsítottak neutronokkal. Ennek a kéregnek a vastagsága

2 km. A belső kéreg a folyékony neutronmaggal határos, amelyben a fizikai folyamatokat a neutronfolyadék figyelemreméltó tulajdonságai - a szuperfluiditás, illetve szabad elektronok és protonok jelenlétében a szupravezetés határozzák meg. Lehetséges, hogy az anyag a közepén mezonokat és hiperonokat tartalmazhat. Gyorsan forognak egy tengely körül - másodpercenként egytől több száz fordulatig. Ilyen forgás mágneses tér jelenlétében ( H ~ 10 13 ÷

10 15 Oe) gyakran a csillagsugárzás pulzálásának megfigyelt hatásához vezet az elektromágneses hullámok különböző tartományaiban. Egy ilyen pulzárt láttunk a Rák-köd belsejében. Teljes szám

a forgási sebesség már nem elegendő a részecske kilökéséhez, így nem lehet rádiópulzár. Azonban még mindig nagy, és a környező neutroncsillag, amelyet a mágneses tér elfogott, nem tud leesni, vagyis az anyag felhalmozódása nem történik meg. A forgási sebesség olyan mértékben csökken, hogy már semmi sem akadályozza meg, hogy az anyag egy ilyen neutroncsillagra essen. A leeső plazma a mágneses erővonalak mentén mozog, és a pólusok tartományában szilárd felületet ér, és akár több tízmillió fokot is felmelegít. Az ilyen magas hőmérsékletre felmelegített anyag a röntgensugár tartományában világít. Az a terület, ahol a lehulló anyag kölcsönhatásba lép a csillag felszínével, nagyon kicsi - csak körülbelül 100 méter. A csillag forgása miatt ez a forró pont időszakonként eltűnik a látómezőből, amit a megfigyelő lüktetésként érzékel. Az ilyen objektumokat röntgenpulzároknak nevezzük.

Georotator. Az ilyen neutroncsillagok forgási sebessége alacsony, és nem akadályozza meg az akkréciót. De a magnetoszféra méretei olyanok, hogy a plazmát a mágneses tér leállítja, mielőtt a gravitáció befogná.

Ha ez egy szoros kettős rendszer alkotóeleme, akkor az anyagot a normál csillagból (a második komponensből) a neutroncsillagba „szivattyúzzák”. A tömeg meghaladhatja a kritikus értéket (M > 3×M⊙ ), akkor a csillag gravitációs stabilitása megsérül, semmi sem tud ellenállni a gravitációs összenyomásnak, és a gravitációs sugara alá „megy”

r g = 2 × G × M/c 2, (40)

„fekete lyuká” változott. Az adott képletben r g: M a csillag tömege, c a fénysebesség, G a gravitációs állandó.

A fekete lyuk olyan objektum, amelynek gravitációs tere olyan erős, hogy sem részecske, sem foton, sem anyagi test nem tudja elérni a második kozmikus sebességet és kijutni a világűrbe.

A fekete lyuk egyedülálló objektum abban az értelemben, hogy a benne zajló fizikai folyamatok természete még nem hozzáférhető az elméleti leírás számára. A fekete lyukak létezése elméleti megfontolásokból következik, a valóságban gömbhalmazok, kvazárok, óriásgalaxisok központi tartományaiban helyezkedhetnek el, így galaxisunk középpontjában is.