Mi határozza meg egy csillag életciklusát? Az, hogy ezután mi történik, a csillag tömegétől is függ

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 időtartamához képest ez a felfoghatatlan időszak 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. A 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 összes információnk a tudomány keretei közé illeszkedik. 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 befolyásolja 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 távozó sugárzó és hőenergia az égitest belső rétegeinek lehűtésével 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 folyamata 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 az összes hőenergiáját felhasználja. Ez a folyamat attól a pillanattól kezdődik, amikor az utolsó hidrogéntartalékok is elfogynak, 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 csillaggáz 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, 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 tartományaiból 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 sugárzási átvitel 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 elég 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 a csillag belsejében végbemenő termonukleáris reakció során

Ettől a pillanattól kezdve a csillagok életének megfigyelése egyértelműen a fő sorozat fázisához kötődik, amely 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 fő sorozat 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-nál kisebb tömegű égitesteknek nincs lehetőségük leküzdeni a termonukleáris fúzió megindulásához szükséges kritikus tömeget, és egész életükben hidegek maradnak. A legkisebb protocsillagok összeomlanak és bolygószerű törpékké alakulnak.

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. fehér törpévé válni, szupernóvaként felrobbanni és neutroncsillaggá válni.

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

A fő szekvencia után kezdődik 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 együtt. 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 ebben az esetben 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 valós létezését. Az ilyen objektumok kis száma az Univerzumban létezésük mulandóságát jelzi. A csillagfejlődés 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 részében megteremtődnek a feltételek új csillagok kialakulásához. 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.

Végül

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 megérteni a történések jelentését, különösen, ha a csillagok evolúciójának tanulmányozása során csak a mag-, a kvantumfizika és a termodinamika törvényeire hagyatkozik. 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.

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 összeomló felhőben további kevésbé masszív töredékekre való szétesés lehetséges, amelyek mindegyike a saját gravitációja hatására össze is nyomódik. 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 kernel tömörítése 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 kinetikus energia kétszerese 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 magreakciók 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 az idő, amelyet 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 fő szekvencia 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. Nál nél 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 fáklyához, 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 szín (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 jelölés (DOVII, DBVII stb.) elé kell tenni. 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.

15. ábra.

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 betű, a műholdját pedig B betűvel jelöli. A Szíriusz látszólagos nagysága 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 objektumaivá válnak, amelyek nagyon sajátos tulajdonságokkal rendelkeznek. 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 ) 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 ( Fe ), 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 figyelemre méltó tulajdonságai - a szuperfolyékonyság, 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.

Akkrektor (röntgenpulzár). 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 mérete akkora, 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/s 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.

A csillagfejlődés a csillagászatban azoknak a változásoknak a sorozata, amelyeken a csillag élete során, azaz több százezer, millió vagy milliárd éven át megy keresztül, miközben fényt és hőt bocsát ki. Ilyen hatalmas időszakok alatt a változások meglehetősen jelentősek.

A csillagok evolúciója egy óriási molekulafelhőben kezdődik, amelyet csillagbölcsőnek is neveznek. Egy galaxis „üres” terének nagy része valójában 0,1 és 1 közötti molekulát tartalmaz cm 3 -enként. Egy molekulafelhő sűrűsége körülbelül egymillió molekula per cm 3 . Egy ilyen felhő tömege méretéből adódóan 100 000-10 000 000-szer haladja meg a Nap tömegét: 50-300 fényév átmérőjű.

A csillagok evolúciója egy óriási molekulafelhőben kezdődik, amelyet csillagbölcsőnek is neveznek.

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 felhő tömegére ható erők bármilyen inhomogenitása elindíthatja a csillagkeletkezés folyamatát.

E folyamat során a molekulafelhő inhomogenitásai saját gravitációjuk hatására összenyomódnak, és fokozatosan golyó alakot vesznek fel. Összenyomva a gravitációs energia 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 csillag fejlődésének további szakaszai szinte teljes mértékben a tömegétől függenek, és csak a csillag fejlődésének legvégén játszhat szerepet a kémiai összetétele.

A csillagok életének első szakasza hasonló a Napéhoz – a hidrogénciklus-reakciók uralják.

Ebben az állapotban marad élete nagy részében, a Hertzsprung–Russell diagram fő szekvenciáján, egészen addig, amíg a magjában lévő üzemanyag-tartalékok el nem fogynak. Amikor a csillag közepén lévő összes hidrogén héliummá alakul, egy héliummag képződik, és a hidrogén termonukleáris égése folytatódik a mag perifériáján.

A kicsi, hűvös vörös törpék lassan elégetik hidrogéntartalékaikat, és több tízmilliárd évig a fő sorozaton maradnak, míg a hatalmas szuperóriások a kialakulás után néhány tízmillió (és néhány millió) éven belül elhagyják a fő sorozatot.

Jelenleg nem tudni biztosan, mi történik a könnyű csillagokkal, miután magjukban a hidrogénkészlet kimerül. Mivel a világegyetem életkora 13,8 milliárd év, ami nem elegendő az ilyen csillagok hidrogén-üzemanyag-készletének kimerítéséhez, a modern elméletek az ilyen csillagokban végbemenő folyamatok számítógépes szimulációin alapulnak.

Az elméleti elképzelések szerint a fénycsillagok egy része elveszítve anyagát (csillagszél) fokozatosan elpárolog, és egyre kisebb lesz. Mások, a vörös törpék, évmilliárdok alatt lassan lehűlnek, miközben továbbra is halvány sugárzást bocsátanak ki az elektromágneses spektrum infravörös és mikrohullámú tartományában.

A közepes méretű csillagok, mint a Nap, átlagosan 10 milliárd évig maradnak a fő sorozatban.

Úgy tartják, hogy a Nap még mindig rajta van, mivel életciklusa közepén van. Amint egy csillag kifogy a magjából a hidrogénből, elhagyja a fő sorozatot.

Amint egy csillag kifogy a magjából a hidrogénből, elhagyja a fő sorozatot.

A termonukleáris reakciók során fellépő és a belső gravitációt kiegyenlítő nyomás nélkül a csillag ismét zsugorodni kezd, ahogy korábban a kialakulása során.

A hőmérséklet és a nyomás ismét emelkedik, de a protocsillag szakasztól eltérően sokkal magasabb szintre.

Az összeomlás addig tart, amíg körülbelül 100 millió K hőmérsékleten beindulnak a héliummal zajló termonukleáris reakciók, amelyek során a hélium nehezebb elemekké alakul (hélium szénné, szén oxigénné, oxigén szilíciummá, végül a szilícium vasvá).

Az összeomlás addig tart, amíg a héliummal járó termonukleáris reakciók körülbelül 100 millió K hőmérsékleten meg nem kezdődnek.

Az anyag termonukleáris „égése”, amely új szinten folytatódik, a csillag szörnyű tágulását okozza. A csillag "duzzad", nagyon "lazává" válik, mérete körülbelül 100-szorosára nő.

A csillag vörös óriássá válik, és a hélium égési fázisa körülbelül több millió évig tart.

Az, hogy ezután mi történik, a csillag tömegétől is függ.

Közepes méretű csillagokban a hélium termonukleáris égésének reakciója a csillag külső rétegeinek robbanásszerű felszabadulásához vezethet, és a csillagok képződnek. bolygóköd. A csillag magja, amelyben a termonukleáris reakciók leállnak, lehűl és hélium fehér törpévé alakul, amelynek tömege általában 0,5-0,6 naptömeg, átmérője pedig a Föld átmérőjének nagyságrendje.

A nagy tömegű és szupermasszív csillagok (5 naptömegű vagy nagyobb tömegű) esetében a magjukban a gravitációs kompresszió növekedésével fellépő folyamatok robbanáshoz vezetnek. szupernóva hatalmas energia felszabadulásával. A robbanást jelentős tömegű csillaganyag kilökődése kíséri a csillagközi térbe. Ez az anyag a későbbiekben részt vesz új csillagok, bolygók vagy műholdak kialakulásában. A szupernóváknak köszönhető, hogy az Univerzum egésze, és minden egyes galaxis kémiailag fejlődik. A robbanás után megmaradt csillagmag végül neutroncsillaggá (pulzár) fejlődhet, ha a csillag késői stádiumú tömege meghaladja a Chandrasekhar határértéket (1,44 naptömeg), vagy fekete lyukként, ha a csillag tömege meghaladja az Oppenheimer–Volkoff határértéket (2,5-3 naptömeg becsült értéke).

A csillagfejlődés folyamata az Univerzumban folyamatos és ciklikus – a régi csillagok elhalványulnak, és újak világítanak a helyükre.

A modern tudományos elképzelések szerint a bolygók és a földi élet kialakulásához szükséges elemek csillaganyagból jöttek létre. Bár nincs egyetlen általánosan elfogadott nézőpont arról, hogyan keletkezett az élet.

A csillagok evolúciója a fizikaiság változása. jellemzők, belső szerkezetek és kémia a csillagok időbeli összetétele. Az E.Z. elméletének legfontosabb feladatai. - a csillagok kialakulásának, megfigyelhető tulajdonságaik változásának magyarázata, különböző csillagcsoportok genetikai kapcsolatának vizsgálata, végső állapotuk elemzése.

Mivel az Univerzum általunk ismert részében kb. E.Z. magyarázata szerint a megfigyelt anyag tömegének 98-99%-a csillagokban van, vagy már átment a csillagok állapotán. yavl. az asztrofizika egyik legfontosabb problémája.

Az álló állapotban lévő csillag egy gázgömb, amely hidrosztatikus állapotban van. és termikus egyensúly (azaz a gravitációs erők hatását a belső nyomás egyensúlyozza ki, a sugárzásból eredő energiaveszteségeket pedig a csillag beleiben felszabaduló energia kompenzálja, lásd). A csillag „születése” egy hidrosztatikailag egyensúlyi objektum kialakulása, amelynek sugárzását a sajátja támogatja. energiaforrások. Egy csillag „halála” egy visszafordíthatatlan egyensúlyhiány, amely a csillag pusztulásához vagy katasztrófájához vezet. tömörítés.

A gravitáció izolálása az energia csak akkor játszhat döntő szerepet, ha a csillag belsejének hőmérséklete nem elegendő ahhoz, hogy a nukleáris energia felszabaduljon az energiaveszteségek kompenzálására, és a csillagnak mint egésznek vagy annak egy részének össze kell húzódnia az egyensúly fenntartásához. A hőenergia felszabadítása csak az atomenergia-tartalékok kimerülése után válik fontossá. T.o., E.z. a csillagok energiaforrásainak következetes változásaként ábrázolható.

Jellemző idő E.z. túl nagy ahhoz, hogy minden evolúció közvetlenül nyomon követhető legyen. Ezért a fő E.Z. kutatási módszer yavl. belső változásokat leíró csillagmodell sorozatok felépítése szerkezetek és kémia a csillagok időbeli összetétele. Evolúció. A szekvenciákat ezután megfigyelési eredményekkel hasonlítják össze, például (G.-R.D.), amely nagyszámú csillag megfigyelését foglalja össze az evolúció különböző szakaszaiban. Különösen fontos szerepet játszik a G.-R.D. csillaghalmazok esetében, mivel egy halmaz összes csillagának ugyanaz a kezdeti vegyi anyaga. összetétele és szinte egyszerre alakult ki. G.-R.d. különböző korú klaszterek, sikerült megállapítani az E.Z. irányát. Az evolúció részleteiben. sorozatok kiszámítása a tömeg, a sűrűség, a hőmérséklet és a fényesség csillagon való eloszlását leíró differenciálegyenlet-rendszer numerikus megoldásával történik, amelyhez hozzáadódnak a csillaganyag energiafelszabadulása és átlátszatlanságának törvényei, valamint a kémiai tulajdonságok változását leíró egyenletek. csillag kompozíció az idő múlásával.

A csillag evolúciójának lefolyása elsősorban a tömegétől és a kezdeti kémiától függ. fogalmazás. A csillag forgása és mágneses tere bizonyos, de nem alapvető szerepet játszhat. területen azonban ezeknek a tényezőknek a szerepe az E.Z. még nem kutatták kellőképpen. Chem. Egy csillag összetétele attól függ, hogy mikor keletkezett, és attól, hogy a galaxisban milyen pozícióban van a keletkezés időpontjában. Az első generációs csillagok anyagból keletkeztek, amelynek összetételét a kozmológia határozta meg. körülmények. Nyilvánvalóan körülbelül 70 tömegszázalék hidrogént, 30 tömegszázalék héliumot és jelentéktelen deutérium és lítium keveréket tartalmazott. Az első generációs csillagok evolúciója során nehéz elemek (a héliumot követően) keletkeztek, amelyek a csillagok anyagának kiáramlása következtében vagy csillagrobbanások során kilökődnek a csillagközi térbe. A következő generációk csillagai 3-4 tömegszázalék nehéz elemeket tartalmazó anyagból keletkeztek.

A jelenség a legközvetlenebb jele annak, hogy a galaxisban még mindig tart a csillagképződés. hatalmas fényes csillag spektrum létezése. O és B osztályú, élettartama nem haladhatja meg a ~ 10 7 évet. A csillagkeletkezés üteme a modern időkben. korszak évi 5-re becsülik.

2. Csillagképződés, a gravitációs kompresszió szakasza

A legelterjedtebb nézőpont szerint a csillagok gravitációs erők hatására jönnek létre. az anyag kondenzációja a csillagközi közegben. A csillagközi közeg szükséges felosztása két fázisra - sűrű hideg felhőkre és egy magasabb hőmérsékletű ritkított közegre - a csillagközi mágneses térben a Rayleigh-Taylor termikus instabilitás hatására következhet be. terület. Gáz-por komplexek tömeggel , jellemző méret (10-100) db és részecskekoncentráció n~10 2 cm -3 . valójában rádióhullám-kibocsátásuk miatt figyelhetők meg. Az ilyen felhők összenyomásához (összeomlásához) bizonyos feltételek szükségesek: a gravitáció. A felhő részecskéinek meg kell haladniuk a részecskék hőmozgási energiájának, a felhő egészének forgási energiájának és a mágneses mezőnek az összegét. felhőenergia (farmer kritérium). Ha csak a hőmozgás energiáját vesszük figyelembe, akkor az egység nagyságrendjének egy tényezőjével a Jeans-kritérium a következő formában van írva: align="absmiddle" width="205" height="20">, hol van a felhő tömege, T- a gáz hőmérséklete K-ban, n- részecskék száma 1 cm3-ben. Tipikus modernnel csillagközi felhők hőmérséklete K csak olyan felhőket tudnak összeomolni, amelyek tömege nem kisebb, mint . A Jeans-kritérium azt jelzi, hogy a ténylegesen megfigyelt tömegspektrumú csillagok kialakulásához az összeomló felhőkben a részecskék koncentrációjának el kell érnie a (10 3 -10 6) cm -3-t, azaz. 10-1000-szer magasabb, mint a tipikus felhőknél. Ilyen koncentrációjú részecskék azonban a már összeomlásnak indult felhők mélyén is elérhetők. Ebből következik, hogy ez egy szekvenciális folyamaton keresztül történik, több lépésben. szakaszai, a hatalmas felhők feldarabolódása. Ez a kép természetesen megmagyarázza a csillagok csoportokban - halmazokban - létrejöttét. Ugyanakkor a felhő hőegyensúlyával, a benne lévő sebességmezővel, valamint a töredékek tömegspektrumát meghatározó mechanizmussal kapcsolatos kérdések továbbra sem tisztázottak.

Az összeesett csillagtömegű objektumokat ún protosztárok. Egy gömbszimmetrikus, nem forgó protocsillag összeomlása mágneses tér nélkül. mezők több részét is tartalmazzák. szakasz. A kezdeti pillanatban a felhő homogén és izoterm. A sajátja számára átlátszó. sugárzás, így az összeomlás térfogati energiaveszteséggel jár, Ch. arr. a por hősugárzása miatt a vágás átadja kinetikáját. egy gázrészecske energiája. Egy homogén felhőben nincs nyomásgradiens és a kompresszió szabadesésben kezdődik egy jellemző idővel, ahol G- , - felhősűrűség. A tömörítés kezdetével egy ritkító hullám jelenik meg, amely hangsebességgel halad a középpont felé, és azóta Az összeomlás gyorsabban megy végbe, ahol nagyobb a sűrűség, a protocsillag egy kompakt magra és egy kiterjesztett héjra oszlik, amelybe az anyag a törvény szerint eloszlik. Amikor a részecskék koncentrációja a magban eléri a ~ 10 11 cm -3 értéket, átlátszatlanná válik a porszemcsék infravörös sugárzása számára. A magban felszabaduló energia a sugárzásos hővezetés miatt lassan felszivárog a felszínre. A hőmérséklet szinte adiabatikusan emelkedni kezd, ez a nyomás növekedéséhez vezet, és a mag hidrosztatikussá válik. egyensúly. A héj továbbra is a magra esik, és a perifériáján jelenik meg. A mag paraméterei ekkor gyengén függenek a protocsillag össztömegétől: K. Ahogy a mag tömege az akkréció következtében növekszik, a hőmérséklete szinte adiabatikusan változik, amíg el nem éri a 2000 K-t, amikor is megindul a H 2 molekulák disszociációja. . A disszociációhoz szükséges energiafelhasználás eredményeként, nem pedig a kinetika növekedése miatt. a részecske energiája, az adiabatikus index értéke 4/3 alá csökken, a nyomásváltozások nem képesek kompenzálni a gravitációs erőket és a mag ismét összeesik (lásd). Új, paraméterekkel rendelkező mag képződik, amelyet lökhárító front vesz körül, amelyre az első mag maradványai felhalmozódnak. Az atommag hasonló átrendeződése hidrogénnel történik.

A mag további növekedése a héj anyagának rovására mindaddig folytatódik, amíg az összes anyag a csillagra nem esik, vagy szétszóródik a hatása alatt, vagy ha a mag kellően masszív (lásd). A héj anyagának jellegzetes idejével rendelkező protocsillagok t a >t kn, ezért fényességüket az összeomló magok energiafelszabadulása határozza meg.

A magból és egy burokból álló csillagot infravörös forrásként figyelik meg a burában lévő sugárzás feldolgozása miatt (a burok porja, amely elnyeli az UV sugárzás fotonjait a magból, az infravörös tartományban bocsát ki). Amikor a héj optikailag elvékonyodik, a protocsillagot a csillagok közönséges tárgyaként kezdik megfigyelni. A legnagyobb tömegű csillagok addig tartják héjukat, amíg a hidrogén termonukleáris égése meg nem kezdődik a csillag közepén. A sugárzási nyomás valószínűleg a csillagok tömegét korlátozza. Még ha tömegesebb csillagok keletkeznek is, pulzációsan instabilnak bizonyulnak, és elveszíthetik erejüket. a tömeg egy része a magban a hidrogénégés szakaszában. A protostelláris héj összeomlásának és szétszóródásának stádiumának időtartama azonos nagyságrendű a szülőfelhő szabadesési idejével, azaz. 10 5 -10 6 év. A mag által megvilágított, a héj maradványaiból származó, a csillagszél által felgyorsított sötét anyag csomókat Herbig-Haro objektumokkal azonosítják (emissziós spektrummal rendelkező csillagcsomók). A kis tömegű csillagok, amikor láthatóvá válnak, a T Tauri csillagok által elfoglalt régióban vannak (törpe), a nagyobb tömegűek a Herbig emissziós csillagok régiójában (szabálytalan korai spektrális osztályok emissziós vonalakkal a spektrumokban). ).

Evolúció. állandó tömegű protocsillag magok nyomai a hidrosztatikus szakaszban. ábrán láthatók a tömörítések. 1. Kis tömegű csillagok esetén a hidrosztatikus állapot kialakulásakor. egyensúly, a körülmények az atommagokban olyanok, hogy az energia átadódik nekik. A számítások azt mutatják, hogy egy teljesen konvektív csillag felszíni hőmérséklete szinte állandó. A csillag sugara folyamatosan csökken, mert tovább zsugorodik. Állandó felületi hőmérséklet és csökkenő sugár mellett a csillag fényessége is a G.-R.D. Ez a fejlődési szakasz a pályák függőleges szakaszainak felel meg.

Ahogy a kompresszió folytatódik, a csillag belsejében a hőmérséklet növekszik, az anyag átlátszóbbá válik, és az align="absmiddle" width="90" height="17"> csillagoknak sugárzó magjuk van, de a héjak konvektívek maradnak. A kisebb tömegű csillagok teljesen konvektívek maradnak. Fényességüket a fotoszférában lévő vékony sugárzó réteg szabályozza. Minél nagyobb a csillag tömege és minél magasabb az effektív hőmérséklete, annál nagyobb a sugárzási magja (az align="absmiddle" width="74" height="17"> csillagoknál a sugárzási mag azonnal megjelenik). Végül szinte az egész csillag (kivéve a felszíni konvektív zónát a tömeges csillagok esetében) sugárzási egyensúlyi állapotba kerül, amelyben a magban felszabaduló összes energia sugárzással átadásra kerül.

3. Magreakciókon alapuló evolúció

A magokban ~ 10 6 K hőmérsékleten megindulnak az első magreakciók - a deutérium, lítium, bór kiég. Ezen elemek elsődleges mennyisége olyan kicsi, hogy kiégésük gyakorlatilag nem bírja a nyomást. A kompresszió leáll, ha a csillag középpontjában a hőmérséklet eléri a ~ 10 6 K-t és a hidrogén meggyullad, mert A hidrogén termonukleáris égése során felszabaduló energia elegendő a sugárzási veszteségek kompenzálására (lásd). Homogén csillagok, amelyek magjában a hidrogén ég, a G.-R.D. kezdeti főszekvencia (IMS). A masszív csillagok gyorsabban érik el az NGP-t, mint a kis tömegű csillagok, mert egységnyi tömegre jutó energiaveszteségük, és így az evolúció sebessége is nagyobb, mint a kis tömegű csillagoké. Amióta belépett az NGP E.z. nukleáris égés alapján történik, melynek főbb szakaszait a táblázat foglalja össze. A nukleáris égés még a vascsoport-elemek kialakulása előtt megtörténhet, amelyeknek a kötési energiája a legmagasabb az összes atommag közül. Evolúció. csillagok nyomai a G.-R.D.-n ábrán láthatók. 2. A csillagok hőmérsékletének és sűrűségének központi értékeinek alakulását az ábra mutatja. 3. K főnél. energiaforrás yavl. a hidrogénciklus reakciója általában T- a szén-nitrogén (CNO) ciklus reakciói (lásd). A CNO-ciklus mellékhatása az. a 14 N, 12 C, 13 C - 95%, 4% és 1 tömeg% nuklidok egyensúlyi koncentrációjának megállapítása. A nitrogén túlsúlyát azokban a rétegekben, ahol a hidrogénégés megtörtént, megerősítik azok a megfigyelések, amelyekben ezek a rétegek a külső veszteség következtében jelennek meg a felszínen. rétegek. Azokban a csillagokban, amelyek középpontjában a CNO ciklus megvalósul ( align="absmiddle" width="74" height="17">), egy konvektív mag jelenik meg. Ennek oka az energiafelszabadulás igen erős hőmérsékletfüggősége: . A sugárzó energia áramlása ~ T 4(lásd), ezért nem tudja átadni az összes felszabaduló energiát, és konvekciónak kell bekövetkeznie, ami hatékonyabb, mint a sugárzási átvitel. A legnagyobb tömegű csillagokban a csillagok tömegének több mint 50%-át konvekció borítja. A konvektív mag fontosságát az evolúció szempontjából az határozza meg, hogy a nukleáris üzemanyag egyenletesen a hatékony égési tartománynál jóval nagyobb tartományban fogy, míg a konvektív mag nélküli csillagokban kezdetben csak a centrum kis közelében ég ki. , ahol elég magas a hőmérséklet. A hidrogén kiégési ideje ~ 10 10 évtől a . A nukleáris égés minden további szakaszának ideje nem haladja meg a hidrogénégetés idejének 10%-át, ezért a hidrogénégés szakaszában lévő csillagok a G.-R.D. sűrűn lakott régió - (GP). Azokban a csillagokban, amelyek középpontjában a hőmérséklet soha nem éri el a hidrogén elégetéséhez szükséges értékeket, végtelenségig zsugorodnak, és „fekete” törpékké alakulnak. A hidrogén kiégése az átl. a maganyag molekulatömege, és ezért a hidrosztatikus hatás fenntartása érdekében. Egyensúly esetén a középpontban a nyomásnak növekednie kell, ami a középpontban lévő hőmérséklet és a csillagon átívelő hőmérsékleti gradiens növekedésével, következésképpen a fényerősség növekedésével jár. A fényerő növekedése az anyag átlátszatlanságának csökkenéséből is adódik a hőmérséklet emelkedésével. A mag összehúzódik, hogy fenntartsa a hidrogéntartalom csökkenésével járó atomenergia-leadási feltételeket, és a héj kitágul, mivel a megnövekedett energiaáramot át kell vinni a magból. A G.-R.d. a csillag az NGP jobb oldalára kerül. Az átlátszatlanság csökkenése a konvektív magok pusztulásához vezet a legnagyobb tömegű csillagok kivételével. A hatalmas csillagok evolúciós sebessége a legmagasabb, és ők hagyják el elsőként az MS-t. Az élettartam az MS-en a kb. 10 millió év, kb. 70 millió év, és kb. 10 milliárd év.

Ha a mag hidrogéntartalma 1%-ra csökken . A héj összenyomása a héliummaggal szomszédos rétegben a hidrogén felmelegedését okozza a termonukleáris égés hőmérsékletére, és egy rétegenergia-felszabadulási forrás keletkezik. A tömegű csillagokban, amelyekben kevésbé függ a hőmérséklettől, és az energiafelszabadulás tartománya nem koncentrálódik olyan erősen a középpont felé, nincs általános kompressziós szakasz.

E.z. a hidrogén kiégése után tömegüktől függ. A tömegű csillagok fejlődésének lefolyását befolyásoló legfontosabb tényező. az elektrongáz degenerációja nagy sűrűségnél. A nagy sűrűség miatt a Pauli-elv miatt korlátozott az alacsony energiájú kvantumállapotok száma, és az elektronok nagy energiával töltik meg a kvantumszinteket, jelentősen meghaladva a hőmozgásuk energiáját. A degenerált gáz legfontosabb jellemzője a nyomása p csak a sűrűségtől függ: a nem relativisztikus degenerációhoz és a relativisztikus degenerációhoz. Az elektronok gáznyomása sokkal nagyobb, mint az ionok nyomása. Ez követi azt, ami E.Z. számára alapvető. Következtetés: mivel a relativisztikusan degenerált gáz térfogategységére ható gravitációs erő ugyanúgy függ a sűrűségtől, mint a nyomásgradiens, ezért léteznie kell egy korlátozó tömegnek (lásd), így az align="absmiddle" width="66"-nál " magasság ="15"> az elektronnyomás nem tudja ellensúlyozni a gravitációt, és megkezdődik a kompresszió. Limit weight align="absmiddle" width="139" height="17">. ábrán látható annak a tartománynak a határa, amelyben az elektrongáz degenerált. 3. A kis tömegű csillagokban a degeneráció már a héliummagok kialakulásának folyamatában is észrevehető szerepet játszik.

A második, az E.z. a későbbi szakaszokban ezek a neutrínó energiaveszteségei. A csillagok mélyén T~10 8 K fő. a születésben szerepet játszanak: fotoneutrínó folyamat, plazma rezgéskvantumok (plazmonok) bomlása neutrínó-antineutrínó párokká (), elektron-pozitron párok megsemmisülése () és (lásd). A neutrínók legfontosabb jellemzője, hogy a csillag anyaga szinte átlátszó számukra, és a neutrínók szabadon viszik el az energiát a csillagtól.

A héliummag, amelyben még nem alakultak ki a hélium égésének feltételei, összenyomódik. A mag melletti réteges forrás hőmérséklete nő, és a hidrogén égésének sebessége nő. A megnövekedett energiaáramlás átvitelének szükségessége a héj tágulásához vezet, amelyre az energia egy része elpazarol. Mivel a csillag fényessége nem változik, felszínének hőmérséklete csökken, és a G.-R.D. a csillag a vörös óriások által elfoglalt területre költözik. A csillag átstrukturálódási ideje két nagyságrenddel rövidebb, mint amennyi idő alatt a hidrogén kiég a magban, ezért kevés csillag van az MS sáv és a vörös szuperóriások tartománya között. . A héj hőmérsékletének csökkenésével növekszik az átlátszósága, aminek következtében külső megjelenés jelenik meg. konvektív zóna és a csillag fényereje növekszik.

Az energia eltávolítása a magból a degenerált elektronok hővezető képessége és a csillagok neutrínóvesztesége révén késlelteti a hélium égésének pillanatát. A hőmérséklet csak akkor kezd észrevehetően emelkedni, amikor a mag szinte izotermvé válik. A 4 Ő égése határozza meg az E.Z. attól a pillanattól kezdve, amikor az energiafelszabadulás meghaladja a hővezetőképesség és a neutrínósugárzás által okozott energiaveszteséget. Ugyanez a feltétel vonatkozik minden további típusú nukleáris üzemanyag elégetésére.

A degenerált gázból készült, neutrínókkal hűtött csillagmagok figyelemre méltó jellemzője a „konvergencia” - a pályák konvergenciája, amely a sűrűség és a hőmérséklet kapcsolatát jellemzi. Tc a csillag közepén (3. ábra). A mag kompressziója során felszabaduló energia sebességét a rétegforráson keresztül az anyag hozzáadásának sebessége határozza meg, és csak a mag tömegétől függ egy adott típusú tüzelőanyag esetében. A magban az energia be- és kiáramlásának egyensúlyát fenn kell tartani, ezért a csillagok magjában azonos hőmérséklet- és sűrűségeloszlás jön létre. Mire a 4 He meggyullad, az atommag tömege a nehézelemek tartalmától függ. A degenerált gáz atommagjaiban a 4 He égése termikus robbanás jellegű, mert az égés során felszabaduló energia az elektronok hőmozgásának energiáját növeli, de a nyomás a hőmérséklet emelkedésével szinte változatlan marad mindaddig, amíg az elektronok hőenergiája nem lesz egyenlő az elektronok degenerált gázának energiájával. Ezután a degeneráció megszűnik, és a mag gyorsan kitágul - hélium felvillan. A héliumkitöréseket valószínűleg a csillaganyag elvesztése kíséri. -ban, ahol a hatalmas csillagok már rég befejezték az evolúciót, és a vörös óriások tömege van, a hélium égési szakaszában lévő csillagok a G.-R.D. vízszintes ágán vannak.

Az align="absmiddle" width="90" height="17">-es csillagok hélium magjaiban a gáz nem degenerálódik, 4 csendesen meggyullad, de a magok a növekedés hatására kitágulnak. Tc. A legnagyobb tömegű csillagokban a 4 He égése akkor is megtörténik, amikor azok aktívak. kék szuperóriások. A mag kiterjedése csökkenéshez vezet T a hidrogénréteg forrás tartományában, és a csillag fényereje a hélium kitörése után csökken. A termikus egyensúly fenntartása érdekében a héj összehúzódik, és a csillag elhagyja a vörös szuperóriások régióját. Amikor a magban lévő 4 He kimerül, újra elkezdődik a mag összenyomódása és a héj kitágulása, a csillag ismét vörös szuperóriássá válik. 4 He réteges égési forrás képződik, amely uralja az energialeadást. Ismét megjelenik a külső. konvektív zóna. A hélium és a hidrogén kiégésével a rétegforrások vastagsága csökken. A hélium égésének vékony rétege termikusan instabilnak bizonyul, mert nagyon erős hőmérséklet-kibocsátási érzékenység esetén () az anyag hővezető képessége nem elegendő az égési rétegben fellépő hőzavarok eloltásához. A hőkitörések során konvekció megy végbe a rétegben. Ha hidrogénben gazdag rétegekbe hatol, akkor lassú folyamat eredményeként ( s-folyamat, lásd) 22 Ne és 209 B közötti atomtömegű elemek szintetizálódnak.

A vörös szuperóriások hideg, kiterjedt héjában képződő porra és molekulákra gyakorolt ​​sugárzási nyomás folyamatos anyagvesztéshez vezet, akár egy évig is. A folyamatos tömegveszteség kiegészíthető a rétegégés instabilitásából vagy pulzációból eredő veszteségekkel, amelyek egy vagy több felszabadulásához vezethetnek. kagylók. Ha a szén-oxigén mag feletti anyagmennyiség egy bizonyos határ alá csökken, a héj összenyomódásra kényszerül, hogy az égési rétegekben fenntartsa a hőmérsékletet addig, amíg a kompresszió képes fenntartani az égést; sztár a G.-R.D. szinte vízszintesen balra mozog. Ebben a szakaszban az égési rétegek instabilitása a héj tágulásához és anyagveszteséghez is vezethet. Amíg a csillag elég forró, egy vagy több magnak tekinthető. kagylók. Amikor a rétegforrások annyira eltolódnak a csillag felszíne felé, hogy bennük a hőmérséklet alacsonyabb lesz, mint a nukleáris égéshez szükséges, a csillag lehűl, és fehér törpévé változik, amely a csillag ionos komponensének hőenergia-fogyasztása miatt kisugárzik. a dolga. A fehér törpék jellemző lehűlési ideje ~ 10 9 év. A fehér törpévé váló egyes csillagok tömegének alsó határa nem tisztázott, 3-6-ra becsülik. A c csillagokban az elektrongáz a szén-oxigén (C,O-) csillagmagok növekedési szakaszában degenerálódik. Akárcsak a csillagok héliummagjában, a neutrínók energiaveszteségei miatt a körülmények „konvergenciája” következik be a C,O mag közepén és a szén égésének pillanatában. A 12 C égés ilyen körülmények között nagy valószínűséggel robbanás jellegű, és a csillag teljes pusztulásához vezet. A teljes pusztulás nem következhet be, ha . Ez a sűrűség akkor érhető el, ha a mag növekedési sebességét a műholdak anyagának akkréciója határozza meg egy szoros bináris rendszerben.

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 követni tudták a tipikus csillagok életszakaszait: a csillagok csillagközi felhőben való születésének pillanatát, fiatalságát, középkorát, öregkorát és néha egy nagyon látványos halált.

Egy csillag születése.

A csillag kialakulása a köd belsejében lévő anyag tömörödésével kezdődik. Az így létrejövő tömörödés 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 lévő hidrogén „üzemanyag” körülbelül 10 milliárd év alatt elfogy, 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 ezzel egyidejűleg 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 a héliummagok fúziós reakciója megy végbe, amely szénné alakítja. A 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 csillagai.

Videó a Napunk fehér törpévé való fejlődését mutatja be

A Nap tömegénél ötször nagyobb tömegű csillag életciklusa sokkal rövidebb, 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 a Nap tömegének tízszerese, 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 én személy szerint nagyon szeretem és érdekel az űr és minden, ami ezzel kapcsolatos, annyira titokzatos és gyönyörű, hogy lélegzetelállító! A csillagok evolúciója sokat elárult nekünk a jövőnkről és minden.

Előző cikk: Mekkora a fénysebesség Következő cikk: Harmonikus rezgések Az oszcillációs frekvencia fizikai képlete