Különböző tömegű csillagok evolúciója. A csillagok életciklusa

Az Univerzum egy folyamatosan változó makrokozmosz, ahol minden tárgy, anyag vagy anyag átalakulás és változás állapotában van. Ezek a folyamatok több milliárd évig tartanak. Az emberi élet tartamához képest ez a felfoghatatlan időtartam óriási. Kozmikus léptékben ezek a változások meglehetősen múlékonyak. A csillagok, amelyeket most az éjszakai égbolton látunk, ugyanazok voltak több ezer évvel ezelőtt, amikor az egyiptomi fáraók láthatták őket, de valójában ez idő alatt az égitestek fizikai tulajdonságainak változása egy pillanatra sem állt meg. Csillagok születnek, élnek és természetesen öregszenek – a csillagok evolúciója a megszokott módon zajlik.

Az Ursa Major csillagkép csillagainak helyzete a különböző történelmi időszakokban a 100 000 évvel ezelőtti intervallumban - a mi időnkben és 100 ezer év után

A csillagok evolúciójának értelmezése az átlagember szemszögéből

Az átlagember számára az űr a nyugalom és a csend világának tűnik. Valójában az Univerzum egy óriási fizikai laboratórium, ahol óriási átalakulások mennek végbe, amelyek során a csillagok kémiai összetétele, fizikai jellemzői és szerkezete megváltozik. Egy csillag élete addig tart, amíg fénylik és hőt ad ki. Egy ilyen ragyogó állapot azonban nem tart örökké. A fényes születést a csillagérettség időszaka követi, amely óhatatlanul az égitest elöregedésével és halálával ér véget.

Egy protocsillag kialakulása gáz- és porfelhőből 5-7 milliárd évvel ezelőtt

A csillagokkal kapcsolatos mai információink a tudomány keretei közé illeszkednek. A termodinamika magyarázatot ad a hidrosztatikai és termikus egyensúlyi folyamatokra, amelyekben a csillaganyag található. A nukleáris és kvantumfizika lehetővé teszi számunkra, hogy megértsük a magfúzió bonyolult folyamatát, amely lehetővé teszi a csillagok létezését, hőt bocsátva ki és fényt adva a környező térnek. Egy csillag születésekor hidrosztatikai és termikus egyensúly jön létre, amelyet saját energiaforrásai tartanak fenn. A ragyogó sztárkarrier végén ez az egyensúly megbomlik. Visszafordíthatatlan folyamatok sorozata veszi kezdetét, amelynek eredménye a csillag pusztulása vagy összeomlása - az égitest azonnali és ragyogó halálának grandiózus folyamata.

A szupernóva-robbanás a világegyetem korai éveiben született csillag életének fényes befejezése.

A csillagok fizikai jellemzőiben bekövetkező változások a tömegüknek köszönhetőek. Az objektumok evolúciós sebességét befolyásolják kémiai összetételük, és bizonyos mértékig a meglévő asztrofizikai paraméterek - a forgási sebesség és a mágneses tér állapota. A leírt folyamatok óriási időtartama miatt nem lehet pontosan beszélni arról, hogyan történik minden valójában. Az evolúció sebessége és az átalakulás szakaszai a csillag születési idejétől és a születés időpontjában az Univerzumban elfoglalt helyétől függenek.

A csillagok evolúciója tudományos szempontból

Bármely csillag hideg csillagközi gázcsomóból születik, amely külső és belső gravitációs erők hatására gázgömb állapotba sűrül. A gáznemű anyag összenyomásának folyamata egy pillanatra sem áll le, amit kolosszális hőenergia-felszabadulás kísér. Az új formáció hőmérséklete addig emelkedik, amíg a termonukleáris fúzió meg nem indul. Ettől a pillanattól kezdve a csillaganyag összenyomódása leáll, és egyensúly jön létre az objektum hidrosztatikai és termikus állapota között. Az Univerzum feltöltődött egy új, teljes értékű csillaggal.

A csillagok fő tüzelőanyaga a hidrogénatom egy beindított termonukleáris reakció eredményeként.

A csillagok evolúciójában alapvető fontosságúak a hőenergia-forrásaik. A csillag felszínéről az űrbe szökő sugárzó és hőenergia az égitest belső rétegeinek hűtésével pótolódik. A folyamatosan fellépő termonukleáris reakciók és a gravitációs kompresszió a csillag beleiben pótolja a veszteséget. Amíg elegendő nukleáris üzemanyag van a csillag belsejében, a csillag erős fénnyel világít és hőt bocsát ki. Amint a termonukleáris fúzió lelassul vagy teljesen leáll, a csillag belső összenyomódásának mechanizmusa aktiválódik, hogy fenntartsa a termikus és termodinamikai egyensúlyt. Ebben a szakaszban az objektum már hőenergiát bocsát ki, ami csak az infravörös tartományban látható.

A leírt folyamatok alapján megállapíthatjuk, hogy a csillagok evolúciója a csillagok energiaforrásainak következetes változását jelenti. A modern asztrofizikában a csillagok átalakulási folyamatai három skála szerint rendezhetők:

• nukleáris idővonal;
• a csillagok életének termikus időszaka;
• egy világítótest élettartamának dinamikus szegmense (végső).

Minden egyes esetben figyelembe veszik azokat a folyamatokat, amelyek meghatározzák a csillag korát, fizikai jellemzőit és a tárgy halálának típusát. A nukleáris idővonal mindaddig érdekes, amíg az objektumot saját hőforrásai táplálják, és energiát bocsát ki, amely nukleáris reakciók eredménye. Ennek a szakasznak az időtartamát a termonukleáris fúzió során héliummá alakuló hidrogén mennyiségének meghatározásával becsülik meg. Minél nagyobb a csillag tömege, annál nagyobb a magreakciók intenzitása, és ennek megfelelően annál nagyobb a tárgy fényessége.

Különféle csillagok mérete és tömege, a szuperóriástól a vörös törpékig

A termikus időskála határozza meg az evolúció azon szakaszát, amely alatt a csillag teljes hőenergiáját felhasználja. Ez a folyamat attól a pillanattól kezdődik, amikor az utolsó hidrogéntartalék is elfogy, és a nukleáris reakciók leállnak. Az objektum egyensúlyának fenntartásához tömörítési folyamat indul. A csillaganyag a középpont felé esik. Ebben az esetben a kinetikus energia hőenergiává alakul, amelyet a csillag belsejében a szükséges hőmérsékleti egyensúly fenntartására fordítanak. Az energia egy része a világűrbe távozik.

Figyelembe véve azt a tényt, hogy a csillagok fényességét tömegük határozza meg, a tárgy összenyomódásának pillanatában a fényereje a térben nem változik.

Egy csillag a fő sorozat felé tart

A csillagképződés dinamikus időskála szerint történik. A csillaggáz szabadon esik befelé a középpont felé, növelve a sűrűséget és a nyomást a leendő objektum beleiben. Minél nagyobb a sűrűség a gázgömb közepén, annál magasabb a hőmérséklet a tárgy belsejében. Ettől a pillanattól kezdve a hő lesz az égitest fő energiája. Minél nagyobb a sűrűség és minél magasabb a hőmérséklet, annál nagyobb a nyomás a jövő csillagának mélyén. A molekulák és atomok szabadesése leáll, a csillaggázok összenyomódása pedig leáll. Az objektumnak ezt az állapotát általában protocsillagnak nevezik. Az objektum 90%-ban molekuláris hidrogén. Amikor a hőmérséklet eléri az 1800 K-t, a hidrogén atomi állapotba kerül. A bomlási folyamat során energia fogy, és a hőmérséklet növekedése lelassul.

Az Univerzum 75%-ban molekuláris hidrogénből áll, amely a protocsillagok képződése során atomi hidrogénné, egy csillag nukleáris üzemanyagává alakul.

Ebben az állapotban a gázgömb belsejében a nyomás csökken, ezáltal szabadságot ad a nyomóerőnek. Ez a sorozat minden alkalommal megismétlődik, amikor először az összes hidrogént, majd a héliumot ionizálják. 10⁵ K hőmérsékleten a gáz teljesen ionizálódik, a csillag kompressziója leáll, és létrejön a tárgy hidrosztatikus egyensúlya. A csillag további evolúciója a termikus időskálának megfelelően, sokkal lassabban és következetesebben megy végbe.

A protocsillag sugara a kialakulás kezdete óta 100 AU-ról csökken. legfeljebb ¼ a.u. Az objektum egy gázfelhő közepén van. A csillaggázfelhő külső régióiból származó részecskék felszaporodásának eredményeként a csillag tömege folyamatosan növekszik. Következésképpen az objektumon belüli hőmérséklet emelkedni fog, ami a konvekciós folyamatot kíséri - az energia átvitelét a csillag belső rétegeiből a külső szélére. Ezt követően az égitest belsejében a hőmérséklet emelkedésével a konvekciót sugárzási átvitel váltja fel, a csillag felszíne felé haladva. Ebben a pillanatban az objektum fényereje gyorsan növekszik, és a csillaggömb felszíni rétegeinek hőmérséklete is megnő.

Konvekciós folyamatok és sugárzás transzfer egy újonnan kialakult csillagban a termonukleáris fúziós reakciók kezdete előtt

Például a Napunk tömegével azonos tömegű csillagok esetében a protocsillagfelhő összenyomódása mindössze néhány száz év alatt következik be. Ami az objektum kialakulásának végső szakaszát illeti, a csillaganyag kondenzációja már évmilliók óta megnyúlt. A Nap meglehetősen gyorsan halad a fősorozat felé, és ez az út több száz millió vagy milliárd évbe fog telni. Más szóval, minél nagyobb a csillag tömege, annál hosszabb ideig kell egy teljes értékű csillag kialakulásához. A 15 M tömegű csillag sokkal hosszabb ideig - körülbelül 60 ezer évig - halad a fő sorozathoz vezető úton.

Fő szekvencia fázis

Annak ellenére, hogy egyes termonukleáris fúziós reakciók alacsonyabb hőmérsékleten indulnak be, a hidrogén égésének fő fázisa 4 millió fokos hőmérsékleten kezdődik. Ettől a pillanattól kezdődik a fő sorozat fázisa. A csillagenergia-reprodukció új formája lép életbe – a nukleáris. A tárgy tömörítése során felszabaduló mozgási energia háttérbe szorul. Az elért egyensúly hosszú és csendes életet biztosít egy csillag számára, amely a fősorozat kezdeti fázisában találja magát.

A hidrogénatomok hasadása és bomlása egy csillag belsejében végbemenő termonukleáris reakció során

Ettől a pillanattól kezdve a csillagok életének megfigyelése egyértelműen a fő sorozat fázisához kötődik, ami az égitestek evolúciójának fontos része. Ebben a szakaszban a csillagenergia egyetlen forrása a hidrogénégetés eredménye. Az objektum egyensúlyi állapotban van. A nukleáris üzemanyag elfogyasztásával csak az objektum kémiai összetétele változik meg. A Nap tartózkodása a fő sorozat fázisában körülbelül 10 milliárd évig fog tartani. Ennyi ideig tart, amíg őshonos csillagunk elhasználja teljes hidrogénkészletét. Ami a hatalmas csillagokat illeti, evolúciójuk gyorsabb. Több energia kibocsátásával egy hatalmas csillag csak 10-20 millió évig marad a fősorozat fázisában.

A kisebb tömegű csillagok sokkal tovább égnek az éjszakai égbolton. Így egy 0,25 M tömegű csillag több tízmilliárd évig a fősorozat fázisában marad.

Hertzsprung–Russell diagram, amely a csillagok spektruma és fényessége közötti kapcsolatot értékeli. A diagramon szereplő pontok az ismert csillagok elhelyezkedését jelzik. A nyilak jelzik a csillagok elmozdulását a fő sorozatból az óriás és a fehér törpe fázisba.

A csillagok evolúciójának elképzeléséhez csak nézzük meg a diagramot, amely egy égitest útját jellemzi a fő sorozatban. A grafikon felső része kevésbé tűnik telítettnek objektumokkal, mivel itt koncentrálódnak a hatalmas csillagok. Ezt a helyet rövid életciklusuk magyarázza. A ma ismert csillagok közül néhánynak 70 M tömegű. Előfordulhat, hogy olyan objektumok, amelyek tömege meghaladja a 100 M felső határt, egyáltalán nem jönnek létre.

A 0,08 M-nél kisebb tömegű égitesteknek nincs lehetőségük leküzdeni a termonukleáris fúzió megindulásához szükséges kritikus tömeget, és egész életükben hidegek maradnak. A legkisebb protocsillagok összeomlanak és bolygószerű törpéket alkotnak.

Bolygószerű barna törpe egy normál csillaghoz (a mi Napunkhoz) és a Jupiter bolygóhoz képest

A sorozat alján koncentrált objektumok helyezkednek el, amelyekben csillagok dominálnak, amelyek tömege megegyezik a mi Napunk tömegével és valamivel nagyobb tömeggel. A képzeletbeli határ a fő sorozat felső és alsó része között olyan objektumok, amelyek tömege – 1,5 M.

A csillagfejlődés későbbi szakaszai

A csillag állapotának kialakulásának mindegyikét a tömege és az az időtartam határozza meg, amely alatt a csillaganyag átalakulása megtörténik. Az Univerzum azonban sokrétű és összetett mechanizmus, így a csillagok evolúciója más utakat is bejárhat.

A fő sorozat mentén haladva egy csillagnak, amelynek tömege megközelítőleg megegyezik a Nap tömegével, három fő útvonali lehetősége van:

1. éld nyugodtan az életed és pihenj békésen az Univerzum hatalmas kiterjedésein;
2. lépjen be a vörös óriás fázisba, és lassan öregszik;
3. menj be a fehér törpék kategóriájába, robbanj fel szupernóvaként és válj neutroncsillaggá.

A protocsillagok evolúciójának lehetséges lehetőségei az időtől, a tárgyak kémiai összetételétől és tömegétől függően

A fő szekvencia után jön az óriás fázis. Ekkorra a csillag belsejében lévő hidrogéntartalékok teljesen kimerülnek, az objektum központi része egy héliummag, és a termonukleáris reakciók az objektum felszínére tolódnak el. A termonukleáris fúzió hatására a héj kitágul, de a héliummag tömege megnő. Egy közönséges csillag vörös óriássá változik.

Óriásfázis és jellemzői

Az alacsony tömegű csillagokban a magsűrűség kolosszálissá válik, és a csillaganyagot degenerált relativisztikus gázzá alakítja. Ha a csillag tömege valamivel nagyobb, mint 0,26 M, a nyomás és a hőmérséklet növekedése a héliumszintézis kezdetéhez vezet, amely az objektum teljes középső régióját lefedi. Ettől a pillanattól kezdve a csillag hőmérséklete gyorsan növekszik. A folyamat fő jellemzője, hogy a degenerált gáz nem képes tágulni. A magas hőmérséklet hatására csak a héliumhasadás sebessége nő, ami robbanásveszélyes reakcióval jár. Ilyen pillanatokban héliumvillanást figyelhetünk meg. A tárgy fényessége több százszorosára nő, de a csillag gyötrelme folytatódik. A csillag új állapotba kerül, ahol minden termodinamikai folyamat a héliummagban és a kisütött külső héjban megy végbe.

Egy napelem típusú fősorozatú csillag és egy vörös óriás felépítése izoterm héliummaggal és réteges nukleoszintézis zónával

Ez az állapot átmeneti és nem stabil. A csillaganyag állandóan keveredik, és jelentős része a környező térbe kilökődik, és egy planetáris ködöt alkot. A közepén egy forró mag marad, amelyet fehér törpének neveznek.

A nagy tömegű csillagok esetében a fent felsorolt ​​folyamatok nem olyan katasztrofálisak. A hélium égését a szén és a szilícium maghasadási reakciója váltja fel. Végül a csillag magja csillagvassá válik. Az óriás fázist a csillag tömege határozza meg. Minél nagyobb egy tárgy tömege, annál alacsonyabb a hőmérséklet a középpontjában. Ez nyilvánvalóan nem elegendő a szén és más elemek maghasadási reakciójának elindításához.

A fehér törpe sorsa - egy neutroncsillag vagy egy fekete lyuk

A fehér törpe állapotba kerülve az objektum rendkívül instabil állapotban van. A leállt nukleáris reakciók nyomáseséshez vezetnek, a mag összeomlás állapotába kerül. Az ilyenkor felszabaduló energiát a vas hélium atomokká történő bomlására fordítják, amely tovább bomlik protonokká és neutronokká. A futási folyamat gyors ütemben fejlődik. Egy csillag összeomlása a skála dinamikus szegmensét jellemzi, és a másodperc töredékét vesz igénybe. A nukleáris üzemanyag-maradványok elégetése robbanásszerűen megy végbe, és a másodperc törtrésze alatt hatalmas mennyiségű energia szabadul fel. Ez elég ahhoz, hogy felrobbantsa az objektum felső rétegeit. A fehér törpe utolsó szakasza egy szupernóva-robbanás.

A csillag magja elkezd összeomlani (balra). Az összeomlás neutroncsillagot képez, és energiaáramlást hoz létre a csillag külső rétegeibe (középpont). Energia, amely akkor szabadul fel, amikor a csillag külső rétegei a szupernóva-robbanás során lehullanak (jobbra).

A fennmaradó szupersűrű mag protonok és elektronok halmaza lesz, amelyek egymással ütközve neutronokat képeznek. Az Univerzum egy új objektummal – egy neutroncsillaggal – bővült. A nagy sűrűség miatt a mag elfajul, a mag összeomlási folyamata leáll. Ha a csillag tömege elég nagy lenne, az összeomlás addig folytatódhat, amíg a megmaradt csillaganyag végül az objektum közepébe esik, és fekete lyukat képez.

A csillagfejlődés utolsó szakaszának magyarázata

A normál egyensúlyi állapotú csillagok esetében a leírt evolúciós folyamatok nem valószínűek. A fehér törpék és a neutroncsillagok létezése azonban bizonyítja a csillaganyag kompressziós folyamatainak valódi létezését. Az ilyen objektumok kis száma az Univerzumban létezésük mulandóságát jelzi. A csillagok evolúciójának utolsó szakasza kétféle szekvenciális láncként ábrázolható:

• normál csillag - vörös óriás - a külső rétegek leválása - fehér törpe;
• masszív csillag – vörös szuperóriás – szupernóva-robbanás – neutroncsillag vagy fekete lyuk – semmi.

A csillagok evolúciójának diagramja. Lehetőségek a fő sorozaton kívüli csillagok életének folytatására.

A folyamatban lévő folyamatokat meglehetősen nehéz tudományos szempontból megmagyarázni. A nukleáris tudósok egyetértenek abban, hogy a csillagfejlődés utolsó szakaszában az anyag kifáradásával van dolgunk. A hosszan tartó mechanikai és termodinamikai hatás következtében az anyag megváltoztatja fizikai tulajdonságait. A hosszú távú magreakciók következtében kimerült csillaganyag kifáradása magyarázhatja a degenerált elektrongáz megjelenését, majd neutronizálódását és megsemmisülését. Ha a fenti folyamatok mindegyike az elejétől a végéig lezajlik, a csillaganyag megszűnik fizikai anyag lenni - a csillag eltűnik az űrben, semmit sem hagyva maga után.

A csillagközi buborékokat, gáz- és porfelhőket, amelyek a csillagok szülőhelyei, nem tudják csak az eltűnt és felrobbant csillagok pótolni. Az Univerzum és a galaxisok egyensúlyi állapotban vannak. Állandó tömegveszteség van, a csillagközi tér sűrűsége a világűr egy részén csökken. Következésképpen az Univerzum egy másik részén új csillagok keletkezésének feltételei teremtődnek meg. Más szóval, a séma működik: ha egy bizonyos mennyiségű anyag elveszett egy helyen, akkor az Univerzum egy másik helyén ugyanaz az anyagmennyiség más formában jelent meg.

Befejezésül

A csillagok evolúcióját tanulmányozva arra a következtetésre jutunk, hogy az Univerzum egy gigantikus ritka megoldás, amelyben az anyag egy része hidrogénmolekulákká alakul át, amelyek a csillagok építőanyagai. A másik rész feloldódik a térben, eltűnik az anyagi érzetek szférájából. A fekete lyuk ebben az értelemben az összes anyag antianyaggá való átalakulásának helye. Meglehetősen nehéz teljesen felfogni a történések értelmét, különösen, ha a csillagok evolúciójának tanulmányozása során csak a mag-, a kvantumfizika és a termodinamika törvényeire hagyatkozunk. Ennek a kérdésnek a vizsgálatába bele kell foglalni a relatív valószínűség elméletét, amely lehetővé teszi a tér görbületét, lehetővé téve az egyik energia átalakulását a másikba, az egyik állapotot a másikba.

A jobb felső sarokban egy pontot foglal el: nagy fényerővel és alacsony hőmérséklettel rendelkezik. A fő sugárzás az infravörös tartományban történik. A hideg porhéj sugárzása elér minket. Az evolúció során a csillag helyzete a diagramon megváltozik. Az egyetlen energiaforrás ebben a szakaszban a gravitációs kompresszió. Ezért a csillag meglehetősen gyorsan mozog az ordinátatengellyel párhuzamosan.

A felület hőmérséklete nem változik, de a sugár és a fényesség csökken. A csillag középpontjában a hőmérséklet emelkedik, elérve azt az értéket, amelynél a reakciók beindulnak a könnyű elemekkel: lítium, berillium, bór, amelyek gyorsan kiégnek, de képesek lelassítani a kompressziót. A pálya az ordinátatengellyel párhuzamosan forog, a csillag felszínén a hőmérséklet nő, a fényerő pedig szinte állandó marad. Végül a csillag közepén megindulnak a hidrogénből hélium képződésének reakciói (hidrogén égés). A csillag belép a fő sorozatba.

A kezdeti szakasz időtartamát a csillag tömege határozza meg. A Naphoz hasonló csillagok esetében ez körülbelül 1 millió év, egy 10 tömegű csillagnál M☉ körülbelül 1000-szer kevesebb, és 0,1 tömegű csillag esetén M☉ ezerszer többet.

Fiatal kis tömegű csillagok

Az evolúció kezdetén egy kis tömegű csillag sugárzó maggal és konvektív burokkal rendelkezik (82. ábra, I).

A szekvencia fő szakaszában a csillag a hidrogén héliummá történő átalakításának nukleáris reakcióiban felszabaduló energia miatt világít. A hidrogénellátás biztosítja az 1 tömegű csillag fényességét M☉ körülbelül 10 10 éven belül. A nagyobb tömegű csillagok gyorsabban fogyasztják a hidrogént: például egy 10 tömegű csillag M☉ kevesebb, mint 10 7 éven belül fogyasztja a hidrogént (a fényerő arányos a tömeg negyedik hatványával).

Kis tömegű csillagok

Ahogy a hidrogén kiég, a csillag központi részei erősen összenyomódnak.

Nagy tömegű csillagok

A fősorozat elérése után egy nagy tömegű csillag fejlődése (>1,5 M☉) a nukleáris üzemanyag égési körülményei határozzák meg a csillag belsejében. A szekvencia fő szakaszában ez a hidrogén égése, de a kis tömegű csillagokkal ellentétben a magban a szén-nitrogén körfolyamat reakciói dominálnak. Ebben a ciklusban a C és N atomok katalizátorként játszanak szerepet. Az energiafelszabadulás sebessége egy ilyen ciklus reakcióiban arányos T 17. Ezért a magban egy konvektív mag képződik, amelyet egy zóna vesz körül, amelyben az energiaátvitel sugárzással történik.

A nagy tömegű csillagok fényereje sokkal nagyobb, mint a Napé, és a hidrogént sokkal gyorsabban fogyasztják. Ez annak is köszönhető, hogy az ilyen csillagok középpontjában a hőmérséklet is sokkal magasabb.

Ahogy a hidrogén aránya a konvektív mag anyagában csökken, az energiafelszabadulás sebessége csökken. De mivel a felszabadulás sebességét a fényerő határozza meg, a mag elkezd összenyomódni, és az energiafelszabadulás sebessége állandó marad. Ugyanakkor a csillag kitágul, és a vörös óriások régiójába költözik.

Kis tömegű csillagok

Mire a hidrogén teljesen kiég, egy kis héliummag képződik egy kis tömegű csillag közepén. A magban az anyagsűrűség és a hőmérséklet eléri a 10 9 kg/m, illetve a 10 8 K értéket. A hidrogén égése a mag felületén megy végbe. A mag hőmérsékletének emelkedésével a hidrogén kiégésének sebessége és a fényerő növekszik. A sugárzó zóna fokozatosan eltűnik. A konvektív áramlások sebességének növekedése miatt pedig a csillag külső rétegei felfújódnak. Mérete és fényereje nő - a csillag vörös óriássá változik (82. ábra, II).

Nagy tömegű csillagok

Amikor egy nagytömegű csillagban a hidrogén teljesen elfogy, a magban hármas héliumreakció és ezzel egyidejűleg az oxigénképződés reakciója indul meg (3He=>C és C+He=>0). Ezzel egy időben a hidrogén elkezd égni a héliummag felületén. Megjelenik az első réteg forrása.

A héliumkészlet nagyon gyorsan elfogy, mivel a leírt reakciókban viszonylag kevés energia szabadul fel minden elemi aktusban. A kép ismétli önmagát, és két rétegforrás jelenik meg a csillagban, és a magban megindul a C+C=>Mg reakció.

Az evolúciós pálya nagyon összetettnek bizonyul (84. ábra). A Hertzsprung-Russell diagramon a csillag az óriások sorozata mentén mozog, vagy (nagyon nagy tömeggel a szuperóriás régióban) időszakosan Cepheivé válik.

Régi kis tömegű csillagok

Egy kis tömegű csillagban végül a konvektív áramlás sebessége valamilyen szinten eléri a második szökési sebességet, a héj leválik, és a csillag fehér törpévé változik, amelyet egy bolygóköd vesz körül.

Egy kis tömegű csillag evolúciós nyoma a Hertzsprung-Russell diagramon a 83. ábrán látható.

Nagy tömegű csillagok halála

Evolúciója végén egy nagy tömegű csillag nagyon összetett szerkezetű. Mindegyik rétegnek megvan a maga kémiai összetétele, több rétegforrásban lejátszódnak magreakciók, középen vasmag képződik (85. ábra).

A vassal nukleáris reakciók nem fordulnak elő, mivel ezek energiafelhasználást (és nem felszabadítást) igényelnek. Ezért a vasmag gyorsan összehúzódik, növekszik benne a hőmérséklet és a sűrűség, és fantasztikus értékeket ér el - 10 9 K hőmérsékletet és 10 9 kg/m 3 nyomást. Anyag az oldalról

Ebben a pillanatban két fontos folyamat indul be, amelyek egyszerre és nagyon gyorsan (látszólag percek alatt) mennek végbe a sejtmagban. Az első az, hogy a nukleáris ütközések során a vasatomok 14 héliumatomra bomlanak, a második az, hogy az elektronok protonokká „préselődnek”, neutronokat képezve. Mindkét folyamat az energia elnyelésével jár, és a mag hőmérséklete (a nyomás is) azonnal leesik. A csillag külső rétegei a középpont felé kezdenek esni.

A külső rétegek esése a hőmérséklet meredek emelkedéséhez vezet bennük. A hidrogén, a hélium és a szén elkezd égni. Ezt egy erőteljes neutronáram kíséri, amely a központi magból származik. Ennek eredményeként egy erőteljes nukleáris robbanás következik be, amely ledobja a csillag külső rétegeit, amelyek már tartalmazzák az összes nehéz elemet, egészen kaliforniáig. A modern nézetek szerint a nehéz kémiai elemek összes atomja (azaz a héliumnál nehezebb) az Univerzumban pontosan fáklyákban jött létre.

A csillagok, akárcsak az emberek, lehetnek újszülöttek, fiatalok, öregek. Minden pillanatban néhány csillag meghal, és mások keletkeznek. Általában a legfiatalabbak a Naphoz hasonlítanak. A kialakulás szakaszában vannak, és valójában protocsillagok. A csillagászok prototípusuk után T-Taurus csillagoknak hívják őket. Tulajdonságaikat - például fényességüket - tekintve a protocsillagok változóak, hiszen létezésük még nem lépett stabil fázisba. Sokukban nagy mennyiségű anyag van körülöttük. Erőteljes széláramok indulnak ki a T-típusú csillagokból.

Protostárok: életciklusuk kezdete

Ha az anyag a protocsillag felszínére esik, gyorsan leég és hővé alakul. Ennek következtében a protocsillagok hőmérséklete folyamatosan növekszik. Amikor olyan magasra emelkedik, hogy nukleáris reakciók indulnak el a csillag közepén, a protocsillag egy közönséges csillag státuszát kapja. A nukleáris reakciók beindulásával a csillagnak állandó energiaforrása van, amely hosszú ideig támogatja az életét. Hogy mennyi ideig tart egy csillag életciklusa az Univerzumban, az eredeti méretétől függ. Úgy gondolják azonban, hogy a Nap átmérőjű csillagok elegendő energiával rendelkeznek ahhoz, hogy körülbelül 10 milliárd évig kényelmesen létezzenek. Ennek ellenére az is előfordul, hogy a nagyobb tömegű csillagok is csak néhány millió évig élnek. Ez annak köszönhető, hogy sokkal gyorsabban égetik el az üzemanyagot.

Normál méretű csillagok

A csillagok mindegyike forró gázcsomó. Mélyükben folyamatosan zajlik az atomenergia előállításának folyamata. Azonban nem minden csillag olyan, mint a Nap. Az egyik fő különbség a szín. A csillagok nemcsak sárgák, hanem kékesek és vörösesek is.

Fényerő és fényerő

Különböznek olyan jellemzőikben is, mint a fényesség és a fényesség. Az, hogy a Föld felszínéről megfigyelt csillag milyen fényes lesz, nemcsak a fényességétől, hanem a bolygónktól való távolságától is függ. A Földtől való távolságuk miatt a csillagok teljesen eltérő fényerővel rendelkezhetnek. Ez a mutató a Nap fényességének egytízezredétől a több mint egymillió Naphoz hasonló fényességig terjed.

A legtöbb csillag ennek a spektrumnak az alsó végén található, mivel halvány. A Nap sok szempontból átlagos, tipikus csillag. Másokhoz képest azonban sokkal nagyobb a fényereje. A halvány csillagok nagy száma még szabad szemmel is megfigyelhető. A csillagok eltérő fényereje a tömegüknek köszönhető. A színt, a fényt és a fényesség időbeli változását az anyag mennyisége határozza meg.

Megpróbálja megmagyarázni a csillagok életciklusát

Az emberek régóta próbálták nyomon követni a csillagok életét, de a tudósok első próbálkozásai meglehetősen félénkek voltak. Az első előrelépés a Lane-törvény alkalmazása volt a gravitációs összehúzódás Helmholtz-Kelvin hipotézisére. Ez új megértést hozott a csillagászatba: elméletileg a csillag hőmérsékletének addig kell emelkednie (mutatója fordítottan arányos a csillag sugarával), amíg a sűrűség növekedése lelassítja a kompressziós folyamatokat. Ekkor az energiafogyasztás magasabb lesz, mint a bevétele. Ebben a pillanatban a csillag gyorsan lehűl.

Hipotézisek a csillagok életéről

A csillagok életciklusára vonatkozó eredeti hipotézisek egyikét Norman Lockyer csillagász javasolta. Úgy gondolta, hogy a csillagok a meteorikus anyagból keletkeznek. Ezen túlmenően hipotézisének rendelkezései nemcsak a csillagászatban elérhető elméleti következtetéseken, hanem a csillagok spektrális elemzéséből származó adatokon is alapultak. Lockyer meg volt győződve arról, hogy az égitestek evolúciójában részt vevő kémiai elemek elemi részecskékből – „protoelemekből” állnak. A modern neutronokkal, protonokkal és elektronokkal ellentétben nem általános, hanem egyedi jellegük van. Például Lockyer szerint a hidrogén az úgynevezett „protohidrogénné” bomlik; a vasból „proto-vas” lesz. Más csillagászok is megpróbálták leírni egy csillag életciklusát, például James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Óriáscsillagok és törpecsillagok

A nagyobb csillagok a legforróbbak és a legfényesebbek. Általában fehérek vagy kékesek. Annak ellenére, hogy gigantikus méretűek, a bennük lévő üzemanyag olyan gyorsan ég el, hogy néhány millió év alatt megfosztják őket tőle.

A kis csillagok, szemben az óriásokkal, általában nem olyan fényesek. Vörös színűek, és elég hosszú ideig élnek - több milliárd évig. De az égen a fényes csillagok között vannak vörös és narancssárga csillagok is. Példa erre az Aldebaran csillag - az úgynevezett „bika szeme”, amely a Bika csillagképben található; és a Skorpió csillagképben is. Miért képesek ezek a menő csillagok felvenni a versenyt a fényességben az olyan forró csillagokkal, mint a Szíriusz?

Ez annak a ténynek köszönhető, hogy egykor nagyon kitágultak, és átmérőjük meghaladta a hatalmas vörös csillagokat (szuperóriásokat). A hatalmas terület lehetővé teszi, hogy ezek a csillagok egy nagyságrenddel több energiát bocsátanak ki, mint a Nap. Ez annak ellenére van így, hogy a hőmérsékletük sokkal alacsonyabb. Például az Orion csillagképben található Betelgeuse átmérője több százszor nagyobb, mint a Nap átmérője. A közönséges vörös csillagok átmérője pedig általában a Nap méretének tizede sem. Az ilyen csillagokat törpének nevezik. Minden égitest áteshet ilyen típusú csillagéletciklusokon – ugyanaz a csillag életének különböző szakaszaiban lehet vörös óriás és törpe is.

A Naphoz hasonló világítótestek általában a benne található hidrogénnek köszönhetően támogatják létezésüket. A csillag magjában héliummá alakul. A Napnak hatalmas mennyiségű üzemanyaga van, de még ez sem végtelen – az elmúlt ötmilliárd év során a készlet fele elfogyott.

A csillagok élettartama. A csillagok életciklusa

Amint egy csillag belsejében a hidrogénkészlet kimerül, jelentős változások következnek be. A maradék hidrogén nem a magjában kezd égni, hanem a felszínen. Ugyanakkor a csillagok élettartama egyre inkább lerövidül. Ebben az időszakban a csillagok köre – legalábbis a legtöbbjük – a vörös óriás stádiumába lép. A csillag mérete nagyobb lesz, és hőmérséklete éppen ellenkezőleg, csökken. Így jelenik meg a legtöbb vörös óriás és szuperóriás. Ez a folyamat része a csillagokban végbemenő változások általános sorozatának, amelyet a tudósok csillagfejlődésnek neveznek. A csillagok életciklusa magában foglalja annak minden szakaszát: végső soron minden csillag elöregszik és meghal, és létezésük időtartamát közvetlenül az üzemanyag mennyisége határozza meg. A nagy sztárok egy hatalmas, látványos robbanással vetnek véget életüknek. A szerényebbek éppen ellenkezőleg, meghalnak, és fokozatosan fehér törpék méretére zsugorodnak. Aztán egyszerűen elhalványulnak.

Meddig él egy átlagos sztár? Egy csillag életciklusa kevesebb, mint 1,5 millió évtől 1 milliárd évig vagy még tovább is tarthat. Mindez, mint mondtuk, összetételétől és méretétől függ. A Naphoz hasonló csillagok 10-16 milliárd évig élnek. A nagyon fényes csillagok, mint például a Szíriusz, viszonylag rövid életűek – mindössze néhány százmillió év. A csillag életciklus diagramja a következő szakaszokat tartalmazza. Ez egy molekuláris felhő - a felhő gravitációs összeomlása - szupernóva születése - protocsillag evolúciója - a protocsillag fázis vége. Ezután kövesse a szakaszokat: a fiatal csillag szakaszának kezdete - életközép - érettség - vörös óriás szakasz - bolygóköd - fehér törpe szakasz. Az utolsó két fázis a kis csillagokra jellemző.

A bolygóködök természete

Tehát röviden megvizsgáltuk egy csillag életciklusát. De ami egy hatalmas vörös óriásból fehér törpévé változik, a csillagok néha levetkőzik külső rétegeikről, majd a csillag magja feltárul. A gázhéj a csillag által kibocsátott energia hatására világítani kezd. Ez a szakasz arról a tényről kapta a nevét, hogy a világító gázbuborékok ebben a héjban gyakran úgy néznek ki, mint a bolygók körüli korongok. De valójában semmi közük a bolygókhoz. A gyermekeknek szánt csillagok életciklusa nem feltétlenül tartalmazza az összes tudományos részletet. Csak az égitestek fejlődésének főbb fázisait lehet leírni.

Csillaghalmazok

A csillagászok szeretnek felfedezni. Van egy olyan hipotézis, hogy minden világító csoportban születik, és nem egyenként. Mivel az azonos halmazba tartozó csillagok hasonló tulajdonságokkal rendelkeznek, a köztük lévő különbségek igazak, és nem a Föld távolságából adódnak. Bármilyen változás is történik ezeken a csillagokon, azok ugyanabban az időben és egyenlő feltételek mellett keletkeznek. Különösen sok tudáshoz juthatunk, ha megvizsgáljuk tulajdonságaik tömegtől való függését. Hiszen a halmazokban lévő csillagok kora és a Földtől való távolságuk megközelítőleg egyenlő, tehát csak ebben a mutatóban térnek el egymástól. A klaszterek nem csak a professzionális csillagászok érdeklődésére tarthatnak számot – minden amatőr szívesen készít egy gyönyörű fotót, és csodálja meg kivételesen gyönyörű kilátásukat a planetáriumban.

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.

Epizód IV. 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, továbbra sem 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 milliószorosa. 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.

Sziasztok kedves olvasók! A gyönyörű éjszakai égboltról szeretnék beszélni. Miért az éjszakáról? Kérdezed. Mert jól látszanak rajta a csillagok, ezek a gyönyörű világító kis pöttyök égboltunk fekete-kék hátterén. De valójában nem kicsik, hanem egyszerűen hatalmasak, és a nagy távolság miatt olyan apróknak tűnnek.

Elképzelte már valaki közületek, hogyan születnek a sztárok, hogyan élik az életüket, milyen ez számukra általában? Azt javaslom, hogy most olvassa el ezt a cikket, és képzelje el a csillagok evolúcióját az úton. Készítettem néhány videót vizuális példaként 😉

Az eget sok csillag tarkítja, köztük hatalmas por- és gázfelhők, főleg hidrogén. A csillagok pontosan ilyen ködökben vagy csillagközi régiókban születnek.

Egy csillag olyan sokáig él (akár több tízmilliárd évig), hogy a csillagászok egyikük életét sem tudják nyomon követni az elejétől a végéig. De lehetőségük van megfigyelni a csillagfejlődés különböző szakaszait.

A tudósok egyesítették a kapott adatokat, és nyomon követhették a tipikus csillagok életszakaszait: a csillagok csillagközi felhőben való születésének pillanatát, fiatalságát, középkorát, öregségét és néha egy nagyon látványos halált.

Egy csillag születése.

A csillag kialakulása a köd belsejében lévő anyag tömörödésével kezdődik. Az így létrejövő tömörítés mérete fokozatosan csökken, a gravitáció hatására összezsugorodik. A tömörítés során vagy összeomlik, energia szabadul fel, amely felmelegíti a port és a gázt, és fényt okoz.

Van egy ún protosztár. Középpontjában vagy magjában az anyag hőmérséklete és sűrűsége maximális. Amikor a hőmérséklet eléri a körülbelül 10 000 000 °C-ot, a gázban termonukleáris reakciók kezdődnek.

A hidrogénatomok magjai egyesülni kezdenek és hélium atommagokká alakulnak. Ez a fúzió hatalmas mennyiségű energiát szabadít fel. Ez az energia a konvekciós folyamaton keresztül a felszíni rétegbe kerül, majd fény és hő formájában kibocsátódik a térbe. Így válik egy protocsillagból igazi csillag.

A magból érkező sugárzás felmelegíti a gáznemű környezetet, nyomást hozva létre, amely kifelé irányul, és így megakadályozza a csillag gravitációs összeomlását.

Az eredmény az, hogy megtalálja az egyensúlyt, azaz állandó méretei, állandó felületi hőmérséklete és állandó mennyiségű energia szabadul fel.

A csillagászok a fejlődés ezen szakaszában csillagot hívnak fősorozat csillaga, jelezve ezzel azt a helyet, amelyet a Hertzsprung-Russell diagramon elfoglal. Ez a diagram egy csillag hőmérséklete és fényereje közötti összefüggést fejezi ki.

A kis tömegű protocsillagok soha nem melegszenek fel a termonukleáris reakció elindításához szükséges hőmérsékletre. Ezek a csillagok a tömörítés eredményeként homályossá válnak vörös törpék , vagy akár halványabb barna törpék . Az első barna törpe csillagot csak 1987-ben fedezték fel.

Óriások és törpék.

A Nap átmérője megközelítőleg 1 400 000 km, felszíni hőmérséklete 6 000°C körüli, sárgás fényt bocsát ki. 5 milliárd éve része a fő csillagsorozatnak.

Az ilyen csillagokon található hidrogén „üzemanyag” körülbelül 10 milliárd év alatt kimerül, és főként hélium marad a magjában. Amikor már nincs mit „égetni”, a magból érkező sugárzás intenzitása már nem elegendő a mag gravitációs összeomlásának kiegyenlítésére.

De az ebben az esetben felszabaduló energia elegendő a környező anyag felmelegítéséhez. Ebben a héjban megindul a hidrogénatommagok szintézise, ​​és több energia szabadul fel.

A csillag fényesebben kezd világítani, de most már vöröses fénnyel, és egyúttal ki is tágul, mérete tízszeresére nő. Most egy ilyen sztár vörös óriásnak nevezik.

A vörös óriás magja összehúzódik, és a hőmérséklet 100 000 000 °C-ra vagy még magasabbra emelkedik. Itt megy végbe a héliummagok fúziós reakciója, amely szénné alakítja. A folyamat során felszabaduló energiának köszönhetően a csillag még mindig körülbelül 100 millió évig világít.

A hélium elfogyása és a reakciók megszűnése után az egész csillag fokozatosan, a gravitáció hatására, majdnem méretűre zsugorodik. A felszabaduló energia ebben az esetben elegendő a csillag számára (most fehér törpe) még egy ideig fényesen világított.

A fehér törpe anyagának összenyomódási foka nagyon magas, ezért nagyon nagy a sűrűsége - egy evőkanál súlya elérheti az ezer tonnát. Így fejlődnek a Napunk méretű csillagok.

Videó, amely bemutatja Napunk fehér törpévé való fejlődését

Egy csillag, amelynek tömege ötször akkora, mint a Nap, sokkal rövidebb életciklusú, és némileg eltérően fejlődik. Egy ilyen csillag sokkal fényesebb, és felszíni hőmérséklete 25 000 ° C vagy több, a csillagok fő sorozatában való tartózkodási ideje csak körülbelül 100 millió év.

Amikor egy ilyen sztár lép színpadra vörös óriás , a magjában a hőmérséklet meghaladja a 600 000 000 °C-ot. Szénmagok fúziós reakcióin megy keresztül, amelyek nehezebb elemekké alakulnak, beleértve a vasat is.

A csillag a felszabaduló energia hatására az eredeti méreténél több százszor nagyobb méretekre tágul. Egy csillag ebben a szakaszban szuperóriásnak nevezik .

Az energiatermelési folyamat a magban hirtelen leáll, és pillanatok alatt összezsugorodik. Mindezzel hatalmas mennyiségű energia szabadul fel, és katasztrofális lökéshullám keletkezik.

Ez az energia áthalad az egész csillagon, és annak jelentős részét robbanásszerű erővel kilöki a világűrbe, ami az ún. szupernóva-robbanás .

Hogy jobban látható legyen minden, amit leírtak, nézzük meg a csillagok evolúciós ciklusának diagramját

1987 februárjában hasonló felvillanást figyeltek meg a szomszédos galaxisban, a Nagy Magellán-felhőben. Ez a szupernóva rövid ideig fényesebben izzott, mint egy billió Nap.

A szuperóriás magja összenyomódik és mindössze 10-20 km átmérőjű égitestet alkot, sűrűsége pedig akkora, hogy egy teáskanálnyi anyaga akár 100 millió tonnát is nyomhat!!! Az ilyen égitest neutronokból ésneutroncsillagnak nevezik .

A most keletkezett neutroncsillagnak nagy a forgási sebessége és nagyon erős a mágnesessége.

Ez erős elektromágneses mezőt hoz létre, amely rádióhullámokat és más típusú sugárzást bocsát ki. A csillag mágneses pólusairól sugarak formájában terjednek ki.

Ezek a sugarak a csillagnak a tengelye körüli forgása miatt a világűrt pásztázzák. Amikor elrohannak rádióteleszkópjaink mellett, rövid villanásokként vagy impulzusokként érzékeljük őket. Ezért hívják az ilyen sztárokat pulzárok.

A pulzárokat az általuk kibocsátott rádióhullámoknak köszönhetően fedezték fel. Mára ismertté vált, hogy sok közülük fény- és röntgenimpulzusokat bocsát ki.

Az első könnyű pulzárt a Rák-ködben fedezték fel. Impulzusai másodpercenként 30-szor ismétlődnek.

Más pulzárok impulzusai sokkal gyakrabban ismétlődnek: PIR (pulzáló rádióforrás) 1937+21 másodpercenként 642-szer villan fel. Ezt még elképzelni is nehéz!

A legnagyobb tömegű csillagok, amelyek tömege több tízszerese a Nap tömegének, szintén szupernóvaként lobbannak fel. De hatalmas tömegük miatt az összeomlásuk sokkal katasztrofálisabb.

A destruktív kompresszió még a neutroncsillag kialakulásának szakaszában sem áll meg, olyan régiót hozva létre, amelyben a közönséges anyag megszűnik.

Már csak egy gravitáció maradt, amely olyan erős, hogy semmi, még a fény sem kerülheti el a hatását. Ezt a területet ún fekete lyuk.Igen, a nagy csillagok evolúciója ijesztő és nagyon veszélyes.

Ebben a videóban arról fogunk beszélni, hogyan válik a szupernóvából pulzár és fekete lyuk.

Nem tudom, hogy Ti hogy vagytok vele, kedves olvasók, de személy szerint nagyon szeretem és érdekel a tér és minden, ami ezzel kapcsolatos, annyira titokzatos és gyönyörű, hogy lélegzetelállító! A csillagok evolúciója sokat elárult nekünk a jövőnkről és minden.