Štúdium hviezdneho vývoja nie je možné pozorovaním iba jednej hviezdy – mnohé zmeny vo hviezdach prebiehajú príliš pomaly na to, aby ich bolo možné zaznamenať aj po mnohých storočiach. Preto vedci skúmajú veľa hviezd, z ktorých každá je v určitej fáze svojho životného cyklu. Za posledných niekoľko desaťročí sa v astrofyzike rozšírilo modelovanie štruktúry hviezd pomocou počítačovej technológie.

Collegiate YouTube

1 / 5

✪ Hviezdy a hviezdny vývoj (hovorí astrofyzikovi Sergejovi Popovovi)

✪ Hviezdy a hviezdny vývoj (hovorí Sergey Popov a Ilgonis Vilks)

✪ Evolúcia hviezd. Evolúcia modrého obra za 3 minúty

✪ Surdin V.G. Hviezdna evolúcia časť 1

✪ S. A. Lamzin - "Stellar Evolution"

titulky

Termonukleárna fúzia v útrobách hviezd

Mladé hviezdy

Proces vzniku hviezd sa dá opísať jednotne, ale následné štádiá vývoja hviezdy sú takmer úplne závislé od jej hmotnosti a až na samom konci vývoja hviezdy môže zohrať svoju úlohu jej chemické zloženie.

Mladé hviezdy s nízkou hmotnosťou

Mladé hviezdy nízkej hmotnosti (až tri hmotnosti Slnka) [ ], ktoré sú na ceste k hlavnej postupnosti, sú úplne konvekčné - proces konvekcie pokrýva celé telo hviezdy. Ide v podstate o protohviezdy, v ktorých centrách sa práve začínajú jadrové reakcie a všetko vyžarovanie vzniká najmä v dôsledku gravitačnej kompresie. Kým sa nenastolí hydrostatická rovnováha, svietivosť hviezdy pri konštantnej efektívnej teplote klesá. Na Hertzsprung-Russellovom diagrame takéto hviezdy tvoria takmer vertikálnu dráhu nazývanú Hayashiho dráha. Keď sa kompresia spomaľuje, mladá hviezda sa blíži k hlavnej sekvencii. Objekty tohto typu sú spojené s hviezdami T Tauri.

V tomto čase sa pre hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 0,8 hmotnosti Slnka jadro stáva transparentným pre žiarenie a prevláda prenos žiarivej energie v jadre, pretože konvekcia je stále viac brzdená zvyšujúcim sa zhutňovaním hviezdnej hmoty. Vo vonkajších vrstvách telesa hviezdy prevláda konvekčný prenos energie.

Nie je s určitosťou známe, aké vlastnosti majú v okamihu dopadu na hlavnú postupnosť hviezdy menšej hmotnosti, keďže čas strávený týmito hviezdami v kategórii mladých presahuje vek vesmíru [ ]. Všetky predstavy o vývoji týchto hviezd sú založené len na numerických výpočtoch a matematickom modelovaní.

Keď sa hviezda zmršťuje, tlak degenerovaného elektrónového plynu sa začne zvyšovať a keď sa dosiahne určitý polomer hviezdy, zmršťovanie sa zastaví, čo vedie k zastaveniu ďalšieho zvyšovania teploty v jadre hviezdy spôsobeného kompresiou a následne k jeho zníženiu. Pre hviezdy s hmotnosťou menšou ako 0,0767 Slnka sa to nestane: energia uvoľnená počas jadrových reakcií nikdy nebude stačiť na vyrovnanie vnútorného tlaku a gravitačnej kompresie. Takéto „podhviezdy“ vyžarujú viac energie, ako vzniká v procese termonukleárnych reakcií, a označujú sa ako takzvaní hnedí trpaslíci. Ich osudom je neustále stláčanie, kým to tlak degenerovaného plynu nezastaví, a potom postupné ochladzovanie so zastavením všetkých naštartovaných termonukleárnych reakcií.

Mladé hviezdy strednej hmotnosti

Mladé hviezdy strednej hmotnosti (od 2 do 8 hmotností Slnka) [ ] sa kvalitatívne vyvíjajú rovnakým spôsobom ako ich menšie sestry a bratia, s výnimkou, že nemajú žiadne konvekčné zóny až do hlavnej postupnosti.

Objekty tohto typu sú spojené s tzv. Herbigove hviezdy Ae \ Be ako nepravidelné premenné spektrálneho typu B-F0. Majú tiež disky a bipolárne trysky. Rýchlosť odtoku hmoty z povrchu, svietivosť a efektívna teplota sú výrazne vyššie ako u T Tauri, takže efektívne zahrievajú a rozptyľujú zvyšky protohviezdneho oblaku.

Mladé hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 8 hmotností Slnka

Hviezdy s takouto hmotnosťou už majú charakteristiky normálnych hviezd, pretože prešli všetkými medzistupňami a boli schopné dosiahnuť takú rýchlosť jadrových reakcií, ktorá kompenzovala straty energie spôsobené žiarením, kým sa hmota akumulovala, aby sa dosiahla hydrostatická rovnováha jadro. V týchto hviezdach je tok hmoty a svietivosť také veľké, že nielen zastavia gravitačný kolaps vonkajších oblastí molekulárneho oblaku, ktoré sa ešte nestali súčasťou hviezdy, ale naopak ich urýchlia. Hmotnosť vytvorenej hviezdy je teda výrazne menšia ako hmotnosť protohviezdneho oblaku. S najväčšou pravdepodobnosťou to vysvetľuje absenciu hviezd s hmotnosťou väčšou ako asi 300 hmotností Slnka v našej galaxii.

Stredný život hviezdy

Medzi hviezdami je široká škála farieb a veľkostí. V spektrálnom type sa pohybujú od horúcej modrej po studenú červenú, v hmotnosti - od 0,0767 do asi 300 hmotností Slnka podľa najnovších odhadov. Svietivosť a farba hviezdy závisí od teploty jej povrchu, ktorá je zase určená jej hmotnosťou. Všetky nové hviezdy „zaberajú svoje miesto“ v hlavnej postupnosti podľa ich chemického zloženia a hmotnosti. Prirodzene, nehovoríme o fyzickom pohybe hviezdy - iba o jej polohe na uvedenom diagrame v závislosti od parametrov hviezdy. V skutočnosti pohyb hviezdy pozdĺž diagramu zodpovedá iba zmene parametrov hviezdy.

Termonukleárne „spaľovanie“ hmoty, obnovené na novej úrovni, sa stáva príčinou obrovskej expanzie hviezdy. Hviezda sa „nafúkne“, veľmi „uvoľní“ a jej veľkosť sa zväčší asi 100-krát. Hviezda sa tak stáva červeným obrom a fáza horenia hélia trvá asi niekoľko miliónov rokov. Takmer všetci červení obri sú premenné hviezdy.

Záverečné fázy hviezdneho vývoja

Staré hviezdy s nízkou hmotnosťou

V súčasnosti nie je s určitosťou známe, čo sa stane so svetelnými hviezdami po vyčerpaní zásob vodíka v ich hĺbkach. Keďže vek vesmíru je 13,7 miliardy rokov, čo nestačí na vyčerpanie zásob vodíkového paliva v takýchto hviezdach, moderné teórie sú založené na počítačových simuláciách procesov prebiehajúcich v takýchto hviezdach.

Niektoré hviezdy dokážu syntetizovať hélium len v niektorých aktívnych zónach, čo spôsobuje ich nestabilitu a silné hviezdne vetry. V tomto prípade nedôjde k vytvoreniu planetárnej hmloviny a hviezda sa len vyparí a stane sa ešte menšou ako hnedý trpaslík [ ] .

Hviezda s hmotnosťou menšou ako 0,5 hmotnosti Slnka nie je schopná premeniť hélium ani po ukončení reakcií s účasťou vodíka v jej jadre - hmotnosť takejto hviezdy je príliš malá na to, aby v takom rozsahu poskytla novú fázu gravitačnej kompresie. dostatočné na „zapálenie“ hélia. Medzi tieto hviezdy patria červení trpaslíci ako Proxima Centauri, ktorí žili v hlavnej sekvencii desiatky miliárd až desiatky biliónov rokov. Po ukončení termonukleárnych reakcií v ich jadrách budú po postupnom ochladzovaní naďalej slabo vyžarovať v infračervenej a mikrovlnnej oblasti elektromagnetického spektra.

Stredné hviezdy

Po dosiahnutí stredná hviezda (0,4 až 3,4 hmotnosti Slnka) [ ] fázy červeného obra v jeho jadre končí vodík a začínajú sa reakcie syntézy uhlíka z hélia. Tento proces prebieha pri vyšších teplotách a preto sa energetický tok z jadra zvyšuje a v dôsledku toho sa vonkajšie vrstvy hviezdy začínajú rozpínať. Začiatok syntézy uhlíka znamená novú etapu v živote hviezdy a nejaký čas pokračuje. V prípade hviezdy podobnej veľkosti ako Slnko môže tento proces trvať približne miliardu rokov.

Zmeny v množstve vyžiarenej energie spôsobujú, že hviezda prechádza obdobiami nestability, ktoré zahŕňajú zmeny veľkosti, povrchovej teploty a uvoľňovania energie. Uvoľňovanie energie je posunuté smerom k nízkofrekvenčnému žiareniu. To všetko sprevádza narastajúca strata hmoty v dôsledku silných hviezdnych vetrov a intenzívnych pulzácií. Hviezdy v tejto fáze sa nazývajú „hviezdy neskorého typu“ (tiež „hviezdy na dôchodku“). OH -IR hviezdy alebo svetové hviezdy, v závislosti od ich presných charakteristík. Vyvrhnutý plyn je pomerne bohatý na ťažké prvky, ako je kyslík a uhlík, ktoré vznikajú vo vnútri hviezdy. Plyn vytvára rozpínajúci sa obal a ochladzuje sa, keď sa vzďaľuje od hviezdy, čo umožňuje tvorbu prachových častíc a molekúl. Pri silnom infračervenom žiarení zo zdrojovej hviezdy sa v takýchto obaloch vytvárajú ideálne podmienky na aktiváciu kozmických maserov.

Fúzne reakcie hélia sú veľmi citlivé na teplotu. To niekedy vedie k veľkej nestabilite. Vyskytujú sa prudké pulzácie, ktoré v dôsledku toho udelia dostatočné zrýchlenie vonkajším vrstvám, aby boli odhodené a premenili sa na planetárnu hmlovinu. V strede takejto hmloviny zostáva holé jadro hviezdy, v ktorom sa zastavia termonukleárne reakcie a po ochladení sa zmení na héliového bieleho trpaslíka, ktorý má zvyčajne hmotnosť do 0,5 až 0,6 hmotnosti Slnka a priemer rádovo priemeru Zeme.

Prevažná väčšina hviezd, vrátane Slnka, dokončí svoj vývoj a zmršťuje sa, kým tlak degenerovaných elektrónov nevyváži gravitáciu. V tomto stave, keď sa veľkosť hviezdy stokrát zmenšuje a hustota je miliónkrát väčšia ako hustota vody, sa hviezda nazýva biely trpaslík. Je bez zdrojov energie a postupným ochladzovaním sa stáva neviditeľným čiernym trpaslíkom.

Vo hviezdach hmotnejších ako Slnko nedokáže tlak degenerovaných elektrónov zastaviť ďalšie stláčanie jadra a elektróny sa začnú „tlačiť“ do atómových jadier, čím sa protóny premenia na neutróny, medzi ktorými nepôsobia elektrostatické odpudivé sily. Táto neutronizácia hmoty vedie k tomu, že veľkosť hviezdy, ktorá je dnes v skutočnosti jedným obrovským atómovým jadrom, sa meria v niekoľkých kilometroch a hustota je 100 miliónov krát väčšia ako hustota vody. Takýto objekt sa nazýva neutrónová hviezda; jeho rovnováha je udržiavaná tlakom degenerovanej neutrónovej hmoty.

Supermasívne hviezdy

Po tom, čo hviezda s hmotnosťou väčšou ako päť hmotností Slnka vstúpi do štádia červeného veleobra, sa jej jadro začne vplyvom gravitačných síl sťahovať. Ako kompresia postupuje, teplota a hustota sa zvyšujú a začína sa nová sekvencia termonukleárnych reakcií. Pri takýchto reakciách sa syntetizujú čoraz ťažšie prvky: hélium, uhlík, kyslík, kremík a železo, ktoré dočasne bránia kolapsu jadra.

V dôsledku toho, ako sa tvorí stále viac ťažkých prvkov periodickej tabuľky, železo-56 sa syntetizuje z kremíka. V tomto štádiu je ďalšia exotermická termonukleárna fúzia nemožná, pretože jadro železa-56 má maximálny hmotnostný defekt a tvorba ťažších jadier s uvoľnením energie je nemožná. Preto, keď železné jadro hviezdy dosiahne určitú veľkosť, tlak v ňom už nie je schopný odolať váhe nadložných vrstiev hviezdy a nastáva okamžitý kolaps jadra s neutronizáciou jej hmoty.

Čo sa stane ďalej, ešte nie je úplne jasné, ale v každom prípade procesy prebiehajúce v priebehu niekoľkých sekúnd vedú k výbuchu supernovy s neuveriteľnou silou.

Silné prúdy neutrín a rotujúce magnetické pole vypudzujú väčšinu materiálu nahromadeného hviezdou [ ] - takzvané sedacie prvky, vrátane železných a ľahších prvkov. Rozptyľujúca sa hmota je bombardovaná neutrónmi unikajúcimi z jadra hviezdy, ktoré ich zachytávajú a vytvárajú tak súbor prvkov ťažších ako železo, vrátane rádioaktívnych, až po urán (a možno až po kalifornium). Výbuchy supernov teda vysvetľujú prítomnosť prvkov ťažších ako železo v medzihviezdnej hmote, no nie je to jediný možný spôsob ich vzniku, čo demonštrujú napríklad technéciové hviezdy.

Prudká vlna a výtrysky neutrín odnášajú hmotu od umierajúcej hviezdy [ ] do medzihviezdneho priestoru. Následne po ochladení a pohybe vesmírom sa tento materiál supernovy môže zraziť s iným kozmickým „úlomkom“ a prípadne sa podieľať na tvorbe nových hviezd, planét alebo satelitov.

Procesy prebiehajúce pri vzniku supernovy sa stále skúmajú a zatiaľ nie je v tejto otázke jasno. Otázna je aj chvíľa, čo vlastne z pôvodnej hviezdy zostalo. Zvažujú sa však dve možnosti: neutrónové hviezdy a čierne diery.

Neutrónové hviezdy

Je známe, že v niektorých supernovách silná gravitácia vo vnútri superobra núti elektróny, aby boli absorbované atómovým jadrom, kde sa spájajú s protónmi a vytvárajú neutróny. Tento proces sa nazýva neutronizácia. Elektromagnetické sily oddeľujúce blízke jadrá zmiznú. Jadro hviezdy je teraz hustá guľa atómových jadier a jednotlivých neutrónov.

Takéto hviezdy, známe ako neutrónové hviezdy, sú extrémne malé – nie väčšie ako veľké mesto – a majú nepredstaviteľne vysokú hustotu. Ich perióda revolúcie sa extrémne skráti, keď sa veľkosť hviezdy zmenšuje (v dôsledku zachovania momentu hybnosti). Niektoré neutrónové hviezdy rotujú 600-krát za sekundu. Pre niektoré z nich môže byť uhol medzi vektorom žiarenia a osou rotácie taký, že Zem spadne do kužeľa vytvoreného týmto žiarením; v tomto prípade je možné zafixovať pulz žiarenia opakujúci sa v intervaloch rovnajúcich sa perióde otáčania hviezdy. Takéto neutrónové hviezdy sa nazývali „pulzary“ a stali sa prvými neutrónovými hviezdami, ktoré boli objavené.

Čierne diery

Nie všetky hviezdy, ktoré prešli fázou výbuchu supernovy, sa stanú neutrónovými hviezdami. Ak má hviezda dostatočne veľkú hmotnosť, kolaps takejto hviezdy bude pokračovať a samotné neutróny začnú padať dovnútra, kým sa jej polomer nezmenší ako polomer Schwarzschildov. Potom sa hviezda stane čiernou dierou.

Existenciu čiernych dier predpovedala všeobecná relativita. Podľa tejto teórie,

Termonukleárna fúzia v útrobách hviezd

V tomto čase pre hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 0,8-násobok hmotnosti Slnka sa jadro stane transparentným pre žiarenie a prevládne prenos žiarivej energie v jadre, zatiaľ čo horný obal zostáva konvekčný. Nikto s určitosťou nevie, ktoré hviezdy s menšou hmotnosťou dorazia do hlavnej postupnosti, keďže čas strávený týmito hviezdami v kategórii mladých presahuje vek vesmíru. Všetky naše predstavy o vývoji týchto hviezd sú založené na numerických výpočtoch.

Keď sa hviezda zmenšuje, tlak degenerovaného elektrónového plynu sa začne zvyšovať a na určitom polomere hviezdy tento tlak zastaví zvyšovanie centrálnej teploty a potom ju začne znižovať. A pre hviezdy menšie ako 0,08 sa to stáva osudným: energia uvoľnená počas jadrových reakcií nikdy nebude stačiť na pokrytie nákladov na radiáciu. Takéto podhviezdy sa nazývajú hnedí trpaslíci a ich osudom je neustále stláčanie, kým to tlak degenerovaného plynu nezastaví, a potom postupné ochladzovanie so zastavením všetkých jadrových reakcií.

Mladé hviezdy strednej hmotnosti

Mladé hviezdy strednej hmotnosti (od 2 do 8 hmotností Slnka) sa kvalitatívne vyvíjajú rovnako ako ich menšie sestry, s výnimkou, že až do hlavnej postupnosti nemajú žiadne konvekčné zóny.

Objekty tohto typu sú spojené s tzv. Herbitové hviezdy Ae \ Be ako nepravidelné premenné spektrálneho typu B-F5. Majú tiež bipolárne prúdové disky. Rýchlosť odtoku, svietivosť a efektívna teplota sú podstatne vyššie ako u τ Býka, takže účinne zahrievajú a rozptyľujú zvyšky protohviezdneho oblaku.

Mladé hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 8 hmotností Slnka

V skutočnosti sú to už normálne hviezdy. Zatiaľ čo sa hmota hydrostatického jadra hromadila, hviezda stihla preskočiť všetky medzistupne a zahriať jadrové reakcie do takej miery, že kompenzujú straty žiarenia. Tieto hviezdy majú odtok hmoty a svietivosť je taká veľká, že nielen zastaví kolaps zostávajúcich vonkajších oblastí, ale ich zatlačí späť. Hmotnosť vytvorenej hviezdy je teda výrazne menšia ako hmotnosť protohviezdneho oblaku. S najväčšou pravdepodobnosťou to vysvetľuje absenciu hviezd s hmotnosťou väčšou ako 100-200 v našej galaxii.

Stredný život hviezdy

Medzi vytvorenými hviezdami je obrovské množstvo farieb a veľkostí. V spektrálnej triede sa pohybujú od horúcej modrej po studenú červenú, v hmotnosti - od 0,08 do viac ako 200 hmotností Slnka. Svietivosť a farba hviezdy závisí od jej povrchovej teploty, ktorá je zase určená jej hmotnosťou. Všetky nové hviezdy „zaberajú svoje miesto“ v hlavnej postupnosti podľa ich chemického zloženia a hmotnosti. Nehovoríme o fyzickom pohybe hviezdy - iba o jej polohe na uvedenom diagrame v závislosti od parametrov hviezdy. To znamená, že hovoríme v skutočnosti len o zmene parametrov hviezdy.

Čo sa stane v budúcnosti, opäť závisí od hmotnosti hviezdy.

Neskoršie roky a smrť hviezd

Staré hviezdy s nízkou hmotnosťou

Dodnes nie je s určitosťou známe, čo sa stane so svetelnými hviezdami po vyčerpaní ich vodíkových zásob. Keďže vek vesmíru je 13,7 miliardy rokov, čo nestačí na vyčerpanie zásob vodíkového paliva, moderné teórie sú založené na počítačových simuláciách procesov prebiehajúcich v takýchto hviezdach.

Niektoré hviezdy dokážu syntetizovať hélium len v niektorých aktívnych oblastiach, čo spôsobuje nestabilitu a silné slnečné vetry. V tomto prípade nedôjde k vytvoreniu planetárnej hmloviny a hviezda sa len vyparí a stane sa ešte menšou ako hnedý trpaslík.

Ale hviezda s hmotnosťou menšou ako 0,5 Slnka nebude nikdy schopná syntetizovať hélium ani po ukončení reakcií s účasťou vodíka v jadre. Ich hviezdny obal nie je dostatočne masívny, aby prekonal tlak generovaný jadrom. Medzi tieto hviezdy patria červení trpaslíci (napríklad Proxima Centauri), ktorí žijú v hlavnej postupnosti stovky miliárd rokov. Po ukončení termonukleárnych reakcií v ich jadre budú po postupnom ochladzovaní naďalej slabo vyžarovať v infračervenej a mikrovlnnej oblasti elektromagnetického spektra.

Stredné hviezdy

Keď hviezda dosiahne priemernú veľkosť (od 0,4 do 3,4 hmotnosti Slnka) fázy červeného obra, jej vonkajšie vrstvy sa naďalej rozťahujú, jadro sa zmenšuje a začínajú reakcie syntézy uhlíka z hélia. Fúzia uvoľňuje veľa energie a dáva hviezde dočasný oddych. Pre hviezdu o veľkosti Slnka môže tento proces trvať približne miliardu rokov.

Zmeny v množstve vyžarovanej energie spôsobujú, že hviezda prechádza obdobiami nestability, ktoré zahŕňajú zmeny veľkosti, povrchovej teploty a uvoľňovania energie. Uvoľňovanie energie je posunuté smerom k nízkofrekvenčnému žiareniu. To všetko je sprevádzané narastajúcou stratou hmoty v dôsledku silných slnečných vetrov a intenzívnych pulzácií. Hviezdy v tejto fáze sú pomenované hviezdy neskorého typu, OH -IR hviezdy alebo svetové hviezdy, v závislosti od ich presných charakteristík. Vyvrhnutý plyn je pomerne bohatý na ťažké prvky produkované vo vnútri hviezdy, ako je kyslík a uhlík. Plyn vytvára rozpínajúci sa obal a ochladzuje sa, keď sa vzďaľuje od hviezdy, čo umožňuje tvorbu prachových častíc a molekúl. Pri silnom infračervenom žiarení centrálnej hviezdy sa v takýchto obaloch vytvárajú ideálne podmienky na aktiváciu maserov.

Reakcie spaľovania hélia sú veľmi citlivé na teplotu. To niekedy vedie k veľkej nestabilite. Vyskytujú sa prudké pulzácie, ktoré v konečnom dôsledku dodávajú vonkajším vrstvám dostatok kinetickej energie na to, aby boli vyvrhnuté a stali sa planetárnou hmlovinou. V strede hmloviny zostáva jadro hviezdy, ktoré sa chladnutím mení na héliového bieleho trpaslíka, zvyčajne s hmotnosťou do 0,5-0,6 hmotnosti Slnka a priemerom rádovo priemeru Zeme.

Bieli trpaslíci

Drvivá väčšina hviezd, vrátane Slnka, ukončí svoj vývoj a zmršťuje sa, kým tlak degenerovaných elektrónov nevyváži gravitáciu. V tomto stave, keď sa veľkosť hviezdy stokrát zmenšuje a hustota je miliónkrát väčšia ako hustota vody, sa hviezda nazýva biely trpaslík. Je bez zdrojov energie a postupným ochladzovaním sa stáva temným a neviditeľným.

Vo hviezdach, ktoré sú hmotnejšie ako Slnko, tlak degenerovaných elektrónov nedokáže udržať stlačenie jadra a pokračuje dovtedy, kým sa väčšina častíc nezmení na neutróny zbalené tak tesne, že veľkosť hviezdy sa meria v kilometroch a hustota je 100 miliónov krát väčšia hustota vody. Takýto objekt sa nazýva neutrónová hviezda; jeho rovnováha je udržiavaná tlakom degenerovanej neutrónovej hmoty.

Supermasívne hviezdy

Potom, čo sa vonkajšie vrstvy hviezdy s hmotnosťou väčšou ako päť hmotností Slnka rozptýlia a vytvoria červeného veleobra, sa jadro začne zmenšovať vplyvom gravitačných síl. Ako kompresia postupuje, teplota a hustota sa zvyšujú a začína sa nová sekvencia termonukleárnych reakcií. Pri takýchto reakciách sa syntetizujú ťažké prvky, ktoré dočasne bránia kolapsu jadra.

Nakoniec, ako sa tvorí stále viac a viac ťažkých prvkov periodickej tabuľky, železo -56 sa syntetizuje z kremíka. Syntéza prvkov do tohto bodu uvoľnila veľké množstvo energie, no práve jadro železa -56 má maximálny hmotnostný defekt a nevýhodou je vznik ťažších jadier. Preto, keď železné jadro hviezdy dosiahne určitú hodnotu, tlak v ňom už nie je schopný odolať kolosálnej sile gravitácie a nastáva okamžitý kolaps jadra s neutronizáciou jeho hmoty.

Čo sa stane v budúcnosti, nie je úplne jasné. Ale nech je to čokoľvek, v priebehu niekoľkých sekúnd to vedie k výbuchu supernovy s neuveriteľnou silou.

Sprievodný výbuch neutrín vyvoláva rázovú vlnu. Silné výtrysky neutrín a rotujúce magnetické pole vypudzujú väčšinu materiálu nahromadeného hviezdou – takzvané sedacie prvky, vrátane železa a ľahších prvkov. Rozptyľujúca sa hmota je bombardovaná neutrónmi vyvrhnutými z jadra, ktoré ich zachytávajú a vytvárajú tak súbor prvkov ťažších ako železo, vrátane rádioaktívnych, až po urán (a možno aj kalifornium). Výbuchy supernov teda vysvetľujú prítomnosť prvkov ťažších ako železo v medzihviezdnej hmote.

Tlaková vlna a výtrysky neutrín odnášajú materiál od umierajúcej hviezdy do medzihviezdneho priestoru. Následne sa tento materiál zo supernovy pri pohybe vesmírom môže zraziť s iným vesmírnym odpadom a možno sa podieľať na tvorbe nových hviezd, planét alebo satelitov.

Procesy prebiehajúce pri vzniku supernovy sa stále skúmajú a zatiaľ nie je v tejto otázke jasno. Otázne je aj to, čo vlastne z pôvodnej hviezdy zostalo. Zvažujú sa však dve možnosti:

Neutrónové hviezdy

Je známe, že v niektorých supernovách núti silná gravitácia vo vnútri superobra elektróny padať na atómové jadro, kde sa spájajú s protónmi a vytvárajú neutróny. Elektromagnetické sily oddeľujúce blízke jadrá zmiznú. Jadro hviezdy je teraz hustá guľa atómových jadier a jednotlivých neutrónov.

Takéto hviezdy, známe ako neutrónové hviezdy, sú extrémne malé – nie väčšie ako veľké mesto – a majú nepredstaviteľne vysokú hustotu. Ich perióda revolúcie sa extrémne skráti, keď sa veľkosť hviezdy zmenšuje (v dôsledku zachovania momentu hybnosti). Niektoré robia 600 otáčok za sekundu. Keď os spájajúca severný a južný magnetický pól tejto rýchlo rotujúcej hviezdy smeruje k Zemi, možno zaznamenať pulz žiarenia, ktorý sa opakuje v intervaloch rovnajúcich sa perióde otáčania hviezdy. Takéto neutrónové hviezdy sa nazývali „pulzary“ a stali sa prvými neutrónovými hviezdami, ktoré boli objavené.

Čierne diery

Nie všetky supernovy sa stanú neutrónovými hviezdami. Ak má hviezda dostatočne veľkú hmotnosť, kolaps hviezdy bude pokračovať a samotné neutróny začnú padať dovnútra, kým sa jej polomer nezmenší ako polomer Schwarzschildov. Potom sa hviezda stane čiernou dierou.

Existenciu čiernych dier predpovedala všeobecná relativita. Podľa všeobecnej teórie relativity hmota a informácie nemôžu za žiadnych podmienok opustiť čiernu dieru. Kvantová mechanika však umožňuje výnimky z tohto pravidla.

Zostáva niekoľko otvorených otázok. Hlavný z nich: "Existujú vôbec čierne diery?" Aby sme mohli s istotou povedať, že daný objekt je čierna diera, je potrebné pozorovať jeho horizont udalostí. Všetky pokusy o to sa skončili neúspechom. Stále však existuje nádej, pretože niektoré objekty nemožno vysvetliť bez priťahovania akrécie a narastania na objekt bez pevného povrchu, ale samotná existencia čiernych dier to nedokazuje.

Otvorené sú aj otázky: je možné, aby sa hviezda zrútila priamo do čiernej diery a obišla supernovu? Existujú supernovy, ktoré sa neskôr stanú čiernymi dierami? Aký je presný vplyv počiatočnej hmotnosti hviezdy na formovanie objektov na konci jej životného cyklu?

Evolúcia hviezd rôznych hmotností

Astronómovia nemôžu pozorovať život jednej hviezdy od začiatku do konca, pretože aj hviezdy s najkratšou životnosťou existujú milióny rokov – dlhšie ako život celého ľudstva. Zmeny fyzikálnych vlastností a chemického zloženia hviezd v čase, t.j. hviezdny vývoj, astronómovia študujú porovnaním charakteristík mnohých hviezd v rôznych štádiách vývoja.

Fyzikálne zákony, ktoré spájajú pozorované charakteristiky hviezd, sa odrážajú v diagrame farebnej svietivosti – Hertzsprung-Russellov diagram, v ktorom hviezdy tvoria samostatné skupiny – postupnosti: hlavná postupnosť hviezd, postupnosti veleobrov, jasných a slabých obrov, podobrov. , subtrpaslíci a bieli trpaslíci.

Po väčšinu svojho života sa každá hviezda nachádza v takzvanej hlavnej postupnosti diagramu farby a svietivosti. Všetky ostatné štádiá vývoja hviezdy pred vytvorením kompaktného zvyšku nezaberú viac ako 10 % tohto času. To je dôvod, prečo väčšina hviezd pozorovaných v našej Galaxii sú skromní červení trpaslíci s hmotnosťou Slnka alebo menšou. Hlavná sekvencia zahŕňa asi 90 % všetkých pozorovaných hviezd.

Životnosť hviezdy a to, na čo sa premení na konci svojej životnej dráhy, je úplne určené jej hmotnosťou. Hviezdy s hmotnosťou väčšou ako Slnko žijú oveľa menej ako Slnko a životnosť najhmotnejších hviezd je len milióny rokov. Prevažná väčšina hviezd má životnosť približne 15 miliárd rokov. Potom, čo hviezda vyčerpá svoje zdroje energie, začne sa ochladzovať a sťahovať sa. Konečným produktom hviezdneho vývoja sú kompaktné masívne objekty, ktoré sú mnohokrát hustejšie ako bežné hviezdy.

Hviezdy rôznych hmotností skončia v jednom z troch stavov: bieli trpaslíci, neutrónové hviezdy alebo čierne diery. Ak je hmotnosť hviezdy malá, potom sú gravitačné sily relatívne slabé a stláčanie hviezdy (gravitačný kolaps) sa zastaví. Prechádza do ustáleného stavu bieleho trpaslíka. Ak hmotnosť prekročí kritickú hodnotu, kompresia pokračuje. Pri veľmi vysokej hustote sa elektróny spájajú s protónmi a vytvárajú neutróny. Čoskoro sa takmer celá hviezda skladá zo samotných neutrónov a má takú obrovskú hustotu, že obrovská hviezdna hmota sa sústredí do veľmi malej gule s polomerom niekoľkých kilometrov a stláčanie sa zastaví – vznikne neutrónová hviezda. Ak je hmotnosť hviezdy taká veľká, že ani vznik neutrónovej hviezdy nezastaví gravitačný kolaps, potom konečným štádiom vývoja hviezdy bude čierna diera.

Život hviezd pozostáva z niekoľkých etáp, ktorými sa hviezdy milióny a miliardy rokov neustále usilujú k nevyhnutnému koncu, menia sa na jasné erupcie alebo na ponuré čierne diery.

Životnosť hviezdy akéhokoľvek typu je neuveriteľne dlhý a zložitý proces sprevádzaný javmi kozmického rozsahu. Jeho všestrannosť je jednoducho nemožné úplne vysledovať a študovať, dokonca ani s použitím celého arzenálu modernej vedy. No na základe tých unikátnych poznatkov nahromadených a spracovaných za celé obdobie existencie pozemskej astronómie sa nám sprístupňujú celé vrstvy najcennejších informácií. To umožňuje prepojiť sled epizód zo životného cyklu svietidiel do relatívne koherentných teórií a modelovať ich vývoj. Aké sú tieto štádiá?

Nenechajte si ujsť vizuálnu interaktívnu aplikáciu ""!

Epizóda I. Protostars

Životná cesta hviezd, rovnako ako všetkých objektov makrokozmu a mikrokozmu, začína od narodenia. Táto udalosť má pôvod vo vytvorení neuveriteľne obrovského oblaku, v ktorom sa objavia prvé molekuly, a preto sa tento útvar nazýva molekulový. Niekedy sa používa aj iný výraz, ktorý priamo prezrádza podstatu procesu – kolíska hviezd.

Až keď v takomto oblaku v dôsledku neprekonateľných okolností dôjde k extrémne rýchlemu stlačeniu jeho častíc s hmotnosťou, teda gravitačnému kolapsu, začne vznikať budúca hviezda. Dôvodom je výbuch gravitačnej energie, ktorej časť stláča molekuly plynu a zahrieva materský oblak. Potom priehľadnosť formácie postupne začne miznúť, čo prispieva k ešte väčšiemu zahrievaniu a zvýšeniu tlaku v jej strede. Záverečnou epizódou v protohviezdnej fáze je narastanie hmoty dopadajúcej na jadro, počas ktorého rodiaca sa hviezda rastie a stáva sa viditeľnou po tom, čo tlak vyžarovaného svetla doslova zmetie všetok prach na periférie.

Nájdite protohviezdy v hmlovine Orion!

Táto obrovská panoráma hmloviny Orion je zachytená z obrázkov. Táto hmlovina je jednou z najväčších a najbližších kolísok hviezd k nám. Pokúste sa nájsť protohviezdy v tejto hmlovine, pretože rozlíšenie tejto panorámy vám to umožňuje.

Epizóda II. Mladé hviezdy

Fomalhaut, obrázok z katalógu DSS. Okolo tejto hviezdy sa stále nachádza protoplanetárny disk.

Ďalšou etapou alebo cyklom života hviezdy je obdobie jej kozmického detstva, ktoré sa zase delí na tri etapy: mladé hviezdy malých (<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.

Epizóda III. Rozkvet životnej cesty hviezdy

Slnko vystrelilo v línii H alfa. Naša hviezda je v najlepších rokoch.

V strede svojho života môžu mať kozmické svietidlá širokú škálu farieb, hmotností a rozmerov. Paleta farieb siaha od modrastých odtieňov po červené a ich hmotnosť môže byť oveľa menšia ako slnko alebo ju prekročiť viac ako tristokrát. Hlavná sekvencia životného cyklu hviezd trvá asi desať miliárd rokov. Potom sa vodík minie v jadre kozmického tela. Tento moment sa považuje za prechod života objektu do ďalšej fázy. V dôsledku vyčerpania zásob vodíka v jadre sa termonukleárne reakcie zastavujú. V období novo začatej kontrakcie hviezdy však začína kolaps, ktorý vedie k vzniku termonukleárnych reakcií už za účasti hélia. Tento proces stimuluje neuveriteľnú expanziu hviezdy. A teraz je považovaná za červeného obra.

Epizóda IV. Koniec existencie hviezd a ich smrť

Staré svietidlá, rovnako ako ich mladé náprotivky, sú rozdelené do niekoľkých typov: nízkohmotné, stredne veľké, supermasívne hviezdy atď. Pokiaľ ide o objekty s malou hmotnosťou, stále nie je možné presne uviesť, aké procesy s nimi prebiehajú v posledných fázach ich existencie. Všetky takéto javy sú hypoteticky opísané pomocou počítačových simulácií, a nie na základe ich starostlivého pozorovania. Po konečnom vyhorení uhlíka a kyslíka sa atmosférický obal hviezdy zväčší a plynová zložka sa ňou rýchlo stráca. Na konci svojej evolučnej cesty sú svietidlá opakovane stláčané a ich hustota sa naopak výrazne zvyšuje. Takáto hviezda sa považuje za bieleho trpaslíka. Potom v jeho životnej fáze nasleduje obdobie červeného supergianta. Poslednou v cykle existencie hviezdy je jej premena v dôsledku veľmi silného stlačenia na neutrónovú hviezdu. Nie všetky takéto vesmírne telesá sa nimi však stávajú. Niektoré, parametrami najčastejšie najväčšie (viac ako 20-30 hmotností Slnka), v dôsledku kolapsu prechádzajú do kategórie čiernych dier.

Zaujímavé fakty zo životných cyklov hviezd

Jednou z najzvláštnejších a najpozoruhodnejších informácií z hviezdneho života vo vesmíre je, že veľká väčšina našich svietidiel je v štádiu červených trpaslíkov. Takéto objekty majú podstatne menšiu hmotnosť ako Slnko.

Je tiež celkom zaujímavé, že magnetická príťažlivosť neutrónových hviezd je miliardkrát vyššia ako u pozemských hviezd.

Vplyv hmoty na hviezdu

Ďalším rovnako zábavným faktom možno nazvať trvanie existencie najväčších známych typov hviezd. Vzhľadom na to, že ich hmotnosť môže byť stokrát väčšia ako hmotnosť Slnka, ich uvoľňovanie energie je tiež mnohonásobne väčšie, niekedy až miliónkrát. Obdobie ich života teda trvá oveľa kratšie. V niektorých prípadoch sa ich existencia zmestí len na niekoľko miliónov rokov oproti miliardám rokov života hviezd s malou hmotnosťou.

Zaujímavým faktom je aj opak čiernych dier k bielym trpaslíkom. Je pozoruhodné, že prvé z nich vznikajú z hmotovo najgigantnejších hviezd a druhé, naopak, z najmenších.

Vo vesmíre existuje obrovské množstvo jedinečných javov, o ktorých môžeme hovoriť donekonečna, pretože vesmír je mimoriadne slabo študovaný a skúmaný. Všetky ľudské poznatky o hviezdach a ich životných cykloch, ktorými disponuje moderná veda, pochádzajú hlavne z pozorovaní a teoretických výpočtov. Takéto málo prebádané javy a predmety vedú k neustálej práci tisícok výskumníkov a vedcov: astronómov, fyzikov, matematikov, chemikov. Vďaka ich nepretržitej práci sa tieto poznatky neustále hromadia, dopĺňajú a menia, čím sa stávajú presnejšie, spoľahlivejšie a komplexnejšie.

Ak sa niekde vo Vesmíre nahromadí dostatok hmoty, scvrkne sa do hustej hrudky, v ktorej začne termonukleárna reakcia. Takto svietia hviezdy. Prvé vzplanuli v temnote mladého vesmíru pred 13,7 miliardami (13,7 * 10 9) rokmi a nášho Slnka - len asi pred 4,5 miliardami rokov. Životnosť hviezdy a procesy prebiehajúce na konci tohto obdobia závisia od hmotnosti hviezdy.

Zatiaľ čo termonukleárna reakcia premeny vodíka na hélium pokračuje vo hviezde, je v hlavnej postupnosti. Čas, ktorý hviezda strávi v hlavnej sekvencii, závisí od jej hmotnosti: najväčšie a najťažšie sa rýchlo dostanú do štádia červeného obra a potom opustia hlavnú sekvenciu v dôsledku výbuchu supernovy alebo vytvorenia bieleho trpaslíka.

Osud obrov

Najväčšie a najhmotnejšie hviezdy rýchlo zhoria a vybuchnú na supernovy. Po výbuchu supernovy zostáva neutrónová hviezda alebo čierna diera a okolo nich je hmota vyvrhnutá kolosálnou energiou výbuchu, ktorá sa potom stáva materiálom pre nové hviezdy. Z našich najbližších hviezdnych susedov takýto osud čaká napríklad Betelgeuse, no kedy vybuchne, to sa nedá vypočítať.

Hmlovina vznikla v dôsledku uvoľnenia hmoty počas výbuchu supernovy. V strede hmloviny je neutrónová hviezda.

Neutrónová hviezda je strašný fyzikálny jav. Jadro explodujúcej hviezdy sa zmršťuje – podobne ako plyn v spaľovacom motore, len veľmi veľké a efektívne: guľa s priemerom stoviek tisíc kilometrov sa zmení na guľu s priemerom 10 až 20 kilometrov. Kompresná sila je taká veľká, že elektróny padajú na atómové jadrá a vytvárajú neutróny - odtiaľ názov.

NASA Neutrónová hviezda (Umelcova vízia)

Hustota hmoty pri takejto kompresii vzrastie asi o 15 rádov a teplota stúpne na nepredstaviteľných 10 12 K v strede neutrónovej hviezdy a 1 000 000 K na periférii. Časť tejto energie je emitovaná vo forme fotónového žiarenia a časť je odnášaná so sebou neutrínami vytvorenými v jadre neutrónovej hviezdy. Ale aj vďaka veľmi účinnému chladeniu neutrín sa neutrónová hviezda ochladzuje veľmi pomaly: úplné vyčerpanie energie trvá 10 16 alebo dokonca 10 22 rokov. Je ťažké povedať, čo zostane na mieste vychladnutej neutrónovej hviezdy, ale nedá sa to pozorovať: svet je na to príliš mladý. Existuje predpoklad, že na mieste ochladenej hviezdy sa opäť vytvorí čierna diera.

Čierne diery vznikajú v dôsledku gravitačného kolapsu veľmi masívnych objektov – napríklad pri výbuchoch supernov. Možno sa o bilióny rokov ochladené neutrónové hviezdy zmenia na čierne diery.

Osud stredne veľkých hviezd

Iné, menej hmotné hviezdy zostávajú v hlavnej sekvencii dlhšie ako tie najväčšie, ale po opustení zomrú oveľa rýchlejšie ako ich neutrónové príbuzné. Viac ako 99 % hviezd vo vesmíre nikdy nevybuchne a nepremení sa ani na čierne diery, ani na neutrónové hviezdy – ich jadrá sú príliš malé na takéto kozmické drámy. Namiesto toho sa hviezdy s priemernou hmotnosťou na konci svojho života premenia na červených obrov, ktorí sa v závislosti od svojej hmotnosti premenia na bielych trpaslíkov, explodujú, úplne sa rozplynú alebo sa stanú neutrónovými hviezdami.

Bieli trpaslíci teraz tvoria 3 až 10 % hviezdnej populácie vesmíru. Ich teplota je veľmi vysoká - viac ako 20 000 K, čo je viac ako trojnásobok teploty povrchu Slnka - ale stále nižšia ako teplota neutrónových hviezd a vďaka nižšej teplote a väčšej ploche sa bieli trpaslíci ochladzujú rýchlejšie - v roku 10 14 - 10 15 rokov. To znamená, že v priebehu nasledujúcich 10 biliónov rokov – keď sa vesmír stane tisíckrát starším ako je teraz – sa vo vesmíre objaví nový typ objektu: čierny trpaslík, chladiaci produkt bieleho trpaslíka.

Vo vesmíre zatiaľ nie sú žiadni čierni trpaslíci. Dokonca aj doteraz najstaršie chladiace hviezdy stratili maximálne 0,2 % svojej energie; pre bieleho trpaslíka s teplotou 20 000 K to znamená ochladenie na 19 960 K.

Pre tých najmenších

Veda vie ešte menej o tom, čo sa stane, keď sa najmenšie hviezdy, ako je náš najbližší sused, červený trpaslík Proxima Centauri, ochladia, než o supernovách a čiernych trpaslíkoch. Termonukleárna fúzia v ich jadrách postupuje pomaly a v hlavnej postupnosti zostávajú dlhšie ako ostatné - podľa niektorých výpočtov až 10 12 rokov, a potom budú pravdepodobne pokračovať v živote ako bieli trpaslíci, to znamená, že budú žiariť. ešte 10 14 - 10 15 rokov pred premenou na čierneho trpaslíka.