Proučavanje evolucije zvijezda nemoguće je promatranjem samo jedne zvijezde - mnoge promjene na zvijezdama odvijaju se presporo da bi se primijetile čak i nakon mnogo stoljeća. Stoga naučnici proučavaju mnoge zvijezde, od kojih je svaka u određenoj fazi svog životnog ciklusa. U posljednjih nekoliko decenija modeliranje strukture zvijezda korištenjem kompjuterske tehnologije postalo je široko rasprostranjeno u astrofizici.

Encyclopedic YouTube

1 / 5

✪ Zvijezde i zvjezdana evolucija (kaže astrofizičar Sergej Popov)

✪ Zvijezde i zvjezdana evolucija (pripovijedali Sergey Popov i Ilgonis Vilks)

✪ Evolucija zvijezda. Evolucija plavog diva za 3 minuta

✪ Surdin V.G. Star evolucija 1. dio

✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"

Titlovi

Termonuklearna fuzija u unutrašnjosti zvijezda

mlade zvijezde

Proces formiranja zvijezde može se opisati na jedan način, ali naredne faze evolucije zvijezde gotovo u potpunosti zavise od njene mase, a tek na samom kraju evolucije zvijezde može imati ulogu njen kemijski sastav.

Mlade zvezde male mase

Mlade zvijezde male mase (do tri solarne mase) [ ] , koji se nalaze na putu ka glavnom nizu , potpuno su konvektivni, - proces konvekcije pokriva cijelo tijelo zvijezde. To su još uvijek, zapravo, protozvijezde, u čijim središtima nuklearne reakcije tek počinju, a svo zračenje nastaje uglavnom zbog gravitacijske kompresije. Dok se ne uspostavi hidrostatička ravnoteža, sjaj zvijezde opada pri konstantnoj efektivnoj temperaturi. U Hertzsprung-Russell dijagramu takve zvijezde formiraju gotovo okomitu stazu, nazvanu Hayashi staza. Kako se kontrakcija usporava, mlada zvijezda se približava glavnoj sekvenci. Objekti ovog tipa su povezani sa zvijezdama tipa T Bik.

U to vrijeme, u zvijezdama s masom većom od 0,8 solarnih masa, jezgro postaje providno za zračenje, a prijenos energije zračenja u jezgru postaje dominantan, budući da je konvekcija sve više otežavana sve većim zbijanjem zvjezdane materije. U vanjskim slojevima zvjezdanog tijela prevladava konvektivni prijenos energije.

Ne zna se sa sigurnošću koje karakteristike imaju zvijezde niže mase u trenutku kada udare u glavnu sekvencu, jer vrijeme koje ove zvijezde provedu u kategoriji mladih premašuje starost Univerzuma [ ] . Sve ideje o evoluciji ovih zvijezda zasnovane su samo na numeričkim proračunima i matematičkom modeliranju.

Kako se zvijezda skuplja, pritisak degeneriranog  elektron gasa počinje da raste, a kada se dostigne određeni polumjer zvijezde, kompresija prestaje, što dovodi do zaustavljanja daljeg porasta temperature u jezgru zvijezde uzrokovanog kompresije, a zatim do njenog smanjenja. Za zvijezde manje od 0,0767 Sunčevih masa, to se ne dešava: energija oslobođena tokom nuklearnih reakcija nikada neće biti dovoljna da uravnoteži unutrašnji pritisak i gravitaciju. Takve "podzvijezde" zrače više energije nego što se proizvodi u procesu termonuklearnih reakcija, a pripadaju takozvanim smeđim patuljcima. Njihova sudbina je stalna kontrakcija sve dok je pritisak degenerisanog gasa ne zaustavi, a zatim postepeno hlađenje sa prestankom svih započetih reakcija fuzije.

Mlade zvijezde srednje mase

Mlade zvijezde srednje mase (od 2 do 8 solarnih masa) [ ] evoluiraju kvalitativno na potpuno isti način kao i njihove manje sestre i braća, s tim što nemaju konvektivne zone do glavne sekvence.

Objekti ovog tipa povezani su sa tzv. Ae\Be Herbig zvijezde su nepravilne varijable spektralne klase B-F0. Takođe imaju diskove i bipolarne mlaznice. Brzina oticanja materije sa površine, luminoznost i efektivna temperatura su znatno veći nego kod T Bika, tako da efikasno zagrevaju i raspršuju ostatke protozvezdanog oblaka.

Mlade zvijezde s masom većom od 8 solarnih masa

Zvijezde s takvim masama već imaju karakteristike normalnih zvijezda, jer su prošle sve međufaze i mogle su postići takvu brzinu nuklearnih reakcija da su nadoknadile gubitak energije zračenjem, dok je masa akumulirana da bi se postigla hidrostatička ravnoteža jezgra. Za ove zvijezde, odljev mase i sjaja su toliko veliki da ne samo da zaustavljaju gravitacijski kolaps vanjskih područja molekularnog oblaka koji još nisu postali dio zvijezde, već ih, naprotiv, raspršuju. Dakle, masa formirane zvezde je primetno manja od mase protozvezdanog oblaka. Najvjerovatnije, to objašnjava odsustvo zvijezda s masom većom od oko 300 solarnih masa u našoj galaksiji.

srednji životni ciklus zvijezde

Zvijezde dolaze u velikom izboru boja i veličina. Oni se kreću u spektralnom tipu od vruće plave do hladne crvene, i po masi od 0,0767 do oko 300 solarnih masa, prema nedavnim procjenama. Svjetlost i boja zvijezde zavise od temperature njene površine, koja je zauzvrat određena njenom masom. Sve nove zvijezde "zauzimaju svoje mjesto" na glavnoj sekvenci prema svom hemijskom sastavu i masi. Ovdje se, naravno, ne radi o fizičkom kretanju zvijezde - samo o njenom položaju na prikazanom dijagramu, koji ovisi o parametrima zvijezde. Zapravo, kretanje zvijezde duž dijagrama odgovara samo promjeni parametara zvijezde.

Termonuklearno "sagorevanje" materije nastavljeno na novom nivou izaziva monstruoznu ekspanziju zvezde. Zvijezda "nabubri", postaje vrlo "labava", a njena veličina se povećava za oko 100 puta. Tako zvijezda postaje crveni džin, a faza gorenja helijuma traje oko nekoliko miliona godina. Gotovo svi crveni divovi su promjenjive zvijezde.

Završne faze evolucije zvijezda

Stare zvezde sa malom masom

Trenutno se sa sigurnošću ne zna šta se dešava sa svetlosnim zvezdama nakon što se u njihovoj unutrašnjosti iscrpe zalihe vodonika. Budući da je starost Univerzuma 13,7 milijardi godina, što nije dovoljno da se iscrpe zalihe vodoničnog goriva u takvim zvijezdama, sadašnje teorije se zasnivaju na kompjuterskim simulacijama procesa koji se dešavaju u takvim zvijezdama.

Neke zvijezde mogu sintetizirati helij samo u nekim aktivnim zonama, što uzrokuje njihovu nestabilnost i jake zvjezdane vjetrove. U ovom slučaju ne dolazi do formiranja planetarne magline, a zvijezda samo isparava, postajući čak i manja od smeđeg patuljka [ ] .

Zvijezda s masom manjom od 0,5 solarne mase nije u stanju da pretvori helijum čak ni nakon što u njenom jezgru prestanu reakcije koje uključuju vodonik - masa takve zvijezde je premala da bi omogućila novu fazu gravitacijske kompresije do stepena dovoljnog za " paljenje" helijum. Ove zvijezde uključuju crvene patuljke, kao što je Proxima Centauri, čiji se životni vijek glavne sekvence kreće od desetina milijardi do desetina biliona godina. Nakon završetka termonuklearnih reakcija u njihovim jezgrima, one će, postepeno se hladeći, nastaviti slabo zračiti u infracrvenom i mikrotalasnom opsegu elektromagnetnog spektra.

zvijezde srednje veličine

Po dolasku zvijezda srednje veličine (od 0,4 do 3,4 solarne mase) [ ] faze crvenog diva, vodonik završava u njegovom jezgru, a počinju reakcije sinteze ugljika iz helijuma. Ovaj proces se odvija na višim temperaturama i stoga se energetski tok iz jezgra povećava i, kao rezultat, vanjski slojevi zvijezde počinju da se šire. Početak sinteze ugljika označava novu fazu u životu zvijezde i traje neko vrijeme. Za zvijezdu približnu veličini Sunca, ovaj proces može trajati oko milijardu godina.

Promjene u količini zračene energije uzrokuju da zvijezda prolazi kroz periode nestabilnosti, uključujući promjene u veličini, površinskoj temperaturi i oslobađanju energije. Oslobađanje energije se pomera prema niskofrekventnom zračenju. Sve to je praćeno sve većim gubitkom mase zbog jakih zvjezdanih vjetrova i intenzivnih pulsacija. Zvijezde u ovoj fazi nazivaju se "zvijezde kasnog tipa" (takođe "penzionisane zvijezde"), OH-IR zvijezde ili zvijezde slične Miri, ovisno o njihovim tačnim karakteristikama. Izbačeni plin je relativno bogat teškim elementima koji se proizvode u unutrašnjosti zvijezde, kao što su kisik i ugljik. Gas formira ljusku koja se širi i hladi se dok se udaljava od zvijezde, omogućavajući stvaranje čestica prašine i molekula. S jakim infracrvenim zračenjem izvorne zvijezde stvaraju se idealni uslovi u takvim školjkama za aktivaciju kosmičkih masera.

Reakcije fuzije helijuma su vrlo osjetljive na temperaturu. Ponekad to dovodi do velike nestabilnosti. Javljaju se najjače pulsacije koje kao rezultat daju vanjskim slojevima dovoljno ubrzanja da se odbace i pretvore u planetarnu maglicu. U središtu takve magline ostaje ogoljelo jezgro zvijezde u kojem prestaju termonuklearne reakcije, a kako se hladi, pretvara se u helijum bijeli patuljak, po pravilu, mase do 0,5-0,6 solarnih mase i prečnika reda prečnika Zemlje.

Velika većina zvijezda, uključujući Sunce, završava svoju evoluciju skupljanjem sve dok pritisak degeneriranih elektrona ne uravnoteži gravitaciju. U ovom stanju, kada se veličina zvijezde smanji za stotinu i gustina postane milion puta veća od vode, zvijezda se naziva bijeli patuljak. Lišen je izvora energije i, postepeno se hladeći, postaje nevidljivi crni patuljak.

Kod zvijezda masivnijih od Sunca, pritisak degeneriranih elektrona ne može zaustaviti daljnju kompresiju jezgra, te elektroni počinju da se "pritiskaju" u atomska jezgra, što protone pretvara u neutrone, između kojih nema elektrostatičke sile odbijanja. Takva neutronizacija materije dovodi do toga da se veličina zvijezde, koja je sada, zapravo, jedno ogromno atomsko jezgro, mjeri u nekoliko kilometara, a gustina je 100 miliona puta veća od gustine vode. Takav objekat se naziva neutronska zvijezda; njegova ravnoteža se održava pritiskom degenerirane neutronske materije.

supermasivne zvezde

Nakon što zvijezda s masom većom od pet solarnih masa uđe u stadij crvenog supergiganta, njeno jezgro počinje da se skuplja pod utjecajem gravitacijskih sila. Kako se kompresija povećava, temperatura i gustoća se povećavaju i počinje novi slijed termonuklearnih reakcija. U takvim reakcijama sintetišu se sve teži elementi: helijum, ugljenik, kiseonik, silicijum i gvožđe, što privremeno obuzdava kolaps jezgra.

Kao rezultat toga, kako se formira sve više teških elemenata periodnog sistema, željezo-56 se sintetiše iz silicijuma. U ovoj fazi daljnja egzotermna termonuklearna fuzija postaje nemoguća, budući da jezgro željeza-56 ima maksimalan defekt mase i stvaranje težih jezgara sa oslobađanjem energije je nemoguće. Stoga, kada željezno jezgro zvijezde dostigne određenu veličinu, pritisak u njemu više nije u stanju izdržati težinu gornjih slojeva zvijezde, a dolazi do trenutnog kolapsa jezgra s neutronizacijom njegove tvari.

Šta se dalje događa još nije sasvim jasno, ali, u svakom slučaju, procesi koji su u toku u nekoliko sekundi dovode do eksplozije supernove nevjerovatne snage.

Snažni mlazovi neutrina i rotirajuće magnetno polje istiskuju većinu materijala akumuliranog u zvijezdi [ ] - takozvani elementi za sjedenje, uključujući željezo i upaljačima. Materija koja se širi je bombardovana neutronima koji se emituju iz jezgra zvezde, hvatajući ih i na taj način stvarajući skup elemenata težih od gvožđa, uključujući i radioaktivne, sve do uranijuma (a možda čak i Kalifornije). Dakle, eksplozije supernove objašnjavaju prisustvo elemenata težih od gvožđa u međuzvjezdanoj materiji, ali to nije jedini mogući način njihovog nastanka, što, na primjer, pokazuju zvijezde tehnecija.

eksplozijski talas i mlazovi neutrina odnose materiju sa umiruće zvezde [ ] u međuzvjezdani prostor. Nakon toga, kako se hladi i putuje kroz svemir, ovaj materijal supernove može se sudariti s drugim svemirskim otpadom i možda sudjelovati u formiranju novih zvijezda, planeta ili satelita.

Procesi koji se dešavaju tokom formiranja supernove se još uvek proučavaju, a za sada ovo pitanje nije jasno. Takođe je pod znakom pitanja i trenutak šta je zapravo ostalo od originalne zvezde. Međutim, razmatraju se dvije opcije: neutronske zvijezde i crne rupe.

neutronske zvijezde

Poznato je da u nekim supernovama jaka gravitacija u unutrašnjosti supergiganta uzrokuje da elektrone apsorbira atomsko jezgro, gdje oni, spajajući se s protonima, formiraju neutrone. Ovaj proces se naziva neutronizacija. Nestaju elektromagnetne sile koje razdvajaju obližnja jezgra. Jezgro zvijezde sada je gusta lopta atomskih jezgara i pojedinačnih neutrona.

Takve zvijezde, poznate kao neutronske zvijezde, izuzetno su male - ne veće od velikog grada - i imaju nezamislivo velike gustine. Njihov orbitalni period postaje izuzetno kratak kako se veličina zvijezde smanjuje (zbog očuvanja ugaonog momenta). Neke neutronske zvijezde naprave 600 okretaja u sekundi. Za neke od njih, ugao između vektora zračenja i ose rotacije može biti takav da Zemlja pada u konus formiran ovim zračenjem; u ovom slučaju, moguće je snimiti impuls zračenja koji se ponavlja u vremenskim intervalima jednakim periodu rotacije zvijezde. Takve neutronske zvijezde su nazvane "pulsari" i postale su prve otkrivene neutronske zvijezde.

Crne rupe

Nisu sve zvijezde, nakon što su prošle fazu eksplozije supernove, postale neutronske zvijezde. Ako zvijezda ima dovoljno veliku masu, tada će se kolaps takve zvijezde nastaviti, a sami neutroni će početi padati prema unutra sve dok njen polumjer ne postane manji od Schwarzschildovog radijusa. Zvezda tada postaje crna rupa.

Postojanje crnih rupa predviđala je opšta teorija relativnosti. Prema ovoj teoriji,

Termonuklearna fuzija u unutrašnjosti zvijezda

U ovom trenutku, za zvijezde s masom većom od 0,8 solarnih masa, jezgro postaje providno za zračenje, a preovladavat će prijenos energije zračenja u jezgru, dok ljuska na vrhu ostaje konvektivna. Niko sa sigurnošću ne zna kakve zvijezde manje mase stižu na glavnu sekvencu, jer vrijeme koje ove zvijezde provedu u kategoriji mladih premašuje starost Univerzuma. Sve naše ideje o evoluciji ovih zvijezda zasnovane su na numeričkim proračunima.

Kako se zvijezda skuplja, pritisak degeneriranog elektronskog plina počinje da raste, a na nekom poluprečniku zvijezde, ovaj pritisak zaustavlja rast centralne temperature, a zatim je počinje snižavati. A za zvijezde manje od 0,08, ovo se ispostavlja fatalnim: energija oslobođena tokom nuklearnih reakcija nikada neće biti dovoljna da pokrije troškove zračenja. Takve podzvijezde nazivaju se smeđim patuljcima, a njihova sudbina je stalna kontrakcija sve dok je pritisak degeneriranog plina ne zaustavi, a zatim postepeno hlađenje sa zaustavljanjem svih nuklearnih reakcija.

Mlade zvijezde srednje mase

Mlade zvijezde srednje mase (od 2 do 8 masa Sunca) kvalitativno evoluiraju na potpuno isti način kao i njihove manje sestre, s tim što nemaju konvektivne zone do glavnog niza.

Objekti ovog tipa povezani su sa tzv. Ae\Be Herbit zvijezde su nepravilne varijable spektralnog tipa B-F5. Takođe imaju bipolarne mlazne diskove. Brzina izduvavanja, osvjetljenje i efektivna temperatura su znatno veći nego za τ Bika, tako da efikasno zagrevaju i raspršuju ostatke protozvezdanog oblaka.

Mlade zvijezde s masom većom od 8 solarnih masa

U stvari, to su već normalne zvijezde. Dok se masa hidrostatičkog jezgra gomilala, zvijezda je uspjela preskočiti sve međufaze i zagrijati nuklearne reakcije do te mjere da kompenziraju gubitke zbog zračenja. Za ove zvijezde, odliv mase i sjaja je toliko velik da ne samo da zaustavlja kolaps preostalih vanjskih područja, već ih gura nazad. Dakle, masa formirane zvezde je primetno manja od mase protozvezdanog oblaka. Najvjerovatnije, to objašnjava odsustvo zvijezda u našoj galaksiji više od 100-200 solarnih masa.

srednji životni ciklus zvijezde

Među formiranim zvijezdama postoji ogromna raznolikost boja i veličina. Oni se kreću u spektralnom tipu od vruće plave do hladne crvene, i po masi od 0,08 do više od 200 solarnih masa. Svjetlost i boja zvijezde zavise od temperature njene površine, koja je zauzvrat određena njenom masom. Sve nove zvijezde "zauzimaju svoje mjesto" na glavnoj sekvenci prema svom hemijskom sastavu i masi. Ne govorimo o fizičkom kretanju zvijezde - samo o njenom položaju na prikazanom dijagramu, koji ovisi o parametrima zvijezde. Odnosno, govorimo, zapravo, samo o promjeni parametara zvijezde.

Šta će se dalje desiti zavisi opet od mase zvezde.

Kasnije godine i smrt zvijezda

Stare zvezde sa malom masom

Do danas se sa sigurnošću ne zna šta se dešava sa svetlosnim zvezdama nakon iscrpljivanja zaliha vodonika. Budući da je svemir star 13,7 milijardi godina, što nije dovoljno da se iscrpe zalihe vodoničnog goriva, sadašnje teorije se zasnivaju na kompjuterskim simulacijama procesa koji se dešavaju u takvim zvijezdama.

Neke zvijezde mogu spojiti helijum samo u određenim aktivnim područjima, što uzrokuje nestabilnost i jake solarne vjetrove. U ovom slučaju ne dolazi do formiranja planetarne magline, a zvijezda samo isparava, postajući čak i manja od smeđeg patuljka.

Ali zvijezda s masom manjom od 0,5 solarne mase nikada neće moći sintetizirati helij čak ni nakon što reakcije koje uključuju vodonik prestanu u jezgru. Njihova zvjezdana školjka nije dovoljno masivna da savlada pritisak koji proizvodi jezgro. Takve zvijezde uključuju crvene patuljke (kao što je Proxima Centauri), čiji životni vijek glavne sekvence iznosi stotine milijardi godina. Nakon prestanka termonuklearnih reakcija u njihovom jezgru, oni će, postepeno se hladeći, nastaviti slabo zračiti u infracrvenom i mikrotalasnom opsegu elektromagnetnog spektra.

zvijezde srednje veličine

Kada zvijezda dostigne prosječnu veličinu (od 0,4 do 3,4 solarne mase) faze crvenog diva, njeni vanjski slojevi nastavljaju da se šire, jezgro se skuplja i počinju reakcije sinteze ugljika iz helijuma. Fuzija oslobađa puno energije, dajući zvijezdi privremeni odmor. Za zvijezdu slične veličine Suncu, ovaj proces može trajati oko milijardu godina.

Promjene u količini emitirane energije uzrokuju da zvijezda prolazi kroz periode nestabilnosti, uključujući promjene veličine, površinske temperature i oslobađanja energije. Oslobađanje energije se pomera prema niskofrekventnom zračenju. Sve to je praćeno sve većim gubitkom mase zbog jakih solarnih vjetrova i intenzivnih pulsacija. Zvijezde u ovoj fazi se nazivaju zvijezde kasnog tipa, OH-IR zvijezde ili zvijezde slične Miri, ovisno o njihovim tačnim karakteristikama. Izbačeni plin je relativno bogat teškim elementima koji se proizvode u unutrašnjosti zvijezde, kao što su kisik i ugljik. Gas formira ljusku koja se širi i hladi se dok se udaljava od zvijezde, omogućavajući stvaranje čestica prašine i molekula. Snažnim infracrvenim zračenjem centralne zvijezde stvaraju se idealni uslovi u takvim školjkama za aktivaciju masera.

Reakcije sagorevanja helijuma su veoma osetljive na temperaturu. Ponekad to dovodi do velike nestabilnosti. Javljaju se snažne pulsacije koje na kraju daju dovoljno kinetičke energije vanjskim slojevima da se izbace i postanu planetarna maglina. U središtu magline ostaje jezgro zvijezde, koje se, hladeći se, pretvara u helijum bijeli patuljak, po pravilu, koji ima masu do 0,5-0,6 solarnih i prečnik reda prečnika zemlja.

bijeli patuljci

Velika većina zvijezda, uključujući Sunce, završava svoju evoluciju smanjivanjem sve dok pritisak degeneriranih elektrona ne uravnoteži gravitaciju. U ovom stanju, kada se veličina zvijezde smanji za faktor od stotinu, a gustina postane milion puta veća od vode, zvijezda se naziva bijeli patuljak. Lišen je izvora energije i, postepeno se hladeći, postaje taman i nevidljiv.

U zvezdama masivnijim od Sunca, pritisak degenerisanih elektrona ne može da zadrži kontrakciju jezgra i nastavlja se sve dok se većina čestica ne pretvori u neutrone, zbijene tako gusto da se veličina zvezde meri kilometrima, a gustina je 100 miliona puta veća od gustine vode. Takav objekat se naziva neutronska zvijezda; njegova ravnoteža se održava pritiskom degenerirane neutronske materije.

supermasivne zvezde

Nakon što se vanjski slojevi zvijezde, s masom većom od pet solarnih masa, rasprše i formiraju crveni supergigant, jezgro počinje da se skuplja zbog gravitacijskih sila. Kako se kompresija povećava, temperatura i gustoća se povećavaju i počinje novi slijed termonuklearnih reakcija. U takvim reakcijama sintetiziraju se teški elementi, koji privremeno obuzdavaju kolaps jezgra.

Na kraju, kako se formira sve više teških elemenata periodnog sistema, gvožđe -56 se sintetiše iz silicijuma. Do ove tačke, sinteza elemenata oslobađala je veliku količinu energije, ali jezgro gvožđa-56 ima najveći defekt mase i stvaranje težih jezgara je nepovoljno. Stoga, kada željezno jezgro zvijezde dostigne određenu vrijednost, pritisak u njemu više nije u stanju izdržati kolosalnu silu gravitacije i dolazi do trenutnog kolapsa jezgra s neutronizacijom njene materije.

Šta se dalje dešava nije sasvim jasno. Ali šta god da je, za nekoliko sekundi to dovodi do eksplozije supernove nevjerovatne snage.

Prateći prasak neutrina izaziva udarni talas. Snažni mlazovi neutrina i rotirajuće magnetno polje istiskuju većinu materijala akumuliranog u zvijezdi - takozvane sedeće elemente, uključujući željezo i lakše elemente. Materija koja se širi je bombardovana neutronima koji izlaze iz jezgra, hvataju ih i na taj način stvaraju skup elemenata težih od gvožđa, uključujući i radioaktivne, sve do uranijuma (a možda čak i Kalifornije). Dakle, eksplozije supernove objašnjavaju prisustvo elemenata težih od gvožđa u međuzvjezdanoj materiji.

Eksplozivni talas i mlazovi neutrina odnose materijal dalje od umiruće zvijezde u međuzvjezdani prostor. Nakon toga, krećući se kroz svemir, ovaj materijal supernove može se sudariti s drugim svemirskim otpadom, i možda sudjelovati u formiranju novih zvijezda, planeta ili satelita.

Procesi koji se dešavaju tokom formiranja supernove se još uvek proučavaju, a za sada ovo pitanje nije jasno. Takođe je upitno šta je zapravo ostalo od originalne zvezde. Međutim, razmatraju se dvije opcije:

neutronske zvijezde

U nekim supernovama je poznato da jaka gravitacija u unutrašnjosti supergiganta uzrokuje da elektroni padaju u atomsko jezgro, gdje se spajaju s protonima i formiraju neutrone. Nestaju elektromagnetne sile koje razdvajaju obližnja jezgra. Jezgro zvijezde sada je gusta lopta atomskih jezgara i pojedinačnih neutrona.

Takve zvijezde, poznate kao neutronske zvijezde, izuzetno su male - ne veće od velikog grada - i imaju nezamislivo velike gustine. Njihov orbitalni period postaje izuzetno kratak kako se veličina zvijezde smanjuje (zbog očuvanja ugaonog momenta). Neki prave 600 obrtaja u sekundi. Kada osa koja povezuje sjeverni i južni magnetni pol ove brzorotirajuće zvijezde bude usmjerena na Zemlju, moguće je fiksirati impuls zračenja koji se ponavlja u intervalima jednakim periodu rotacije zvijezde. Takve neutronske zvijezde su nazvane "pulsari" i postale su prve otkrivene neutronske zvijezde.

Crne rupe

Ne postaju sve supernove neutronske zvijezde. Ako zvijezda ima dovoljno veliku masu, tada će se kolaps zvijezde nastaviti i sami neutroni će početi padati prema unutra sve dok njen polumjer ne postane manji od Schwarzschildovog radijusa. Zvezda tada postaje crna rupa.

Postojanje crnih rupa predviđala je opšta teorija relativnosti. Prema opštoj relativnosti, materija i informacija ne mogu ostaviti crnu rupu ni pod kojim okolnostima. Međutim, kvantna mehanika omogućava izuzetke od ovog pravila.

Ostaje niz otvorenih pitanja. Glavni među njima: "Ima li uopće crnih rupa?" Zaista, da bismo sa sigurnošću rekli da je dati objekt crna rupa, potrebno je promatrati njegov horizont događaja. Svi pokušaji da se to učini završili su neuspjehom. Ali još uvijek postoji nada, budući da se neki objekti ne mogu objasniti bez akrecije, štoviše, akrecije na objekt bez čvrste površine, ali samo postojanje crnih rupa to ne dokazuje.

Otvorena su i pitanja: da li je moguće da se zvijezda sruši direktno u crnu rupu, zaobilazeći supernovu? Postoje li supernove koje će na kraju postati crne rupe? Kakav je tačan efekat početne mase zvezde na formiranje objekata na kraju njenog životnog ciklusa?

Evolucija zvijezda različitih masa

Astronomi ne mogu da posmatraju život jedne zvezde od početka do kraja, jer čak i najkraće žive zvezde postoje milionima godina - duže od života čitavog čovečanstva. Promjene tokom vremena u fizičkim karakteristikama i hemijskom sastavu zvijezda, tj. evoluciju zvijezda, astronomi proučavaju upoređujući karakteristike mnogih zvijezda u različitim fazama evolucije.

Fizički obrasci koji povezuju posmatrane karakteristike zvijezda ogledaju se u dijagramu boja-luminoznosti - Hertzsprung-Russell dijagramu, na kojem zvijezde formiraju odvojene grupe - sekvence: glavni niz zvijezda, nizovi supergiganata, svijetli i slabi divovi, subgiganti , potpatuljci i bijeli patuljci.

Veći dio svog života svaka zvijezda je na takozvanoj glavnoj sekvenci dijagrama boja-svjetlina. Sve ostale faze evolucije zvijezde prije formiranja kompaktnog ostatka ne zauzimaju više od 10% ovog vremena. Zbog toga su većina zvijezda uočenih u našoj galaksiji skromni crveni patuljci sa masom Sunca ili manjom. Glavni niz uključuje oko 90% svih posmatranih zvijezda.

Životni vijek zvijezde i u šta se pretvara na kraju svog životnog puta u potpunosti je određen njenom masom. Zvijezde s masom većom od mase Sunca žive mnogo manje od Sunca, a životni vijek najmasivnijih zvijezda je samo milioni godina. Za veliku većinu zvijezda životni vijek je oko 15 milijardi godina. Nakon što zvijezda iscrpi svoje izvore energije, počinje se hladiti i skupljati. Krajnji proizvod evolucije zvijezda su kompaktni masivni objekti, čija je gustoća mnogo puta veća od gustoće običnih zvijezda.

Zvijezde različitih masa završavaju u jednom od tri stanja: bijeli patuljci, neutronske zvijezde ili crne rupe. Ako je masa zvijezde mala, tada su gravitacijske sile relativno slabe i kompresija zvijezde (gravitacijski kolaps) prestaje. Ulazi u stabilno stanje bijelog patuljka. Ako masa prelazi kritičnu vrijednost, kompresija se nastavlja. Pri vrlo velikoj gustoći, elektroni se kombinuju sa protonima i formiraju neutrone. Uskoro se gotovo cijela zvijezda sastoji samo od neutrona i ima tako ogromnu gustoću da se ogromna zvjezdana masa koncentrira u vrlo maloj kugli poluprečnika nekoliko kilometara i kompresija prestaje - formira se neutronska zvijezda. Ako je masa zvijezde tolika da čak ni formiranje neutronske zvijezde ne zaustavi gravitacijski kolaps, tada će konačna faza u evoluciji zvijezde biti crna rupa.

Životni vijek zvijezda sastoji se od nekoliko faza, prolazeći kroz koje milijunima i milijardama godina svjetiljke neprestano teže neizbježnom finalu, pretvarajući se u svijetle bljeskove ili sumorne crne rupe.

Životni vijek zvijezde bilo koje vrste je nevjerovatno dug i složen proces, praćen pojavama na kosmičkim razmjerima. Njegovu svestranost je jednostavno nemoguće u potpunosti ući u trag i proučavati, čak ni koristeći čitav arsenal moderne nauke. Ali na osnovu tih jedinstvenih znanja akumuliranih i obrađenih tokom čitavog perioda postojanja zemaljske astronomije, postaju nam dostupni čitavi slojevi vrijednih informacija. To omogućava povezivanje niza epizoda iz životnog ciklusa svjetiljki u relativno koherentne teorije i modeliranje njihovog razvoja. Koje su to faze?

Ne propustite vizualnu interaktivnu aplikaciju ""!

Epizoda I. Protostars

Životni put zvijezda, kao i svih objekata makrokosmosa i mikrokosmosa, počinje od rođenja. Ovaj događaj nastaje u formiranju nevjerovatno ogromnog oblaka, unutar kojeg se pojavljuju prvi molekuli, pa se formacija naziva molekularnom. Ponekad se koristi i drugi izraz koji direktno otkriva suštinu procesa - kolijevka zvijezda.

Tek kada u takvom oblaku, usled nepremostivih okolnosti, dođe do izuzetno brzog sabijanja njegovih sastavnih čestica masom, odnosno gravitacionog kolapsa, buduća zvezda počinje da se formira. Razlog tome je nalet gravitacijske energije, čiji dio komprimira molekule plina i zagrijava roditeljski oblak. Tada prozirnost formacije postepeno počinje nestajati, što doprinosi još većem zagrijavanju i povećanju pritiska u njegovom središtu. Posljednja epizoda u protozvezdanoj fazi je nakupljanje materije koja pada na jezgro, tokom kojeg nastajuća svjetiljka raste i postaje vidljiva nakon što pritisak emitirane svjetlosti doslovno odnese svu prašinu na periferiju.

Pronađite protozvijezde u maglini Orion!

Ova ogromna panorama Orionove magline izvedena je iz slika. Ova maglina je jedna od nama najvećih i najbližih kolevki zvezda. Pokušajte pronaći protozvijezde u ovoj magli, jer vam rezolucija ove panorame to omogućava.

Epizoda II. mlade zvijezde

Fomalhaut, slika iz DSS kataloga. Još uvijek postoji protoplanetarni disk oko ove zvijezde.

Sljedeća faza ili ciklus života zvijezde je period njenog kosmičkog djetinjstva, koji se, pak, dijeli na tri etape: mlade svjetiljke malih (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Epizoda III. Vrhunac životnog puta zvijezde

Snimak sunca u H liniji alfa. Naša zvijezda je u svom vrhuncu.

Usred svog života, kosmička tijela mogu imati široku paletu boja, masa i dimenzija. Paleta boja varira od plavičastih nijansi do crvene, a njihova masa može biti mnogo manja od sunčeve, ili je premašiti više od tri stotine puta. Glavni slijed životnog ciklusa zvijezda traje oko deset milijardi godina. Nakon toga, vodonik završava u jezgru kosmičkog tijela. Ovaj trenutak se smatra prelaskom života objekta u sljedeću fazu. Zbog iscrpljivanja resursa vodonika u jezgri, termonuklearne reakcije prestaju. Međutim, u periodu novozapočete kompresije zvijezde počinje kolaps, što dovodi do pojave termonuklearnih reakcija već uz učešće helija. Ovaj proces stimuliše ekspanziju zvijezde, koja je jednostavno nevjerovatnih razmjera. A sada se smatra crvenim divom.

Epizoda IV Kraj postojanja zvijezda i njihova smrt

Stare svjetiljke, kao i njihove mlade kolege, dijele se na nekoliko tipova: male mase, srednje velike, supermasivne zvijezde i. Što se tiče objekata sa malom masom, još uvek je nemoguće tačno reći koji se procesi s njima odvijaju u poslednjim fazama postojanja. Svi takvi fenomeni su hipotetički opisani pomoću kompjuterskih simulacija, a ne zasnovani na pažljivim opažanjima. Nakon konačnog sagorijevanja ugljika i kisika, atmosferska ljuska zvijezde se povećava i njena plinovita komponenta brzo gubi. Na kraju svog evolutivnog puta, svjetiljke se više puta sabijaju, dok se njihova gustina, naprotiv, značajno povećava. Takva zvijezda se smatra bijelim patuljkom. Zatim, u njegovoj životnoj fazi, slijedi period crvenog supergiganta. Posljednja u životnom ciklusu zvijezde je njena transformacija, kao rezultat vrlo jake kompresije, u neutronsku zvijezdu. Međutim, ne postaju sva takva kosmička tijela takva. Neke, najčešće najveće po parametrima (više od 20-30 solarnih masa), prelaze u kategoriju crnih rupa kao rezultat kolapsa.

Zanimljive činjenice iz životnog ciklusa zvijezda

Jedna od najneobičnijih i najneobičnijih informacija iz zvjezdanog života kosmosa je da je velika većina naših svjetiljki u fazi crvenih patuljaka. Takvi objekti imaju masu mnogo manju od mase Sunca.

Takođe je prilično zanimljivo da je magnetna privlačnost neutronskih zvijezda milijarde puta veća od sličnog zračenja zemaljskog tijela.

Uticaj mase na zvijezdu

Još jedna ne manje zabavna činjenica je trajanje postojanja najvećih poznatih vrsta zvijezda. Zbog činjenice da je njihova masa sposobna biti stotine puta veća od mase Sunca, njihovo oslobađanje energije je također višestruko veće, ponekad čak i milione puta. Samim tim, njihov životni vek je mnogo kraći. U nekim slučajevima, njihovo postojanje se uklapa u samo nekoliko miliona godina, naspram milijardi godina života zvezda sa malom masom.

Zanimljiva činjenica je i suprotnost crnih rupa bijelim patuljcima. Važno je napomenuti da prve proizlaze iz najgigantskih zvijezda u smislu mase, a druge, naprotiv, od najmanjih.

U Univerzumu postoji ogroman broj jedinstvenih pojava o kojima se može govoriti u nedogled, jer je kosmos izuzetno slabo proučavan i istražen. Svo ljudsko znanje o zvijezdama i njihovim životnim ciklusima, koje moderna nauka posjeduje, uglavnom se dobija iz zapažanja i teorijskih proračuna. Ovako malo proučeni fenomeni i objekti daju povoda za stalni rad hiljada istraživača i naučnika: astronoma, fizičara, matematičara, hemičara. Zahvaljujući njihovom kontinuiranom radu, ova znanja se neprestano akumuliraju, dopunjuju i mijenjaju, postajući tako tačnija, pouzdanija i sveobuhvatnija.

Ako se negdje u svemiru nakupi dovoljno materije, ona se skuplja u gustu grudu u kojoj počinje termonuklearna reakcija. Ovako svijetle zvijezde. Prvi je planuo u tami mladog Univerzuma prije 13,7 milijardi (13,7 * 10 9) godina, a našeg Sunca - prije samo nekih 4,5 milijardi godina. Životni vijek zvijezde i procesi koji se dešavaju na kraju ovog perioda zavise od mase zvijezde.

Sve dok termonuklearna reakcija pretvaranja vodonika u helijum traje u zvijezdi, ona je na glavnoj sekvenci. Vrijeme koje zvijezda provede na glavnoj sekvenci ovisi o masi: one najveće i najteže brzo stignu do stupnja crvenog diva, a zatim napuste glavni niz kao rezultat eksplozije supernove ili formiranja bijelog patuljka.

Sudbina divova

Najveće i najmasivnije zvijezde brzo sagorevaju i eksplodiraju u supernovama. Nakon eksplozije supernove ostaje neutronska zvijezda ili crna rupa, a oko njih je materija izbačena kolosalnom energijom eksplozije, koja potom postaje materijal za nove zvijezde. Od naših najbližih zvjezdanih susjeda takva sudbina čeka, na primjer, Betelgeuse, ali kada eksplodira, nemoguće je izračunati.

Maglina nastala izbacivanjem materije iz eksplozije supernove. U središtu magline nalazi se neutronska zvijezda.

Neutronska zvijezda je užasan fizički fenomen. Jezgro zvezde koja eksplodira je komprimovano - slično kao gas u motoru sa unutrašnjim sagorevanjem, samo u veoma velikom i efikasnom: lopta prečnika stotina hiljada kilometara pretvara se u loptu od 10 do 20 kilometara u prečniku. . Sila kompresije je toliko velika da elektroni padaju na atomska jezgra, formirajući neutrone - otuda i naziv.

NASA Neutronska zvijezda (umetnička vizija)

Gustoća materije pod takvom kompresijom raste za oko 15 redova veličine, a temperatura raste na nezamislivih 10 12 K u centru neutronske zvijezde i 1.000.000 K na periferiji. Dio ove energije emituje se u obliku fotonskog zračenja, a dio je odnesen neutrinama koji se formiraju u jezgru neutronske zvijezde. Ali čak i zbog vrlo efikasnog hlađenja neutrina, neutronska zvijezda se vrlo sporo hladi: potrebno je 10 16 ili čak 10 22 godine da potpuno iscrpi energiju. Teško je reći šta će ostati na mjestu ohlađene neutronske zvijezde, ali je nemoguće uočiti: svijet je premlad za ovo. Postoji pretpostavka da se na mjestu ohlađene zvijezde ponovo formira crna rupa.

Crne rupe nastaju gravitacionim kolapsom veoma masivnih objekata, kao što su eksplozije supernove. Možda će se za trilione godina ohlađene neutronske zvijezde pretvoriti u crne rupe.

Sudbina zvijezda srednjeg razmjera

Druge, manje masivne zvijezde ostaju na glavnom nizu duže od najvećih, ali kada ga napuste, umiru mnogo brže od svojih neutronskih srodnika. Više od 99% zvijezda u svemiru nikada neće eksplodirati i neće se pretvoriti u crne rupe ili neutronske zvijezde - njihova jezgra su premala za takve kosmičke drame. Umjesto toga, zvijezde srednje mase se na kraju svog života pretvaraju u crvene divove, koji se, ovisno o masi, pretvaraju u bijele patuljke, eksplodiraju, potpuno se raspršuju ili postaju neutronske zvijezde.

Bijeli patuljci sada čine 3 do 10% zvjezdane populacije svemira. Njihova temperatura je veoma visoka - više od 20.000 K, više od tri puta veća od temperature površine Sunca - ali još uvek niža od temperature neutronskih zvezda, a zbog niže temperature i veće površine, beli patuljci se hlade brže - za 10 14 - 10 15 godina. To znači da će se u narednih 10 triliona godina – kada će svemir biti hiljadu puta stariji nego sada – u svemiru pojaviti nova vrsta objekta: crni patuljak, rashladni proizvod bijelog patuljka.

Za sada u svemiru nema crnih patuljaka. Čak su i najstarije rashladne zvijezde do danas izgubile maksimalno 0,2% svoje energije; za bijelog patuljka s temperaturom od 20.000 K, to znači hlađenje na 19.960 K.

Za male

Još manje se zna šta se dešava kada se najmanje zvezde, kao što je naš najbliži sused, crveni patuljak Proksima Centauri, ohlade nego o supernovama i crnim patuljcima. Termonuklearna fuzija u njihovim jezgrima je spora, a na glavnoj sekvenci ostaju duže od ostalih - prema nekim proračunima i do 10 12 godina, a nakon toga će, vjerovatno, nastaviti život kao bijeli patuljci, tj. će sijati još 10 14 - 10 15 godina prije transformacije u crnog patuljka.