Звездната еволюция в астрономията е последователността от промени, които една звезда претърпява по време на своя живот, тоест в продължение на стотици хиляди, милиони или милиарди години, докато излъчва светлина и топлина. през такива колосални периоди от време промените са много значителни.
Еволюцията на една звезда започва в гигантски молекулен облак, наричан още звездна люлка. Повечето от "празното" пространство в галактиката всъщност съдържа 0,1 до 1 молекула на cm3. Молекулярният облак, от друга страна, има плътност от около милион молекули на cm3. Масата на такъв облак надвишава масата на Слънцето 100 000–10 000 000 пъти поради размера му: от 50 до 300 светлинни години в диаметър.
Еволюцията на една звезда започва в гигантски молекулен облак, наричан още звездна люлка.
Докато облакът циркулира свободно около центъра на родната галактика, нищо не се случва. Въпреки това, поради нееднородността на гравитационното поле, в него могат да възникнат смущения, водещи до локални масови концентрации. Такива смущения причиняват гравитационния 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 голяма скорост. Освен това е възможен сблъсък на галактики, способен да предизвика изблик на звездообразуване, тъй като газовите облаци във всяка от галактиките се компресират от сблъсъка. Като цяло, всякакви нехомогенности в силите, действащи върху масата на облака, могат да задействат процеса на звездообразуване.
всякакви нехомогенности в силите, действащи върху масата на облака, могат да задействат процеса на звездообразуване.
В хода на този процес нееднородностите на молекулярния облак ще се компресират под въздействието на собствената си гравитация и постепенно ще придобият формата на топка. Когато се компресира, гравитационната енергия 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.
Последващите етапи от еволюцията на звездата зависят почти изцяло от нейната маса и едва в самия край на еволюцията на звездата нейният химически състав може да играе своята роля.
Първият етап от живота на звездата е подобен на този на слънцето - той е доминиран от реакциите на водородния цикъл.
Той остава в това състояние през по-голямата част от живота си, намирайки се в главната последователност на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел, докато запасите от гориво в сърцевината му се изчерпят. Когато целият водород в центъра на звездата се превърне в хелий, се образува хелиево ядро, а термоядреното изгаряне на водорода продължава по периферията на ядрото.
Малките и студени червени джуджета бавно изгарят запасите си от водород и остават в главната последователност в продължение на десетки милиарди години, докато масивните свръхгиганти напускат главната последователност само след няколко десетки милиона (а някои само няколко милиона) години след образуването.
Понастоящем не е известно със сигурност какво се случва с леките звезди след изчерпване на запасите от водород в техните вътрешности. Тъй като Вселената е на 13,8 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.
Според теоретичните концепции някои от светлите звезди, губейки своята субстанция (звезден вятър), постепенно ще се изпарят, ставайки все по-малки. Други, червените джуджета, бавно ще се охладят в продължение на милиарди години, продължавайки да излъчват слабо в инфрачервения и микровълновия диапазон на електромагнитния спектър.
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. Веднага след като звездата изчерпи запасите от водород в ядрото, тя напуска основната последователност.
Веднага след като звездата изчерпи запасите от водород в ядрото, тя напуска основната последователност.
Без налягането, генерирано от реакциите на синтез, за да се балансира вътрешната гравитация, звездата започва да се свива отново, както направи по-рано в процеса на нейното формиране.
Температурата и налягането се повишават отново, но за разлика от етапа на протозвездата, до много по-високо ниво.
Колапсът продължава, докато при температура от приблизително 100 милиона К започват термоядрени реакции с участието на хелий, по време на които хелият се превръща в по-тежки елементи (хелий във въглерод, въглерод в кислород, кислород в силиций и накрая силиций в желязо).
Колапсът продължава, докато при температура от приблизително 100 милиона К започват термоядрени реакции с участието на хелий.
Термоядреното "изгаряне" на материята, възобновено на ново ниво, предизвиква чудовищно разширяване на звездата. Звездата се "издува", става много "хлабава", а размерът й се увеличава около 100 пъти.
Звездата се превръща в червен гигант и фазата на изгаряне на хелий продължава около няколко милиона години.
Какво ще се случи след това също зависи от масата на звездата.
При средно големи звезди реакцията на термоядрено изгаряне на хелий може да доведе до експлозивно изхвърляне на външните слоеве на звездата, образуващи се от тях планетарна мъглявина. Ядрото на звездата, в което спират термоядрените реакции, се охлажда и се превръща в хелиево бяло джудже, като правило с маса до 0,5-0,6 слънчеви маси и диаметър от порядъка на диаметъра на Земята.
За масивни и свръхмасивни звезди (с маса от пет слънчеви маси или повече), процесите, протичащи в тяхното ядро, с увеличаване на гравитационната компресия водят до експлозия свръхновас отделяне на огромна енергия. Експлозията е придружена от изхвърляне на значителна маса от материята на звездата в междузвездното пространство. Това вещество допълнително участва във формирането на нови звезди, планети или спътници. Благодарение на свръхновите се развива химически Вселената като цяло и всяка галактика в частност. Ядрото на звездата, останало след експлозията, може да завърши еволюцията си като неутронна звезда (пулсар), ако масата на звездата в по-късните етапи надвишава границата на Чандрасекар (1,44 слънчеви маси), или като черна дупка, ако масата на звездата надвишава границата на Опенхаймер-Волков (приблизителни стойности 2,5-3 слънчеви маси).
Процесът на звездна еволюция във Вселената е непрекъснат и цикличен - старите звезди изгасват, на тяхно място се запалват нови.
Според съвременните научни концепции елементите, необходими за възникването на планетите и живота на Земята, са се образували от звездна материя. Въпреки че няма единна общоприета гледна точка за това как е възникнал животът.
Въпреки че звездите изглеждат вечни в човешкия времеви мащаб, те, както всички неща в природата, се раждат, живеят и умират. Според общоприетата хипотеза за облак от газ и прах, звездата се ражда в резултат на гравитационно компресиране на междузвезден облак от газ и прах. Тъй като такъв облак става по-плътен, той първо се образува протозвезда,температурата в центъра му непрекъснато се повишава, докато достигне границата, необходима за скоростта на топлинното движение на частиците да надхвърли прага, след което протоните са в състояние да преодолеят макроскопичните сили на взаимно електростатично отблъскване ( см.закон на Кулон) и влизат в реакция на термоядрен синтез ( см.Ядрен разпад и синтез).
В резултат на многоетапна реакция на термоядрен синтез на четири протона, в крайна сметка се образува хелиево ядро (2 протона + 2 неутрона) и се освобождава цял фонтан от различни елементарни частици. В крайното състояние общата маса на образуваните частици по-малкомасите на четирите първоначални протона, което означава, че по време на реакцията се освобождава свободна енергия ( см.Теория на относителността). Поради това вътрешното ядро на новородена звезда бързо се затопля до ултрависоки температури и излишната й енергия започва да се пръска към по-малко горещата повърхност - и навън. В същото време налягането в центъра на звездата започва да се увеличава ( см.Уравнението на състоянието на идеален газ). По този начин, чрез „изгаряне“ на водород в процеса на термоядрена реакция, звездата не позволява на силите на гравитационното привличане да се компресират до свръхплътно състояние, противодействайки на гравитационния колапс с непрекъснато обновяващо се вътрешно топлинно налягане, което води до стабилна енергия баланс. Твърди се, че звездите в стадия на активно изгаряне на водород са в „главната фаза“ на своя жизнен цикъл или еволюция ( см.диаграма на Херцшпрунг-Ръсел). Превръщането на един химичен елемент в друг вътре в звезда се нарича ядрен синтезили нуклеосинтеза.
По-специално, Слънцето е в активен етап на изгаряне на водород в процеса на активен нуклеосинтез от около 5 милиарда години, а запасите от водород в ядрото за неговото продължаване трябва да са достатъчни за нашето светило за още 5,5 милиарда години. Колкото по-масивна е звездата, толкова повече водородно гориво има, но за да противодейства на силите на гравитационния колапс, тя трябва да изгаря водород със скорост, която надвишава скоростта на нарастване на запасите от водород с увеличаване на масата на звездата. По този начин, колкото по-масивна е звездата, толкова по-кратък е нейният живот, определен от изчерпването на запасите от водород, а най-големите звезди буквално изгарят за "някои" десетки милиона години. Най-малките звезди, от друга страна, живеят комфортно стотици милиарди години. И така, според тази скала нашето Слънце принадлежи към „силните средни селяни“.
Рано или късно обаче всяка звезда ще изразходва целия наличен водород за изгаряне в нейната термоядрена пещ. Какво следва? Зависи и от масата на звездата. Слънцето (и всички звезди с маса, по-малка от осем пъти) завършват живота си по много банален начин. С изчерпването на запасите от водород във вътрешността на звездата започват да надделяват силите на гравитационно свиване, които търпеливо чакат този час от момента на раждането на звездата - и под тяхно влияние звездата започва да се свива и кондензира. Този процес има двоен ефект: температурата в слоевете непосредствено около ядрото на звездата се повишава до ниво, при което съдържащият се там водород най-накрая влиза в реакция на синтез с образуването на хелий. В същото време температурата в самото ядро, което сега се състои практически от един хелий, се повишава толкова много, че самият хелий - вид "пепел" от разлагащата се първична реакция на нуклеосинтеза - влиза в нова реакция на термоядрен синтез: един въглерод ядрото се образува от три хелиеви ядра. Този процес на вторична реакция на термоядрен синтез, захранван от продуктите на първичната реакция, е един от ключовите моменти в жизнения цикъл на звездите.
При вторичното изгаряне на хелий в ядрото на звезда се отделя толкова много енергия, че звездата започва буквално да се раздува. По-специално, обвивката на Слънцето на този етап от живота ще се разшири отвъд орбитата на Венера. В този случай общата енергия на излъчване на звездата остава приблизително на същото ниво, както по време на основната фаза от нейния живот, но тъй като тази енергия сега се излъчва през много по-голяма повърхност, външният слой на звездата се охлажда до червено част от спектъра. Звездата се превръща в червен гигант.
За звезди като Слънцето, след изчерпване на горивото, което захранва вторичната реакция на нуклеосинтеза, отново настъпва етапът на гравитационен колапс - този път последният. Температурата вътре в ядрото вече не е в състояние да се повиши до нивото, необходимо за започване на следващото ниво на синтез. Следователно звездата се свива, докато силите на гравитационното привличане се балансират от следващата силова бариера. В ролята си е изродено налягане на електронния газ(см.лимит на Чандрасекар). Електроните, които до този етап са играли ролята на безработни статисти в еволюцията на звездата, не участват в реакциите на ядрен синтез и свободно се движат между ядрата, които са в процес на синтез, на определен етап на компресия, те са лишени на „жизнено пространство“ и започват да „се съпротивляват“ на по-нататъшното гравитационно свиване на звездата. Състоянието на звездата се стабилизира и тя се превръща в изродена бяло джудже,който ще излъчва остатъчна топлина в пространството, докато се охлади напълно.
Звезди, по-масивни от Слънцето, очакват много по-зрелищен край. След изгарянето на хелия, тяхната маса по време на компресията е достатъчна, за да загрее ядрото и обвивката до температурите, необходими за започване на следващите реакции на нуклеосинтеза - въглерод, след това силиций, магнезий - и така нататък, докато ядрените маси нарастват. В същото време, в началото на всяка нова реакция в ядрото на звездата, предишната продължава в нейната обвивка. Всъщност всички химични елементи, до желязото, които изграждат Вселената, са се образували именно в резултат на нуклеосинтеза в недрата на умиращи звезди от този тип. Но желязото е границата; не може да служи като гориво за ядрен синтез или реакции на разпадане при каквато и да е температура и налягане, тъй като както разпадането му, така и добавянето на допълнителни нуклони към него изискват приток на външна енергия. В резултат на това масивна звезда постепенно натрупва желязно ядро в себе си, което не може да служи като гориво за по-нататъшни ядрени реакции.
Веднага след като температурата и налягането вътре в ядрото достигнат определено ниво, електроните започват да взаимодействат с протоните на железните ядра, което води до образуването на неутрони. И за много кратък период от време - някои теоретици смятат, че това отнема няколко секунди - електроните, свободни през предишната еволюция на звездата, буквално се разтварят в протоните на железните ядра, цялата материя на ядрото на звездата се превръща в непрекъсната куп неутрони и започва бързо да се свива в гравитационен колапс, тъй като налягането на изродения електронен газ, който му се противопоставя, пада до нула. Външната обвивка на звездата, изпод която е избита всяка опора, се срутва към центъра. Енергията на сблъсъка на колабиралата външна обвивка с неутронното ядро е толкова висока, че тя отскача с голяма скорост и се разпръсква във всички посоки от ядрото - и звездата буквално експлодира в ослепителна светкавица свръхнова звезди. За няколко секунди, по време на експлозия на свръхнова, повече енергия може да бъде освободена в космоса, отколкото всички звезди на галактиката, взети заедно за същото време.
След експлозия на свръхнова и разширяване на обвивката при звезди с маса от порядъка на 10-30 слънчеви маси, продължаващият гравитационен колапс води до образуването на неутронна звезда, чието вещество се компресира, докато започне да се самообразува чувствах налягане на изродени неутрони -с други думи, сега неутроните (точно както електроните по-рано) започват да се съпротивляват на по-нататъшно компресиране, което изисква себе сижилищно пространство. Това обикновено се случва, когато звездата достигне размер от около 15 km в диаметър. В резултат на това се образува бързо въртяща се неутронна звезда, излъчваща електромагнитни импулси с честотата на своето въртене; такива звезди се наричат пулсари.И накрая, ако масата на ядрото на звездата надвишава 30 слънчеви маси, нищо не може да спре по-нататъшния й гравитационен колапс и в резултат на експлозия на свръхнова,
звезда- небесно тяло, в което протичат, протичат или ще протичат термоядрени реакции. Звездите са масивни светещи газообразни (плазмени) топки. Образува се от газово-прахова среда (водород и хелий) в резултат на гравитационно свиване. Температурата на материята в дълбините 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 на превръщане на водород 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 обекти със сферична форма, състоящи се от хелий и водород, както и други газове. Енергията на една звезда се съдържа в нейното ядро, където всяка секунда хелият взаимодейства с водорода. 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. Еволюцията на звездите
Звездна еволюция- последователността от промени, 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), свивайки се под въздействието на собствената си гравитация и постепенно придобивайки формата на топка. Когато се компресира, енергията на гравитацията (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 реакциите на водородния цикъл. Той остава в това състояние през по-голямата част от живота си, намирайки се в главната последователност на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел (фиг. 1) (показва връзката между абсолютната звездна величина, светимост, спектрален тип и повърхностна температура на звезда, 1910 г.) , докато запасът от гориво свърши в сърцевината му. Когато целият водород в центъра на звездата се превърне в хелий, се образува хелиево ядро, а по периферията му продължава термоядреното изгаряне на водорода. През този период структурата на звездата започва да се променя. Светимостта й се увеличава, външните слоеве се разширяват, а повърхностната температура намалява - звездата се превръща в червен гигант, който образува разклонение на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Звездата прекарва много 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 допълнително термоядрено превръщане 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 във вътрешността на звездите. Повечето звезди излъчват, защото във вътрешността им четири протона се комбинират чрез поредица от междинни стъпки в една алфа частица. Тази трансформация може да протече 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 галактиката всъщност съдържа 0,1 до 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 е свободен да се върти около центъра на домашната галактика, нищо не се случва. Въпреки това, поради нееднородността на гравитационното поле, в него могат да възникнат смущения, водещи до локални масови концентрации. Такива смущения причиняват гравитационния колапс на облака. Един от сценариите, водещи до това, е сблъсък на два облака. Друго събитие, причиняващо колапса, 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 голяма скорост. Освен това е възможен сблъсък на галактики, способен да предизвика изблик на звездообразуване, тъй като газовите облаци във всяка от галактиките 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 гравитационното привличане. Половината от освободената гравитационна енергия отива в нагряване на облака, а половината в светлинно излъчване. В облаците налягането и плътността нарастват към центъра и колапсът на централната част става по-бързо от периферията. С напредването на свиването 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 градиентът на налягане балансира гравитационната сила, образува се хидростатично ядро, с маса около 1% от масата на облака. Този момент е невидим. По-нататъшното развитие на протозвездата е натрупването на веществото, което продължава да пада върху „повърхността“ на ядрото, което поради това нараства по размер. Масата на свободно движещата се в облака материя 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 бъде описан 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. Средата на жизнения цикъл на една звезда
Звездите се предлагат в голямо разнообразие от цветове и размери. Те варират в спектрален тип от горещо синьо до студено червено и в маса 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, което зависи 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 напускат главната последователност в рамките на няколко милиона години след формирането си. 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. Веднага след като звездата изчерпи запасите от водород в ядрото, тя напуска основната 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-студени. 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 правила преди, по време на своето формиране. Температурата и налягането се повишават отново, но за разлика от етапа на протозвездата, на по-високо ниво. Колапсът продължава, докато при температура от приблизително 100 милиона К започват термоядрени реакции с участието на хелий. Термоядреното изгаряне на материята, възобновено на ново ниво, причинява чудовищно разширяване на звездата. Звездата се "разхлабва", а размерът й се увеличава около 100 пъти. Така звездата се превръща в червен гигант и 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-късните години и смъртта на звездите
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 Вселената е на 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 някои активни зони, което причинява тяхната 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 маса по-малка от 0,5 от слънчевата маса 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. Такива звезди включват червени джуджета, като Проксима Кентавър, чийто живот в основната последователност варира от десетки милиарди до десетки трилиони години. След прекратяване на термоядрените реакции в тяхното ядро, те, постепенно охлаждайки се, ще продължат да излъчват слабо в инфрачервения и микровълновия диапазон на електромагнитния спектър.
средно големи звезди
Когато една звезда достигне средна стойност (от 0,4 до 3,4 слънчеви маси) на фазата на червения гигант, водородът завършва в нейното ядро и започват реакции на синтез 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 освобождаването на енергия. Освобождаването 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 сравнително 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 най-силни пулсации, които в крайна сметка дават на външните слоеве достатъчно ускорение, за да бъдат изпуснати и да се превърнат в планетарна мъглявина. В центъра на мъглявината остава голото ядро на звездата, в което спират термоядрените реакции и, когато се охлади, се превръща в хелиево бяло джудже, обикновено с маса до 0,5-0,6 слънчева и диаметър от порядъка на диаметъра на Земята.
бели джуджета
Малко след светкавицата на хелий въглеродът и кислородът "светват"; всяко от тези събития причинява голямо пренареждане 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 разширяващи се потоци 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); в случай, че масата му в по-късните етапи на еволюцията надхвърли границата на Чандрасекар - като неутронна звезда (пулсар); ако масата надхвърли границата на Опенхаймер - Волков - като черна дупка. В последните два случая краят на звездната еволюция е придружен от катастрофални събития - избухвания 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 с коефициент сто и плътността става милион пъти по-висока от тази 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 свиване на ядрото и електроните започват да се „притискат“ в атомни ядра, което води до превръщането на протоните в неутрони, между които няма електростатични сили на отблъскване. 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 слънчеви влезе в стадия на червен свръхгигант, нейното ядро започва да се свива под въздействието на гравитационните сили. С увеличаването 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 възпира разпадането на ядрото. В крайна сметка, тъй като се формират все повече и повече 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 нейното вещество. Какво се случва след това все още не е ясно до края, но във всеки случай протичащите процеси за секунди водят до експлозия на свръхнова с невероятна сила. Съпътстващият изблик на неутрино провокира ударна вълна. Силните струи неутрино и въртящото се магнитно поле изтласкват по-голямата част от материала, натрупан от звездата - така наречените елементи за сядане, включително желязо и по-леки елементи. Разширяващата се материя е бомбардирана от неутрони, излизащи от ядрото, улавяйки ги и по този начин създавайки набор от елементи, по-тежки от желязото, включително радиоактивни, до уран (и вероятно дори Калифорния). 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, например това се демонстрира от технециевите звезди. Взривната вълна и струите неутрино отнасят материята от умиращата звезда в междузвездното пространство. Впоследствие, докато се охлажда и пътува през космоса, този материал от свръхнова може да се сблъска с други космически отпадъци 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 този въпрос не е ясен. Също така под въпрос е моментът 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 във вътрешността на свръхгиганта кара 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 запише радиационен импулс, който се повтаря на интервали от време, равни на периода на въртене 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. Тогава 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 обстоятелства. Въпреки това, квантовата механика вероятно прави изключения от това правило възможни. Остават редица отворени въпроси. Основният от тях: "Има ли изобщо черни дупки?". Наистина, 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 по дефиницията на хоризонта, но с помощта на много дълга базова радиоинтерферометрия е възможно да се определи метриката близо до обекта, както и да се фиксира бърза, милисекунда променливост. Тези свойства, наблюдавани в един обект, трябва окончателно да докажат съществуването на черни дупки.
Образува се от кондензация на междузвездната среда. Чрез наблюдения беше възможно да се определи, че звездите са възникнали по различно време и възникват до днес.
Основният проблем в еволюцията на звездите е въпросът за произхода на тяхната енергия, поради което те светят и излъчват огромно количество енергия. Преди това бяха представени много теории, предназначени да идентифицират източниците на звездна енергия. Смяташе се, че непрекъснатият източник на звездна енергия е непрекъснатото компресиране. Този източник със сигурност е добър, но не може да поддържа адекватно излъчване за дълго време. В средата на 20-ти век отговорът на този въпрос е намерен. Източникът на радиация са реакциите на термоядрен синтез. В резултат на тези реакции водородът се превръща в хелий, а освободената енергия преминава през недрата на звездата, трансформира се и се излъчва в световното пространство (заслужава да се отбележи, че колкото по-висока е температурата, толкова по-бързи са тези реакции; т.е. защо горещите масивни звезди напускат главната последователност по-бързо).
Сега си представете появата на звезда...
Облак от междузвезден газ и прахова среда започна да се кондензира. От този облак се образува доста плътна газова топка. Налягането вътре в топката все още не е в състояние да балансира силите на привличане, така че тя ще се свие (може би по това време около звездата се образуват съсиреци с по-малка маса, които в крайна сметка се превръщат в планети). При компресиране температурата се повишава. Така звездата постепенно се установява на основната последователност. Тогава налягането на газа вътре в звездата балансира привличането и протозвездата се превръща в звезда.
Ранният етап от еволюцията на една звезда е много малък и по това време звездата е потопена в мъглявина, така че е много трудно да се открие протозвезда.
Превръщането на водорода в хелий става само в централните области на звездата. Във външните слоеве съдържанието на водород остава практически непроменено. Тъй като количеството водород е ограничено, рано или късно той изгаря. Освобождаването на енергия в центъра на звездата спира и ядрото на звездата започва да се свива, а обвивката да се раздува. Освен това, ако звездата е по-малка от 1,2 слънчеви маси, тя изхвърля външния слой (образуването на планетарна мъглявина).
След като обвивката се отдели от звездата, нейните вътрешни много горещи слоеве се отварят и междувременно черупката се отдалечава все повече и повече. След няколко десетки хиляди години черупката ще се разпадне и ще остане само много гореща и плътна звезда, която постепенно се охлажда, ще се превърне в бяло джудже. Постепенно изстивайки, те се превръщат в невидими черни джуджета. Черните джуджета са много плътни и студени звезди, малко по-големи от Земята, но с маса, сравнима с тази на слънцето. Процесът на охлаждане на белите джуджета продължава няколкостотин милиона години.
Ако масата на една звезда е от 1,2 до 2,5 слънчеви, тогава такава звезда ще експлодира. Тази експлозия се нарича свръхнова. Една избухнала звезда за няколко секунди увеличава яркостта си стотици милиони пъти. Такива огнища са изключително редки. В нашата Галактика експлозия на свръхнова се случва приблизително веднъж на всеки сто години. След такава светкавица остава мъглявина, която има голямо радиоизлъчване и също се разпръсква много бързо, и така наречената неутронна звезда (повече за това по-късно). В допълнение към огромното радиоизлъчване, такава мъглявина ще бъде източник и на рентгеново лъчение, но това лъчение се абсорбира от земната атмосфера, така че може да се наблюдава само от космоса.
Има няколко хипотези за причината за звездните експлозии (свръхнови), но все още няма общоприета теория. Има предположение, че това се дължи на твърде бързия спад на вътрешните слоеве на звездата към центъра. Звездата бързо се свива до катастрофално малки размери от около 10 km, а плътността й в това състояние е 10 17 kg/m 3, което е близко до плътността на атомно ядро. Тази звезда се състои от неутрони (докато електроните изглеждат пресовани в протони), поради което се нарича "НЕУТРОН". Първоначалната му температура е около милиард келвина, но в бъдеще бързо ще се охлади.
Тази звезда, поради малкия си размер и бързо охлаждане, дълго време се смяташе за невъзможна за наблюдение. Но след известно време бяха открити пулсари. Тези пулсари се оказаха неутронни звезди. Наречени са така заради краткотрайното излъчване на радиоимпулси. Тези. звездата сякаш мига. Това откритие е направено съвсем случайно и не толкова отдавна, а именно през 1967 г. Тези периодични импулси се дължат на факта, че при много бързо въртене покрай нашия поглед, конусът на магнитната ос постоянно трепти, което образува ъгъл с оста на въртене.
Пулсар може да бъде открит за нас само при условия на ориентация на магнитната ос и това е приблизително 5% от общия им брой. Някои пулсари не се намират в радио мъглявините, тъй като мъглявините се разсейват относително бързо. След сто хиляди години тези мъглявини престават да се виждат и възрастта на пулсарите се оценява на десетки милиони години.
Ако масата на една звезда надвишава 2,5 слънчеви маси, тогава в края на своето съществуване тя ще се срине в себе си и ще бъде смачкана от собствената си тежест. След няколко секунди ще се превърне в точка. Това явление беше наречено "гравитационен колапс", а този обект също беше наречен "черна дупка".
От всичко казано по-горе става ясно, че крайният етап от еволюцията на звездата зависи от нейната маса, но също така е необходимо да се вземе предвид неизбежната загуба на тази маса и въртене.
