Как се развиват звездите? Еволюцията на звездите от гледна точка на точната наука и теорията на относителността

звезда-- небесно тяло, в което протичат, са се случвали или ще се случват термоядрени реакции. Звездите са масивни светещи топки от газ (плазма). Образува се от газово-прахова среда (водород и хелий) в резултат на гравитационно компресиране. Температурата на материята във вътрешността на звездите се измерва в милиони келвини, а на повърхността им - в хиляди келвини. Енергията на по-голямата част от звездите се освобождава в резултат на термоядрени реакции, превръщащи водорода в хелий, протичащи при високи температури във вътрешните области. Звездите често се наричат ​​основните тела на Вселената, тъй като те съдържат по-голямата част от светещата материя в природата. Звездите са огромни, сферични обекти, направени от хелий и водород, както и други газове. Енергията на една звезда се съдържа в нейното ядро, където хелият взаимодейства с водорода всяка секунда. Както всичко органично в нашата вселена, звездите възникват, развиват се, променят се и изчезват - този процес отнема милиарди години и се нарича процес на „звездна еволюция“.

1. Еволюция на звездите

Еволюция на звездите-- последователността от промени, на които една звезда претърпява по време на своя живот, тоест в продължение на стотици хиляди, милиони или милиарди години, докато излъчва светлина и топлина. Звездата започва живота си като студен, разреден облак от междузвезден газ (разредена газообразна среда, която запълва цялото пространство между звездите), компресира се под въздействието на собствената си гравитация и постепенно приема формата на топка. Когато се компресира, гравитационната енергия (универсалното фундаментално взаимодействие между всички материални тела) се превръща в топлина и температурата на обекта се повишава. Когато температурата в центъра достигне 15-20 милиона K, започват термоядрени реакции и компресията спира. Обектът се превръща в пълноценна звезда. Първият етап от живота на звездата е подобен на този на слънцето - той е доминиран от реакции на водородния цикъл. Тя остава в това състояние през по-голямата част от живота си, намирайки се в главната последователност на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел (фиг. 1) (показваща връзката между абсолютната величина, яркостта, спектралния тип и температурата на повърхността на звездата, 1910 г.), докато резервите му от гориво се изчерпват в сърцевината му. Когато целият водород в центъра на звездата се преобразува в хелий, се образува хелиево ядро ​​и термоядреното изгаряне на водорода продължава в неговата периферия. През този период структурата на звездата започва да се променя. Светимостта й се увеличава, външните й слоеве се разширяват и температурата на повърхността й намалява - звездата се превръща в червен гигант, който образува клон на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Звездата прекарва значително по-малко време в този клон, отколкото в основната последователност. Когато натрупаната маса на хелиевото ядро ​​стане значителна, то не може да издържи собственото си тегло и започва да се свива; ако звездата е достатъчно масивна, повишаващата се температура може да предизвика по-нататъшна термоядрена трансформация на хелия в по-тежки елементи (хелий във въглерод, въглерод в кислород, кислород в силиций и накрая силиций в желязо).

2. Термоядрен синтез във вътрешността на звездите

До 1939 г. е установено, че източникът на звездна енергия е термоядрен синтез, протичащ в недрата на звездите. Повечето звезди излъчват радиация, защото в сърцевината им четири протона се комбинират чрез серия от междинни стъпки в една алфа частица. Тази трансформация може да се осъществи по два основни начина, наречени протон-протонен или p-p цикъл и въглерод-азот или CN цикъл. При звездите с ниска маса освобождаването на енергия се осигурява главно от първия цикъл, при тежките звезди - от втория. Запасите от ядрено гориво в една звезда са ограничени и постоянно се изразходват за радиация. Процесът на термоядрен синтез, който освобождава енергия и променя състава на материята на звездата, в комбинация с гравитацията, която се стреми да компресира звездата и също освобождава енергия, както и радиация от повърхността, която отнася освободената енергия, са основните движещи сили на звездната еволюция. Еволюцията на една звезда започва в гигантски молекулен облак, наричан още звездна люлка. Повечето от "празното" пространство в една галактика всъщност съдържа между 0,1 и 1 молекула на cm?. Молекулярният облак има плътност от около милион молекули на cm?. Масата на такъв облак надвишава масата на Слънцето 100 000-10 000 000 пъти поради неговия размер: от 50 до 300 светлинни години в диаметър. Докато облакът се върти свободно около центъра на родната си галактика, нищо не се случва. Въпреки това, поради нееднородността на гравитационното поле, в него могат да възникнат смущения, водещи до локални концентрации на маса. Такива смущения причиняват гравитационен колапс на облака. Един от сценариите, водещи до това, е сблъсък на два облака. Друго събитие, причиняващо колапс, може да бъде преминаването на облак през плътния ръкав на спирална галактика. Критичен фактор може да бъде и експлозията на близка супернова, чиято ударна вълна ще се сблъска с молекулярния облак с огромна скорост. Също така е възможно галактики да се сблъскат, което може да причини избухване на звездообразуване, тъй като газовите облаци във всяка галактика се компресират от сблъсъка. Като цяло, всякакви нееднородности в силите, действащи върху масата на облака, могат да инициират процеса на образуване на звезди. Поради възникналите нехомогенности, налягането на молекулярния газ вече не може да предотврати по-нататъшно компресиране и газът започва да се събира около центъра на бъдещата звезда под въздействието на силите на гравитационното привличане. Половината от освободената гравитационна енергия отива за нагряване на облака, а половината отива за светлинно излъчване. В облаците налягането и плътността нарастват към центъра и колапсът на централната част става по-бързо от периферията. Докато се свива, средният свободен път на фотоните намалява и облакът става все по-малко прозрачен за собственото си излъчване. Това води до по-бързо повишаване на температурата и още по-бързо повишаване на налягането. В резултат на това градиентът на налягане балансира гравитационната сила и се образува хидростатично ядро ​​с маса около 1% от масата на облака. Този момент е невидим. По-нататъшното развитие на протозвездата е натрупването на материя, която продължава да пада върху „повърхността“ на ядрото, което поради това нараства по размер. Масата на свободно движещата се материя в облака се изчерпва и звездата става видима в оптичния диапазон. Този момент се счита за края на протозвездната фаза и началото на фазата на младата звезда. Процесът на звездообразуване може да се опише по единен начин, но следващите етапи от развитието на звездата зависят почти изцяло от нейната маса и едва в самия край на звездната еволюция химическият състав може да играе роля.

3. Среден жизнен цикъл на звезда

Звездите се предлагат в голямо разнообразие от цветове и размери. Техният спектрален тип варира от горещо синьо до студено червено, а масата им варира от 0,0767 до повече от 200 слънчеви маси. Яркостта и цветът на звездата зависи от температурата на нейната повърхност, която от своя страна се определя от нейната маса. Всички нови звезди „заемат своето място“ в главната последователност според техния химичен състав и маса. Не говорим за физическото движение на звездата - само за нейното положение върху посочената диаграма в зависимост от параметрите на звездата. Всъщност движението на звезда по диаграмата съответства само на промяна в параметрите на звездата. Малките, хладни червени джуджета бавно изгарят своите запаси от водород и остават в главната последователност стотици милиарди години, докато масивните свръхгиганти ще напуснат главната последователност в рамките на няколко милиона години след образуването. Средно големи звезди като Слънцето остават в главната последователност средно 10 милиарда години. Смята се, че Слънцето все още е върху него, тъй като е в средата на жизнения си цикъл. След като звездата изчерпи водорода в ядрото си, тя напуска главната последователност. След определено време - от един милион до десетки милиарди години, в зависимост от първоначалната маса - звездата изчерпва водородните ресурси на ядрото. При големите и горещи звезди това се случва много по-бързо, отколкото при малките и по-хладни. Изчерпването на запасите от водород води до спиране на термоядрените реакции. Без налягането, генерирано от тези реакции за балансиране на собственото гравитационно привличане на звездата, звездата започва да се свива отново, както е направила по-рано по време на своето формиране. Температурата и налягането отново се повишават, но за разлика от етапа на протозвездата, на по-високо ниво. Колапсът продължава, докато термоядрените реакции, включващи хелий, започнат при температура от приблизително 100 милиона K. Термоядреното изгаряне на материята, възобновено на ново ниво, причинява чудовищното разширяване на звездата. Звездата се "загубва" и размерът й се увеличава приблизително 100 пъти. Така звездата се превръща в червен гигант, а фазата на изгаряне на хелий продължава около няколко милиона години. Почти всички червени гиганти са променливи звезди. Какво ще се случи след това отново зависи от масата на звездата.

4. По-късни години и смърт на звезди

Стари звезди с ниска маса

Към днешна дата не е известно със сигурност какво се случва с леките звезди след изчерпване на запасите от водород. Тъй като възрастта на Вселената е 13,7 милиарда години, което не е достатъчно, за да изчерпи запасите от водородно гориво в такива звезди, съвременните теории се основават на компютърни симулации на процесите, протичащи в такива звезди. Някои звезди могат да синтезират хелий само в определени активни зони, причинявайки нестабилност и силни звездни ветрове. В този случай не се образува планетарна мъглявина и звездата само се изпарява, ставайки дори по-малка от кафяво джудже. Звездите с маси, по-малки от 0,5 слънчеви, не са в състояние да преобразуват хелий дори след спиране на реакциите, включващи водород в ядрото - тяхната маса е твърде малка, за да осигури нова фаза на гравитационно компресиране до степен, която инициира "запалването" на хелий. Тези звезди включват червени джуджета като Проксима Кентавър, които имат живот в главната последователност от десетки милиарди до десетки трилиони години. След прекратяване на термоядрените реакции в ядрото им, те, постепенно охлаждайки се, ще продължат да излъчват слабо в инфрачервения и микровълновия диапазон на електромагнитния спектър.

Звезди със среден размер

Когато звезда със среден размер (от 0,4 до 3,4 слънчеви маси) достигне фазата на червения гигант, ядрото й изчерпва водорода и започват реакции за синтезиране на въглерод от хелий. Този процес се случва при по-високи температури и следователно потокът от енергия от ядрото се увеличава, което води до факта, че външните слоеве на звездата започват да се разширяват. Началото на синтеза на въглерод бележи нов етап в живота на една звезда и продължава известно време. За звезда, подобна по размер на Слънцето, този процес може да отнеме около милиард години. Промените в количеството излъчена енергия карат звездата да преминава през периоди на нестабилност, включително промени в размера, повърхностната температура и изхода на енергия. Изходът на енергия се измества към нискочестотно излъчване. Всичко това е придружено от нарастваща загуба на маса поради силни звездни ветрове и интензивни пулсации. Звездите в тази фаза се наричат ​​звезди от късен тип, OH-IR звезди или звезди, подобни на Мира, в зависимост от техните точни характеристики. Изхвърленият газ е относително богат на тежки елементи, произведени във вътрешността на звездата, като кислород и въглерод. Газът образува разширяваща се обвивка и се охлажда, докато се отдалечава от звездата, което позволява образуването на прахови частици и молекули. При силно инфрачервено излъчване от централната звезда в такива черупки се образуват идеални условия за активиране на мазерите. Реакциите на горене на хелий са много чувствителни към температурата. Понякога това води до голяма нестабилност. Възникват силни пулсации, които в крайна сметка придават достатъчно ускорение на външните слоеве, за да бъдат изхвърлени и превърнати в планетарна мъглявина. В центъра на мъглявината остава голото ядро ​​на звездата, в което спират термоядрените реакции и докато се охлажда, се превръща в хелиево бяло джудже, обикновено с маса до 0,5-0,6 слънчева и диаметър на ред на диаметъра на Земята.

Бели джуджета

Скоро след светкавицата на хелия въглеродът и кислородът се „запалват“; всяко от тези събития предизвиква сериозно преструктуриране на звездата и нейното бързо движение по диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Размерът на атмосферата на звездата се увеличава още повече и тя започва интензивно да губи газ под формата на разпръснати потоци от звезден вятър. Съдбата на централната част на звездата зависи изцяло от нейната първоначална маса: ядрото на звездата може да завърши еволюцията си като бяло джудже (звезди с ниска маса); ако масата му в по-късните етапи на еволюцията надвишава границата на Чандрасекар - като неутронна звезда (пулсар); ако масата надхвърли границата на Опенхаймер - Волков - като черна дупка. В последните два случая завършването на еволюцията на звездите е придружено от катастрофални събития - експлозии на свръхнови. По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват еволюцията си чрез свиване, докато налягането на изродените електрони балансира гравитацията. В това състояние, когато размерът на звездата намалява сто пъти, а плътността става милион пъти по-висока от плътността на водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, постепенно изстивайки, става тъмен и невидим. В звездите, по-масивни от Слънцето, налягането на изродените електрони не може да спре по-нататъшното компресиране на ядрото и електроните започват да се „притискат“ в атомни ядра, което води до превръщането на протоните в неутрони, между които няма електростатично отблъскване сили. Такава неутронизация на материята води до факта, че размерът на звездата, която всъщност представлява едно огромно атомно ядро, се измерва на няколко километра, а плътността е 100 милиона пъти по-висока от плътността на водата. Такъв обект се нарича неутронна звезда.

Свръхмасивни звезди

След като звезда с маса, по-голяма от пет пъти тази на слънцето, навлезе в етапа на червения свръхгигант, ядрото й започва да се свива под въздействието на гравитацията. С увеличаване на компресията температурата и плътността се увеличават и започва нова последователност от термоядрени реакции. При такива реакции се синтезират все по-тежки елементи: хелий, въглерод, кислород, силиций и желязо, което временно ограничава колапса на ядрото. В крайна сметка, тъй като се формират все по-тежки елементи от периодичната таблица, желязо-56 се синтезира от силиций. На този етап по-нататъшният термоядрен синтез става невъзможен, тъй като ядрото на желязо-56 има максимален дефект на масата и образуването на по-тежки ядра с освобождаване на енергия е невъзможно. Следователно, когато желязното ядро ​​на звезда достигне определен размер, налягането в него вече не е в състояние да издържи на гравитацията на външните слоеве на звездата и настъпва незабавен колапс на ядрото с неутронизация на неговата материя. Какво се случва след това все още не е напълно ясно, но във всеки случай процесите, протичащи за секунди, водят до експлозия на свръхнова с невероятна сила. Съпътстващият изблик на неутрино провокира ударна вълна. Силни струи от неутрино и въртящо се магнитно поле изтласкват голяма част от натрупания материал на звездата - така наречените зародишни елементи, включително желязо и по-леки елементи. Експлодиралата материя се бомбардира от неутрони, излъчвани от ядрото, като ги улавя и по този начин създава набор от елементи, по-тежки от желязото, включително радиоактивни, до уран (и може би дори калифорний). По този начин експлозиите на свръхнови обясняват наличието на елементи, по-тежки от желязото, в междузвездната материя, което обаче не е единственият възможен начин за тяхното образуване; това се демонстрира например от технециевите звезди. Взривната вълна и струите неутрино отнасят материята далеч от умиращата звезда в междузвездното пространство. Впоследствие, докато се охлажда и се движи в космоса, този материал от свръхнова може да се сблъска с други космически „боклуци“ и евентуално да участва във формирането на нови звезди, планети или спътници. Процесите, протичащи по време на образуването на свръхнова, все още се изучават и засега няма яснота по този въпрос. Също така под въпрос е какво всъщност остава от оригиналната звезда. Разглеждат се обаче два варианта: неутронни звезди и черни дупки.

Неутронни звезди

Известно е, че при някои свръхнови силната гравитация в дълбините на свръхгиганта принуждава електроните да бъдат абсорбирани от атомното ядро, където те се сливат с протони, за да образуват неутрони. Този процес се нарича неутронизация. Електромагнитните сили, разделящи близките ядра, изчезват. Сега ядрото на звездата е плътна топка от атомни ядра и отделни неутрони. Такива звезди, известни като неутронни звезди, са изключително малки - не по-големи от голям град - и имат невъобразимо висока плътност. Техният орбитален период става изключително кратък, когато размерът на звездата намалява (поради запазване на ъгловия момент). Някои правят 600 оборота в секунда. За някои от тях ъгълът между вектора на излъчване и оста на въртене може да бъде такъв, че Земята да попадне в конуса, образуван от това излъчване; в този случай е възможно да се открие радиационен импулс, повтарящ се на интервали, равни на орбиталния период на звездата. Такива неутронни звезди бяха наречени „пулсари“ и станаха първите открити неутронни звезди.

Черни дупки

Не всички свръхнови стават неутронни звезди. Ако звездата има достатъчно голяма маса, тогава колапсът на звездата ще продължи и самите неутрони ще започнат да падат навътре, докато нейният радиус стане по-малък от радиуса на Шварцшилд. След това звездата се превръща в черна дупка. Съществуването на черни дупки е предсказано от общата теория на относителността. Според тази теория материята и информацията не могат да напуснат черна дупка при никакви условия. Въпреки това, квантовата механика вероятно прави изключения от това правило възможни. Остават редица отворени въпроси. Главният от тях: „Има ли изобщо черни дупки?“ В крайна сметка, за да се каже със сигурност, че даден обект е черна дупка, е необходимо да се наблюдава неговият хоризонт на събитията. Това е невъзможно само чрез дефиниране на хоризонта, но с помощта на ултра-дълга базова радиоинтерферометрия е възможно да се определи показателят близо до обект, както и да се запише бърза променливост за милисекунди. Тези свойства, наблюдавани в един обект, трябва окончателно да докажат съществуването на черни дупки.

Вселената е постоянно променящ се макрокосмос, където всеки обект, вещество или материя е в състояние на трансформация и промяна. Тези процеси продължават милиарди години. В сравнение с продължителността на човешкия живот, този непонятим период от време е огромен. В космически мащаб тези промени са доста мимолетни. Звездите, които сега виждаме на нощното небе, са били същите преди хиляди години, когато египетските фараони са можели да ги видят, но всъщност през цялото това време промяната във физическите характеристики на небесните тела не е спряла нито за секунда. Звездите се раждат, живеят и със сигурност стареят - еволюцията на звездите продължава както обикновено.

Положението на звездите от съзвездието Голяма мечка в различни исторически периоди в интервала преди 100 000 години - наше време и след 100 хиляди години

Тълкуване на еволюцията на звездите от гледна точка на обикновения човек

За обикновения човек космосът изглежда като свят на спокойствие и тишина. Всъщност Вселената е гигантска физическа лаборатория, в която се извършват огромни трансформации, по време на които се променят химичният състав, физическите характеристики и структурата на звездите. Животът на една звезда трае, докато свети и излъчва топлина. Такова блестящо състояние обаче не трае вечно. Яркото раждане е последвано от период на звездна зрялост, който неизбежно завършва със стареенето на небесното тяло и неговата смърт.

Образуване на протозвезда от облак газ и прах преди 5-7 милиарда години

Цялата ни информация за звездите днес се вписва в рамките на науката. Термодинамиката ни дава обяснение на процесите на хидростатично и топлинно равновесие, в които се намира звездната материя. Ядрената и квантовата физика ни позволяват да разберем сложния процес на ядрен синтез, който позволява съществуването на звезда, излъчвайки топлина и давайки светлина на околното пространство. При раждането на звезда се формира хидростатично и топлинно равновесие, поддържано от собствени източници на енергия. В края на една блестяща звездна кариера този баланс се нарушава. Започва поредица от необратими процеси, резултатът от които е унищожаването на звездата или колапса - грандиозен процес на мигновена и блестяща смърт на небесното тяло.

Експлозията на свръхнова е ярък финал на живота на звезда, родена в ранните години на Вселената.

Промените във физическите характеристики на звездите се дължат на тяхната маса. Скоростта на еволюция на обектите се влияе от техния химичен състав и до известна степен от съществуващите астрофизични параметри - скоростта на въртене и състоянието на магнитното поле. Не е възможно да се говори как точно се случва всичко поради огромната продължителност на описаните процеси. Скоростта на еволюцията и етапите на трансформация зависят от часа на раждане на звездата и нейното местоположение във Вселената в момента на раждане.

Еволюцията на звездите от научна гледна точка

Всяка звезда се ражда от бучка студен междузвезден газ, който под въздействието на външни и вътрешни гравитационни сили се компресира до състояние на газова топка. Процесът на компресия на газообразното вещество не спира нито за миг, съпроводен с колосално отделяне на топлинна енергия. Температурата на новото образувание се повишава, докато започне термоядрен синтез. От този момент компресията на звездната материя спира и се постига баланс между хидростатичното и топлинното състояние на обекта. Вселената е попълнена с нова пълноценна звезда.

Основното звездно гориво е водородният атом в резултат на стартирала термоядрена реакция.

В еволюцията на звездите техните източници на топлинна енергия са от основно значение. Лъчистата и топлинната енергия, изтичаща в космоса от повърхността на звездата, се попълва чрез охлаждане на вътрешните слоеве на небесното тяло. Постоянно протичащите термоядрени реакции и гравитационното компресиране в недрата на звездата компенсират загубата. Докато в недрата на звездата има достатъчно ядрено гориво, звездата свети с ярка светлина и излъчва топлина. Веднага след като процесът на термоядрен синтез се забави или спре напълно, механизмът на вътрешно компресиране на звездата се активира, за да се поддържа термично и термодинамично равновесие. На този етап обектът вече излъчва топлинна енергия, която се вижда само в инфрачервения диапазон.

Въз основа на описаните процеси можем да заключим, че еволюцията на звездите представлява последователна промяна в източниците на звездна енергия. В съвременната астрофизика процесите на трансформация на звездите могат да бъдат подредени в съответствие с три скали:

• ядрена времева линия;
• топлинен период от живота на звездата;
• динамичен сегмент (финал) от живота на светилото.

Във всеки отделен случай се разглеждат процесите, които определят възрастта на звездата, нейните физически характеристики и вида на смъртта на обекта. Ядрената времева линия е интересна, докато обектът се захранва от собствени източници на топлина и излъчва енергия, която е продукт на ядрени реакции. Продължителността на този етап се оценява чрез определяне на количеството водород, което ще се превърне в хелий по време на термоядрен синтез. Колкото по-голяма е масата на звездата, толкова по-голяма е интензивността на ядрените реакции и съответно толкова по-висока е светимостта на обекта.

Размери и маси на различни звезди, вариращи от свръхгигант до червено джудже

Термичната времева скала определя етапа на еволюция, по време на който една звезда изразходва цялата си топлинна енергия. Този процес започва от момента, в който се изразходват последните запаси от водород и спират ядрените реакции. За да се поддържа балансът на обекта, се стартира процес на компресия. Звездната материя пада към центъра. В този случай кинетичната енергия се превръща в топлинна енергия, която се изразходва за поддържане на необходимия температурен баланс вътре в звездата. Част от енергията изтича в открития космос.

Като се има предвид факта, че яркостта на звездите се определя от тяхната маса, в момента на компресия на обекта неговата яркост в космоса не се променя.

Звезда на път към главната поредица

Звездообразуването се извършва според динамичен времеви мащаб. Звездният газ пада свободно навътре към центъра, увеличавайки плътността и налягането в недрата на бъдещия обект. Колкото по-висока е плътността в центъра на газовата топка, толкова по-висока е температурата вътре в обекта. От този момент нататък топлината става основна енергия на небесното тяло. Колкото по-голяма е плътността и температурата, толкова по-голямо е налягането в дълбините на бъдещата звезда. Свободното падане на молекули и атоми спира и процесът на компресия на звездния газ спира. Това състояние на обект обикновено се нарича протозвезда. Обектът е 90% молекулярен водород. Когато температурата достигне 1800K, водородът преминава в атомно състояние. По време на процеса на гниене се изразходва енергия и повишаването на температурата се забавя.

Вселената е 75% съставена от молекулярен водород, който по време на формирането на протозвездите се превръща в атомен водород - ядреното гориво на звездата

В това състояние налягането вътре в газовата топка намалява, като по този начин дава свобода на силата на компресия. Тази последователност се повтаря всеки път, когато първо се йонизира целият водород, а след това се йонизира хелият. При температура от 10⁵ K газът е напълно йонизиран, компресията на звездата спира и възниква хидростатично равновесие на обекта. По-нататъшната еволюция на звездата ще се случи в съответствие с топлинната времева скала, много по-бавно и по-последователно.

Радиусът на протозвездата намалява от 100 AU от началото на формирането. до ¼ a.u. Обектът е в средата на газов облак. В резултат на акрецията на частици от външните области на облака звезден газ, масата на звездата непрекъснато ще нараства. Следователно температурата вътре в обекта ще се повиши, придружавайки процеса на конвекция - пренос на енергия от вътрешните слоеве на звездата към нейния външен ръб. Впоследствие, с повишаване на температурата във вътрешността на небесното тяло, конвекцията се заменя с радиационен пренос, движещ се към повърхността на звездата. В този момент светимостта на обекта бързо нараства, а температурата на повърхностните слоеве на звездната топка също се повишава.

Процеси на конвекция и радиационен трансфер в новообразувана звезда преди началото на реакциите на термоядрен синтез

Например, за звезди с маса, идентична с масата на нашето Слънце, компресията на протозвездния облак става само за няколкостотин години. Що се отнася до последния етап от формирането на обекта, кондензацията на звездната материя се простира в продължение на милиони години. Слънцето се движи към основната последователност доста бързо и това пътуване ще отнеме стотици милиони или милиарди години. С други думи, колкото по-голяма е масата на звездата, толкова по-дълъг е периодът от време, изразходван за формирането на пълноценна звезда. Звезда с маса 15M ще се движи по пътя към основната последователност много по-дълго - около 60 хиляди години.

Фаза на основната последователност

Въпреки факта, че някои реакции на термоядрен синтез започват при по-ниски температури, основната фаза на изгаряне на водород започва при температура от 4 милиона градуса. От този момент започва фазата на основната последователност. В действие влиза нова форма на възпроизвеждане на звездна енергия – ядрена. Кинетичната енергия, освободена по време на компресията на обект, изчезва на заден план. Постигнатото равновесие осигурява дълъг и спокоен живот на звезда, попаднала в началната фаза на главната последователност.

Деленето и разпадането на водородни атоми по време на термоядрена реакция, протичаща във вътрешността на звезда

От този момент нататък наблюдението на живота на една звезда е ясно обвързано с фазата на основната последователност, която е важна част от еволюцията на небесните тела. Именно на този етап единственият източник на звездна енергия е резултатът от изгарянето на водород. Обектът е в състояние на равновесие. С изразходването на ядрено гориво се променя само химичният състав на обекта. Престоят на Слънцето във фазата на главната последователност ще продължи приблизително 10 милиарда години. Ето колко време ще отнеме на нашата родна звезда да изразходва целия си запас от водород. Що се отнася до масивните звезди, тяхната еволюция протича по-бързо. Излъчвайки повече енергия, масивна звезда остава във фазата на главната последователност само за 10-20 милиона години.

По-малко масивните звезди горят в нощното небе много по-дълго. Така звезда с маса 0,25 M ще остане във фазата на главната последователност за десетки милиарди години.

Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел, оценяваща връзката между спектъра на звездите и тяхната яркост. Точките на диаграмата са местоположенията на известни звезди. Стрелките показват изместването на звездите от основната последователност във фазите на гиганта и бялото джудже.

За да си представите еволюцията на звездите, просто погледнете диаграмата, характеризираща пътя на небесното тяло в главната последователност. Горната част на графиката изглежда по-малко наситена с обекти, тъй като там са концентрирани масивните звезди. Това местоположение се обяснява с краткия им жизнен цикъл. От известните днес звезди някои имат маса 70M. Обекти, чиято маса надвишава горната граница от 100M, може изобщо да не се образуват.

Небесните тела, чиято маса е по-малка от 0,08 M, нямат възможност да преодолеят критичната маса, необходима за началото на термоядрения синтез и остават студени през целия си живот. Най-малките протозвезди колабират и образуват планетоподобни джуджета.

Подобно на планета кафяво джудже в сравнение с нормална звезда (нашето Слънце) и планетата Юпитер

В долната част на последователността са концентрирани обекти, доминирани от звезди с маса, равна на масата на нашето Слънце и малко повече. Въображаемата граница между горната и долната част на основната последователност са обекти с маса – 1,5M.

Последващите етапи на еволюцията на звездите

Всеки от вариантите за развитие на състоянието на звезда се определя от нейната маса и продължителността на времето, през което се извършва трансформацията на звездната материя. Вселената обаче е многостранен и сложен механизъм, така че еволюцията на звездите може да поеме по други пътища.

Когато пътува по основната последователност, звезда с маса, приблизително равна на масата на Слънцето, има три основни опции за маршрут:

1. живейте живота си спокойно и почивайте спокойно в необятните простори на Вселената;
2. навлезе във фазата на червения гигант и бавно остарява;
3. станете бяло джудже, избухнете като супернова и станете неутронна звезда.

Възможни варианти за еволюцията на протозвездите в зависимост от времето, химичния състав на обектите и тяхната маса

След основната последователност идва гигантската фаза. До този момент запасите от водород в недрата на звездата са напълно изчерпани, централната област на обекта е хелиево ядро ​​и термоядрените реакции се изместват към повърхността на обекта. Под въздействието на термоядрения синтез обвивката се разширява, но масата на хелиевото ядро ​​се увеличава. Една обикновена звезда се превръща в червен гигант.

Гигантска фаза и нейните характеристики

В звезди с ниска маса плътността на ядрото става колосална, превръщайки звездната материя в изроден релативистичен газ. Ако масата на звездата е малко повече от 0,26 M, повишаването на налягането и температурата води до началото на синтеза на хелий, покриващ цялата централна област на обекта. От този момент нататък температурата на звездата се увеличава бързо. Основната характеристика на процеса е, че изроденият газ няма способността да се разширява. Под въздействието на висока температура се увеличава само скоростта на делене на хелия, което е придружено от експлозивна реакция. В такива моменти можем да наблюдаваме светкавица на хелий. Яркостта на обекта се увеличава стотици пъти, но агонията на звездата продължава. Звездата преминава в ново състояние, при което всички термодинамични процеси протичат в хелиевото ядро ​​и в разредената външна обвивка.

Структурата на звезда от главната последователност от слънчев тип и червен гигант с изотермично хелиево ядро ​​и слоеста зона на нуклеосинтеза

Това състояние е временно и не е стабилно. Звездната материя постоянно се смесва и значителна част от нея се изхвърля в околното пространство, образувайки планетарна мъглявина. В центъра остава горещо ядро, наречено бяло джудже.

За звезди с големи маси изброените по-горе процеси не са толкова катастрофални. Изгарянето на хелий се заменя с реакцията на ядрено делене на въглерод и силиций. В крайна сметка звездното ядро ​​ще се превърне в звездно желязо. Гигантската фаза се определя от масата на звездата. Колкото по-голяма е масата на един обект, толкова по-ниска е температурата в центъра му. Това очевидно не е достатъчно, за да предизвика реакция на ядрено делене на въглерод и други елементи.

Съдбата на бяло джудже - неутронна звезда или черна дупка

Веднъж в състояние на бяло джудже, обектът е в изключително нестабилно състояние. Спрените ядрени реакции водят до спад на налягането, ядрото преминава в състояние на колапс. Освободената в този случай енергия се изразходва за разпадането на желязото в атоми на хелий, които допълнително се разпадат на протони и неутрони. Течащият процес се развива с бързи темпове. Колапсът на звезда характеризира динамичния сегмент на скалата и отнема част от секундата във времето. Изгарянето на остатъците от ядрено гориво става експлозивно, освобождавайки колосално количество енергия за част от секундата. Това е напълно достатъчно за взривяване на горните слоеве на обекта. Последният етап на бялото джудже е експлозия на свръхнова.

Ядрото на звездата започва да се свива (вляво). Колапсът образува неутронна звезда и създава поток от енергия във външните слоеве на звездата (център). Енергия, освободена, когато външните слоеве на звезда се отделят по време на експлозия на свръхнова (вдясно).

Останалото свръхплътно ядро ​​ще бъде клъстер от протони и електрони, които се сблъскват един с друг, за да образуват неутрони. Вселената се попълни с нов обект - неутронна звезда. Поради високата плътност, ядрото се изражда и процесът на колапс на ядрото спира. Ако масата на звездата беше достатъчно голяма, колапсът можеше да продължи, докато останалата звездна материя най-накрая падне в центъра на обекта, образувайки черна дупка.

Обяснение на последната част от еволюцията на звездите

За нормалните равновесни звезди описаните еволюционни процеси са малко вероятни. Съществуването на бели джуджета и неутронни звезди обаче доказва реалното съществуване на процеси на компресия на звездната материя. Малкият брой такива обекти във Вселената показва преходността на тяхното съществуване. Последният етап от еволюцията на звездите може да бъде представен като последователна верига от два вида:

• нормална звезда - червен гигант - отделяне на външни слоеве - бяло джудже;
• масивна звезда – червен свръхгигант – експлозия на свръхнова – неутронна звезда или черна дупка – нищо.

Диаграма на еволюцията на звездите. Опции за продължаване на живота на звездите извън основната последователност.

От научна гледна точка е доста трудно да се обяснят протичащите процеси. Ядрените учени са съгласни, че в случая на последния етап от еволюцията на звездите имаме работа с умора на материята. В резултат на продължително механично и термодинамично въздействие материята променя физичните си свойства. Умората на звездната материя, изчерпана от дългосрочни ядрени реакции, може да обясни появата на изроден електронен газ, последващата му неутронизация и анихилация. Ако всички горепосочени процеси протичат от началото до края, звездната материя престава да бъде физическа субстанция - звездата изчезва в космоса, без да оставя нищо след себе си.

Междузвездните мехурчета и облаците газ и прах, които са родното място на звездите, не могат да бъдат възстановени само от изчезнали и избухнали звезди. Вселената и галактиките са в състояние на равновесие. Има постоянна загуба на маса, плътността на междузвездното пространство намалява в една част от космическото пространство. Следователно в друга част на Вселената се създават условия за образуване на нови звезди. С други думи, схемата работи: ако определено количество материя е изгубено на едно място, на друго място във Вселената същото количество материя се появява в различна форма.

Накрая

Изследвайки еволюцията на звездите, стигаме до извода, че Вселената е гигантски разреден разтвор, в който част от материята се трансформира във водородни молекули, които са строителният материал за звездите. Другата част се разтваря в пространството, изчезвайки от сферата на материалните усещания. Черната дупка в този смисъл е мястото на прехода на целия материал в антиматерия. Доста е трудно да се разбере напълно смисълът на случващото се, особено ако, когато изучавате еволюцията на звездите, разчитате само на законите на ядрената, квантовата физика и термодинамиката. Теорията на относителната вероятност трябва да бъде включена в изследването на този въпрос, която допуска кривината на пространството, позволяваща трансформацията на една енергия в друга, едно състояние в друго.

Жизнен цикъл на звездите

Типична звезда освобождава енергия чрез сливане на водород в хелий в ядрена пещ в ядрото си. След като звездата изразходва водород в центъра, той започва да изгаря в обвивката на звездата, която се увеличава по размер и набъбва. Размерът на звездата се увеличава, температурата й намалява. Този процес поражда червени гиганти и свръхгиганти. Продължителността на живота на всяка звезда се определя от нейната маса. Масивните звезди завършват жизнения си цикъл с експлозия. Звезди като Слънцето се свиват, превръщайки се в плътни бели джуджета. По време на процеса на трансформация от червен гигант в бяло джудже звездата може да изхвърли външните си слоеве като лека газова обвивка, разкривайки ядрото.