Opisz główne etapy charakterystyczne dla ewolucji gwiazd. Cykl życia gwiazdy

Ewolucja gwiazd w astronomii to sekwencja zmian, jakie przechodzi gwiazda w ciągu swojego życia, to znaczy przez setki tysięcy, miliony lub miliardy lat, podczas gdy promieniuje ona światłem i ciepłem. w tak kolosalnych okresach zmiany są bardzo znaczące.

Ewolucja gwiazdy zaczyna się w gigantycznym obłoku molekularnym, zwanym także gwiezdną kolebką. Większość „pustej” przestrzeni w galaktyce zawiera od 0,1 do 1 cząsteczki na cm3. Z drugiej strony chmura molekularna ma gęstość około miliona cząsteczek na cm3. Masa takiego obłoku przekracza masę Słońca o 100 000–10 000 000 razy ze względu na swój rozmiar: od 50 do 300 lat świetlnych średnicy.

Ewolucja gwiazdy zaczyna się w gigantycznym obłoku molekularnym, zwanym także gwiezdną kolebką.

Dopóki obłok swobodnie krąży wokół centrum rodzimej galaktyki, nic się nie dzieje. Jednak ze względu na niejednorodność pola grawitacyjnego mogą w nim powstawać zaburzenia, prowadzące do lokalnych stężeń masowych. Takie perturbacje powodują grawitacyjne zapadanie się chmury. Jednym ze scenariuszy prowadzących do tego jest zderzenie dwóch chmur. Innym wydarzeniem powodującym zapadanie się może być przejście chmury przez gęste ramię galaktyki spiralnej. Krytycznym czynnikiem może być również eksplozja pobliskiej supernowej, której fala uderzeniowa zderzy się z obłokiem molekularnym z dużą prędkością. Ponadto możliwe jest zderzenie galaktyk, które może spowodować wybuch formowania się gwiazd, ponieważ obłoki gazu w każdej z galaktyk są ściskane przez zderzenie. Ogólnie rzecz biorąc, wszelkie niejednorodności sił działających na masę obłoku mogą wywołać proces formowania się gwiazd.

wszelkie niejednorodności sił działających na masę obłoku mogą wywołać proces formowania się gwiazd.

W trakcie tego procesu niejednorodności obłoku molekularnego ulegną kompresji pod wpływem własnej grawitacji i stopniowo przyjmą kształt kuli. Po skompresowaniu energia grawitacyjna zamienia się w ciepło, a temperatura obiektu wzrasta.

Gdy temperatura w centrum osiągnie 15-20 milionów K, rozpoczynają się reakcje termojądrowe i kompresja ustaje. Obiekt staje się pełnoprawną gwiazdą.

Kolejne etapy ewolucji gwiazdy prawie całkowicie zależą od jej masy i dopiero pod sam koniec ewolucji gwiazdy jej skład chemiczny może odegrać swoją rolę.

Pierwszy etap życia gwiazdy jest podobny do życia Słońca – zdominowany jest przez reakcje cyklu wodorowego.

Pozostaje w tym stanie przez większość swojego życia, znajdując się na głównej sekwencji diagramu Hertzsprunga-Russella, dopóki nie wyczerpią się zapasy paliwa w jego jądrze. Kiedy cały wodór w centrum gwiazdy zamienia się w hel, powstaje rdzeń helowy, a termojądrowe spalanie wodoru trwa na obrzeżach jądra.

Małe i zimne czerwone karły powoli spalają swoje rezerwy wodoru i pozostają w ciągu głównym przez dziesiątki miliardów lat, podczas gdy masywne nadolbrzymy opuszczają ciąg główny zaledwie kilkadziesiąt milionów (a niektóre tylko kilka milionów) lat po uformowaniu.

Obecnie nie wiadomo na pewno, co dzieje się z jasnymi gwiazdami po wyczerpaniu zapasów wodoru w ich wnętrzu. Ponieważ Wszechświat ma 13,8 miliarda lat, co nie wystarcza, aby wyczerpać zapasy paliwa wodorowego w takich gwiazdach, obecne teorie opierają się na symulacjach komputerowych procesów zachodzących w takich gwiazdach.

Zgodnie z koncepcjami teoretycznymi, niektóre jasne gwiazdy, tracąc swoją substancję (wiatr gwiazdowy), będą stopniowo odparowywać, stając się coraz mniejsze. Inne, czerwone karły, będą się powoli ochładzać przez miliardy lat, nadal słabo promieniując w zakresie podczerwieni i mikrofal widma elektromagnetycznego.

Gwiazdy średniej wielkości, takie jak Słońce, pozostają w ciągu głównym średnio przez 10 miliardów lat.

Uważa się, że Słońce wciąż na nim jest, ponieważ znajduje się w połowie swojego cyklu życia. Gdy tylko gwiazda wyczerpie zapasy wodoru w jądrze, opuszcza ciąg główny.

Gdy tylko gwiazda wyczerpie zapasy wodoru w jądrze, opuszcza ciąg główny.

Bez ciśnienia generowanego przez reakcje fuzji, które równoważyłoby grawitację wewnętrzną, gwiazda zaczyna się ponownie kurczyć, tak jak to miało miejsce wcześniej w procesie jej formowania.

Temperatura i ciśnienie znów rosną, ale w przeciwieństwie do etapu protogwiazdowego, do znacznie wyższego poziomu.

Zapadanie się trwa do momentu, gdy w temperaturze około 100 milionów K rozpoczynają się reakcje termojądrowe z udziałem helu, podczas których hel jest przekształcany w cięższe pierwiastki (hel w węgiel, węgiel w tlen, tlen w krzem i wreszcie krzem w żelazo).

Zapadanie się trwa do momentu, gdy w temperaturze około 100 milionów K zaczną się reakcje termojądrowe z udziałem helu.

Wznowione na nowym poziomie termojądrowe „spalanie” materii powoduje potworną ekspansję gwiazdy. Gwiazda „pęcznieje”, staje się bardzo „luźna”, a jej rozmiar zwiększa się około 100 razy.

Gwiazda staje się czerwonym olbrzymem, a faza spalania helu trwa przez około kilka milionów lat.

To, co dzieje się dalej, również zależy od masy gwiazdy.

W gwiazdach średniej wielkości reakcja termojądrowego spalania helu może prowadzić do wybuchowego wyrzucenia zewnętrznych warstw gwiazdy z wytworzeniem mgławica planetarna. Rdzeń gwiazdy, w którym zatrzymują się reakcje termojądrowe, stygnie i zamienia się w białego karła helowego, z reguły o masie do 0,5-0,6 mas Słońca i średnicy rzędu średnicy Ziemi.

W przypadku gwiazd masywnych i supermasywnych (o masie pięciu lub więcej mas Słońca) procesy zachodzące w ich jądrze wraz ze wzrostem kompresji grawitacyjnej prowadzą do eksplozji supernowa z uwolnieniem ogromnej energii. Eksplozji towarzyszy wyrzucenie znacznej masy materii gwiazdy w przestrzeń międzygwiazdową. Substancja ta jest dalej zaangażowana w tworzenie nowych gwiazd, planet lub satelitów. To dzięki supernowym zachodzi chemiczna ewolucja Wszechświata jako całości, a w szczególności każdej galaktyki. Jądro gwiazdy pozostawione po wybuchu może zakończyć swoją ewolucję jako gwiazda neutronowa (pulsar), jeśli masa gwiazdy w późniejszych stadiach przekroczy granicę Chandrasekhara (1,44 mas Słońca), lub jako czarna dziura, jeśli masa gwiazdy przekracza granicę Oppenheimera-Volkova (szacunkowe wartości 2,5-3 mas Słońca).

Proces ewolucji gwiazd we Wszechświecie jest ciągły i cykliczny - stare gwiazdy wymierają, zapalają się nowe, aby je zastąpić.

Zgodnie ze współczesnymi koncepcjami naukowymi pierwiastki niezbędne do powstania planet i życia na Ziemi powstały z materii gwiezdnej. Chociaż nie ma jednego ogólnie przyjętego punktu widzenia na to, jak powstało życie.

Chociaż gwiazdy wydają się być wieczne w ludzkiej skali czasu, jak wszystkie rzeczy w naturze rodzą się, żyją i umierają. Zgodnie z ogólnie przyjętą hipotezą obłoku gazu i pyłu gwiazda powstaje w wyniku grawitacyjnego kompresji międzygwiazdowego obłoku gazu i pyłu. Gdy taka chmura staje się gęstsza, najpierw tworzy się protogwiazda, temperatura w jego środku stale rośnie, aż osiągnie granicę niezbędną do przekroczenia progu prędkości ruchu termicznego cząstek, po którym protony są w stanie pokonać makroskopowe siły wzajemnego odpychania elektrostatycznego ( cm. prawo Coulomba) i wejść w reakcję syntezy termojądrowej ( cm. Rozpad jądrowy i synteza jądrowa).

W wyniku wieloetapowej reakcji termojądrowej fuzji czterech protonów ostatecznie powstaje jądro helu (2 protony + 2 neutrony) i uwalniana jest cała fontanna różnych cząstek elementarnych. W stanie końcowym całkowita masa powstałych cząstek mniej masy czterech pierwotnych protonów, co oznacza, że podczas reakcji uwalniana jest swobodna energia ( cm. Teoria względności). Z tego powodu wewnętrzne jądro nowonarodzonej gwiazdy szybko nagrzewa się do bardzo wysokich temperatur, a nadmiar energii zaczyna rozpryskiwać się w kierunku mniej gorącej powierzchni – i na zewnątrz. W tym samym czasie ciśnienie w centrum gwiazdy zaczyna rosnąć ( cm. Równanie stanu gazu doskonałego). W ten sposób, „spalając” wodór w procesie reakcji termojądrowej, gwiazda nie pozwala siłom przyciągania grawitacyjnego skompresować się do stanu supergęstego, przeciwdziałając zapadnięciu grawitacyjnemu stale odnawianym wewnętrznym ciśnieniem termicznym, co skutkuje stabilną energią saldo. Mówi się, że gwiazdy w fazie aktywnego spalania wodoru znajdują się w „głównej fazie” swojego cyklu życia lub ewolucji ( cm. wykres Hertzsprunga-Russella). Nazywa się przemianą jednego pierwiastka chemicznego w inny wewnątrz gwiazdy fuzja nuklearna lub nukleosynteza.

W szczególności Słońce od około 5 miliardów lat znajduje się na aktywnym etapie spalania wodoru w procesie aktywnej nukleosyntezy, a zapasy wodoru w jądrze do jego kontynuacji powinny wystarczyć naszemu oświetleniu na kolejne 5,5 miliarda lat. Im masywniejsza gwiazda, tym więcej ma paliwa wodorowego, ale aby przeciwdziałać siłom grawitacyjnego kolapsu, musi spalać wodór w tempie przekraczającym tempo wzrostu rezerw wodoru wraz ze wzrostem masy gwiazdy. Zatem im masywniejsza gwiazda, tym krótsze jest jej życie, określone przez wyczerpywanie się rezerw wodoru, a największe gwiazdy dosłownie wypalają się za „kilka” dziesiątek milionów lat. Z drugiej strony najmniejsze gwiazdy żyją wygodnie przez setki miliardów lat. Tak więc, zgodnie z tą skalą, nasze Słońce należy do „silnych średnich chłopów”.

Jednak prędzej czy później każda gwiazda zużyje cały dostępny wodór do spalania w swoim piecu termojądrowym. Co dalej? Zależy to również od masy gwiazdy. Słońce (i wszystkie gwiazdy o masie mniejszej niż ośmiokrotność masy) kończą swoje życie w bardzo banalny sposób. W miarę jak wyczerpują się zapasy wodoru we wnętrzu gwiazdy, zaczynają przeważać siły grawitacyjnego skurczu, które cierpliwie czekały na tę godzinę od chwili narodzin gwiazdy - i pod ich wpływem zaczyna się gwiazda. kurczyć się i zagęszczać. Proces ten ma dwojaki skutek: temperatura w warstwach bezpośrednio wokół jądra gwiazdy wzrasta do poziomu, przy którym zawarty w nich wodór wchodzi w końcu w reakcję fuzji z utworzeniem helu. Jednocześnie temperatura w samym jądrze, które teraz składa się praktycznie z jednego helu, podnosi się tak bardzo, że sam hel - rodzaj „popiołu” rozpadającej się pierwotnej reakcji nukleosyntezy – wchodzi w nową reakcję termojądrową: jedną jądro węgla powstaje z trzech jąder helu. Ten proces wtórnej reakcji syntezy termojądrowej, napędzany produktami reakcji pierwotnej, jest jednym z kluczowych momentów w cyklu życia gwiazd.

Podczas wtórnego spalania helu w jądrze gwiazdy uwalniane jest tak dużo energii, że gwiazda zaczyna dosłownie pęcznieć. W szczególności otoczka Słońca na tym etapie życia rozszerzy się poza orbitę Wenus. W tym przypadku całkowita energia promieniowania gwiazdy pozostaje w przybliżeniu na tym samym poziomie, co w głównej fazie jej życia, ale ponieważ energia ta jest teraz emitowana przez znacznie większą powierzchnię, zewnętrzna warstwa gwiazdy schładza się do czerwieni. część spektrum. Gwiazda zamienia się w czerwony olbrzym.

W przypadku gwiazd takich jak Słońce, po wyczerpaniu się paliwa zasilającego wtórną reakcję nukleosyntezy, ponownie rozpoczyna się etap zapadania grawitacyjnego – tym razem ostatni. Temperatura wewnątrz rdzenia nie jest już w stanie wzrosnąć do poziomu niezbędnego do rozpoczęcia kolejnego poziomu fuzji. Dlatego gwiazda kurczy się, dopóki siły przyciągania grawitacyjnego nie zostaną zrównoważone przez kolejną barierę sił. W jego roli jest zdegenerowane ciśnienie gazu elektronowego(cm. granica Chandrasekhara). Elektrony, które do tego etapu pełniły rolę bezrobotnych statystów w ewolucji gwiazdy, nie uczestniczą w reakcjach fuzji jądrowej i swobodnie przemieszczają się między jądrami będącymi w procesie syntezy, na pewnym etapie kompresji są pozbawione "przestrzeni życiowej" i zaczynają "opierać się" dalszemu grawitacyjnemu ściskaniu gwiazdy. Stan gwiazdy stabilizuje się i zmienia się w zdegenerowany biały karzeł, który będzie emitował ciepło resztkowe w przestrzeń, aż do całkowitego ochłodzenia.

Gwiazdy masywniejsze od Słońca czekają na znacznie bardziej spektakularny koniec. Po spaleniu helu ich masa podczas kompresji okazuje się wystarczająca do podgrzania rdzenia i powłoki do temperatur niezbędnych do rozpoczęcia kolejnych reakcji nukleosyntezy - węgla, potem krzemu, magnezu - i tak dalej w miarę wzrostu masy jądra. Jednocześnie, na początku każdej nowej reakcji w jądrze gwiazdy, poprzednia kontynuuje się w jej powłoce. W rzeczywistości wszystkie pierwiastki chemiczne, aż po żelazo, z których składa się Wszechświat, powstały właśnie w wyniku nukleosyntezy we wnętrzach umierających gwiazd tego typu. Ale żelazo jest granicą; nie może służyć jako paliwo do reakcji syntezy jądrowej lub rozpadu w żadnej temperaturze i ciśnieniu, ponieważ zarówno jego rozpad, jak i dodanie do niego dodatkowych nukleonów, wymaga dopływu energii zewnętrznej. W rezultacie masywna gwiazda stopniowo gromadzi wewnątrz siebie żelazne jądro, nie mogąc służyć jako paliwo do dalszych reakcji jądrowych.

Gdy tylko temperatura i ciśnienie wewnątrz jądra osiągną określony poziom, elektrony zaczynają oddziaływać z protonami jądra żelaza, powodując powstawanie neutronów. I w bardzo krótkim czasie – niektórzy teoretycy uważają, że to kwestia sekund – elektrony uwolnione podczas poprzedniej ewolucji gwiazdy dosłownie rozpuszczają się w protonach jąder żelaza, cała materia jądra gwiazdy zamienia się w ciągłą neutronów i zaczyna gwałtownie się kurczyć w załamaniu grawitacyjnym, ponieważ ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego przeciwstawiającego się spada do zera. Zewnętrzna powłoka gwiazdy, z której wybija się wszelkie podparcie, zapada się w kierunku środka. Energia zderzenia zapadniętej powłoki zewnętrznej z jądrem neutronowym jest tak wysoka, że odbija się ona z dużą prędkością i rozprasza się we wszystkich kierunkach od jądra - a gwiazda dosłownie eksploduje w oślepiającym błysku supernowa gwiazdy. W ciągu kilku sekund, podczas wybuchu supernowej, więcej energii może zostać uwolnionych w kosmos niż wszystkie gwiazdy galaktyki razem wzięte w tym samym czasie.

Po wybuchu supernowej i rozszerzeniu powłoki w gwiazdach o masie około 10-30 mas Słońca, trwający kolaps grawitacyjny prowadzi do powstania gwiazdy neutronowej, której substancja jest ściskana, aż zaczyna być odczuwalna ciśnienie zdegenerowanych neutronów - innymi słowy, teraz neutrony (tak jak wcześniej elektrony) zaczynają opierać się dalszej kompresji, wymagając się przestrzeń życiowa. Zwykle dzieje się tak, gdy gwiazda osiąga rozmiar około 15 km średnicy. W rezultacie powstaje szybko obracająca się gwiazda neutronowa, emitująca impulsy elektromagnetyczne z częstotliwością swojej rotacji; takie gwiazdy nazywają się pulsary. Wreszcie, jeśli masa jądra gwiazdy przekracza 30 mas Słońca, nic nie może powstrzymać jej dalszego grawitacyjnego zapadania się, a w wyniku wybuchu supernowej,

Gwiazda- ciało niebieskie, w którym zachodzą, zachodzą lub zachodzą reakcje termojądrowe. Gwiazdy to masywne świecące kule gazowe (plazmatyczne). Powstaje ze środowiska gazowo-pyłowego (wodór i hel) w wyniku kompresji grawitacyjnej. Temperatura materii w głębinach gwiazd mierzona jest w milionach kelwinów, a na ich powierzchni w tysiącach kelwinów. Energia zdecydowanej większości gwiazd jest uwalniana w wyniku termojądrowych reakcji konwersji wodoru w hel, zachodzących w wysokich temperaturach w obszarach wewnętrznych. Gwiazdy są często nazywane głównymi ciałami wszechświata, ponieważ zawierają większość świetlistej materii w przyrodzie. Gwiazdy to ogromne obiekty o kulistym kształcie, składające się z helu i wodoru, a także innych gazów. Energia gwiazdy zawarta jest w jej jądrze, gdzie co drugi hel oddziałuje z wodorem. Jak wszystko, co organiczne w naszym wszechświecie, gwiazdy powstają, rozwijają się, zmieniają i znikają - proces ten trwa miliardy lat i jest nazywany procesem „ewolucji gwiazd”.

1. Ewolucja gwiazd

Ewolucja gwiazd- sekwencja zmian, jakie przechodzi gwiazda w ciągu swojego życia, to znaczy na przestrzeni setek tysięcy, milionów lub miliardów lat, podczas gdy promieniuje światłem i ciepłem. Gwiazda zaczyna swoje życie jako zimny, rozrzedzony obłok gazu międzygwiazdowego (rozrzedzony ośrodek gazowy wypełniający całą przestrzeń między gwiazdami), kurczący się pod wpływem własnej grawitacji i stopniowo przybierający kształt kuli. Po skompresowaniu energia grawitacji (uniwersalne fundamentalne oddziaływanie między wszystkimi ciałami materialnymi) zamienia się w ciepło, a temperatura obiektu wzrasta. Gdy temperatura w centrum osiągnie 15-20 milionów K, rozpoczynają się reakcje termojądrowe i kompresja ustaje. Obiekt staje się pełnoprawną gwiazdą. Pierwszy etap życia gwiazdy jest podobny do życia Słońca – zdominowany jest przez reakcje cyklu wodorowego. Pozostaje w tym stanie przez większość swojego życia, znajdując się na głównej sekwencji diagramu Hertzsprunga-Russella (ryc. 1) (pokazuje związek między bezwzględną jasnością, jasnością, klasą widmową i temperaturą powierzchni gwiazdy, 1910), do momentu wyczerpania się dopływu paliwa w jego rdzeniu. Kiedy cały wodór w centrum gwiazdy zamienia się w hel, powstaje rdzeń helowy, a na jego obwodzie trwa termojądrowe spalanie wodoru. W tym okresie struktura gwiazdy zaczyna się zmieniać. Jej jasność wzrasta, zewnętrzne warstwy rozszerzają się, a temperatura powierzchni spada - gwiazda staje się czerwonym olbrzymem, który tworzy gałąź na diagramie Hertzsprunga-Russella. Gwiazda spędza na tej gałęzi znacznie mniej czasu niż na sekwencji głównej. Kiedy skumulowana masa rdzenia helowego staje się znacząca, nie może utrzymać własnego ciężaru i zaczyna się kurczyć; jeśli gwiazda jest wystarczająco masywna, wzrost temperatury może spowodować dalszą termojądrową konwersję helu w cięższe pierwiastki (hel w węgiel, węgiel w tlen, tlen w krzem i wreszcie krzem w żelazo).

2. Fuzja termojądrowa we wnętrzu gwiazd

Do 1939 roku ustalono, że źródłem energii gwiazdowej jest synteza termojądrowa zachodząca we wnętrzu gwiazd. Większość gwiazd promieniuje, ponieważ w ich wnętrzu cztery protony łączą się poprzez szereg pośrednich etapów w pojedynczą cząstkę alfa. Ta transformacja może przebiegać na dwa główne sposoby, zwane cyklem proton-proton lub cyklem p-p oraz cyklem węgiel-azot lub cyklem CN. W gwiazdach o małej masie uwalnianie energii jest zapewniane głównie przez pierwszy cykl, w przypadku ciężkich gwiazd - przez drugi. Podaż paliwa jądrowego w gwieździe jest ograniczona i jest stale zużywana na promieniowanie. Proces syntezy termojądrowej, który uwalnia energię i zmienia skład materii gwiazdy, w połączeniu z grawitacją, która ma tendencję do ściskania gwiazdy, a także uwalnia energię, a także promieniowanie z powierzchni, które odprowadza uwolnioną energię, są główne siły napędowe ewolucji gwiazd. Ewolucja gwiazdy zaczyna się w gigantycznym obłoku molekularnym, zwanym także gwiezdną kolebką. Większość „pustej” przestrzeni w galaktyce faktycznie zawiera od 0,1 do 1 cząsteczki na cm?. Obłok molekularny ma gęstość około miliona cząsteczek na cm?. Masa takiego obłoku przekracza masę Słońca o 100 000-10 000 000 razy ze względu na swój rozmiar: od 50 do 300 lat świetlnych. Chociaż chmura może swobodnie obracać się wokół centrum macierzystej galaktyki, nic się nie dzieje. Jednak ze względu na niejednorodność pola grawitacyjnego mogą w nim powstawać zaburzenia, prowadzące do lokalnych stężeń masowych. Takie perturbacje powodują grawitacyjne zapadanie się chmury. Jednym ze scenariuszy prowadzących do tego jest zderzenie dwóch chmur. Innym wydarzeniem powodującym zapadnięcie się może być przejście chmury przez gęste ramię galaktyki spiralnej. Krytycznym czynnikiem może być również eksplozja pobliskiej supernowej, której fala uderzeniowa zderzy się z obłokiem molekularnym z dużą prędkością. Ponadto możliwe jest zderzenie galaktyk, które może spowodować wybuch formowania się gwiazd, ponieważ obłoki gazu w każdej z galaktyk są ściskane przez zderzenie. Ogólnie rzecz biorąc, wszelkie niejednorodności sił działających na masę obłoku mogą zainicjować proces formowania się gwiazd. Ze względu na powstałe niejednorodności ciśnienie gazu molekularnego nie może już zapobiegać dalszej kompresji, a gaz zaczyna gromadzić się wokół środka przyszłej gwiazdy pod wpływem przyciągania grawitacyjnego. Połowa uwolnionej energii grawitacyjnej trafia na ogrzewanie chmury, a połowa na promieniowanie świetlne. W chmurach ciśnienie i gęstość wzrastają w kierunku środka, a zapadanie się części środkowej następuje szybciej niż na obrzeżach. W miarę postępu skurczu średnia droga swobodna fotonów maleje, a chmura staje się coraz mniej przezroczysta dla własnego promieniowania. Powoduje to szybszy wzrost temperatury i jeszcze szybszy wzrost ciśnienia. W efekcie gradient ciśnienia równoważy siłę grawitacyjną, powstaje rdzeń hydrostatyczny o masie około 1% masy chmury. Ta chwila jest niewidoczna. Dalsza ewolucja protogwiazdy polega na akrecji substancji, która nadal opada na „powierzchnię” jądra, która z tego powodu powiększa się. Masa materii swobodnie poruszającej się w obłoku zostaje wyczerpana, a gwiazda staje się widoczna w zakresie optycznym. Ten moment jest uważany za koniec fazy protogwiazdowej i początek fazy młodej gwiazdy. Proces powstawania gwiazd można opisać w jeden sposób, ale kolejne etapy rozwoju gwiazdy zależą niemal całkowicie od jej masy i dopiero pod sam koniec ewolucji gwiazd rolę odgrywać może skład chemiczny.

3. Środek cyklu życia gwiazdy

Gwiazdy występują w szerokiej gamie kolorów i rozmiarów. Ich typ widmowy waha się od gorących błękitów do chłodnych czerwieni, a ich masa wynosi od 0,0767 do ponad 200 mas Słońca. Jasność i kolor gwiazdy zależy od temperatury jej powierzchni, która z kolei zależy od jej masy. Wszystkie nowe gwiazdy „zajmują swoje miejsce” w ciągu głównym zgodnie ze swoim składem chemicznym i masą. Nie mówimy o fizycznym ruchu gwiazdy - tylko o jej położeniu na wskazanym schemacie, który zależy od parametrów gwiazdy. W rzeczywistości ruch gwiazdy wzdłuż diagramu odpowiada tylko zmianie parametrów gwiazdy. Małe, chłodne czerwone karły powoli wypalają swoje rezerwy wodoru i pozostają w ciągu głównym przez setki miliardów lat, podczas gdy masywne nadolbrzymy opuszczają ciąg główny w ciągu kilku milionów lat od powstania. Gwiazdy średniej wielkości, takie jak Słońce, pozostają w ciągu głównym średnio przez 10 miliardów lat. Uważa się, że Słońce wciąż na nim jest, ponieważ znajduje się w połowie swojego cyklu życia. Gdy tylko gwiazda wyczerpie zapasy wodoru w jądrze, opuszcza ciąg główny. Po pewnym czasie – od miliona do kilkudziesięciu miliardów lat, w zależności od początkowej masy – gwiazda wyczerpuje zasoby wodoru jądra. W dużych i gorących gwiazdach dzieje się to znacznie szybciej niż w małych i zimniejszych. Wyczerpanie podaży wodoru prowadzi do ustania reakcji termojądrowych. Bez ciśnienia generowanego przez te reakcje w celu zrównoważenia własnego przyciągania grawitacyjnego gwiazdy, gwiazda zaczyna ponownie się kurczyć, tak jak to miało miejsce wcześniej, podczas formowania. Temperatura i ciśnienie znów rosną, ale w przeciwieństwie do etapu protogwiazdowego, do wyższego poziomu. Zapadanie się trwa do momentu, gdy w temperaturze około 100 milionów K zaczną się reakcje termojądrowe z udziałem helu. Wznowione na nowym poziomie termojądrowe spalanie materii powoduje potworną ekspansję gwiazdy. Gwiazda zostaje „poluzowana”, a jej rozmiar zwiększa się około 100 razy. W ten sposób gwiazda staje się czerwonym olbrzymem, a faza spalania helu trwa przez około kilka milionów lat. Prawie wszystkie czerwone olbrzymy to gwiazdy zmienne. To, co dzieje się dalej, ponownie zależy od masy gwiazdy.

4. Późniejsze lata i śmierć gwiazd

Stare gwiazdy o małej masie

Do tej pory nie wiadomo na pewno, co dzieje się z jasnymi gwiazdami po wyczerpaniu zasobów wodoru. Ponieważ Wszechświat ma 13,7 miliarda lat, co nie wystarcza, aby wyczerpać zapasy paliwa wodorowego w takich gwiazdach, obecne teorie opierają się na symulacjach komputerowych procesów zachodzących w takich gwiazdach. Niektóre gwiazdy mogą syntetyzować hel tylko w niektórych strefach aktywnych, co powoduje ich niestabilność i silne wiatry gwiazdowe. W tym przypadku nie dochodzi do powstania mgławicy planetarnej, a gwiazda tylko wyparowuje, stając się jeszcze mniejsza od brązowego karła. Gwiazdy o masie mniejszej niż 0,5 masy Słońca nie są w stanie przekształcić helu nawet po zakończeniu reakcji z udziałem wodoru w jądrze - ich masa jest zbyt mała, aby zapewnić nową fazę kompresji grawitacyjnej w stopniu inicjującym „zapłon” helu . Do takich gwiazd należą czerwone karły, takie jak Proxima Centauri, których długość życia sekwencji głównej waha się od dziesiątek miliardów do dziesiątek bilionów lat. Po zakończeniu reakcji termojądrowych w ich jądrze, stopniowo stygną, będą nadal słabo promieniować w zakresie podczerwieni i mikrofal widma elektromagnetycznego.

średniej wielkości gwiazdy

Gdy gwiazda osiąga średnią wartość (od 0,4 do 3,4 mas Słońca) fazy czerwonego olbrzyma, w jej jądrze kończy się wodór i rozpoczynają się reakcje syntezy węgla z helu. Proces ten zachodzi w wyższych temperaturach i dlatego przepływ energii z jądra wzrasta, co prowadzi do tego, że zewnętrzne warstwy gwiazdy zaczynają się rozszerzać. Początek syntezy węgla wyznacza nowy etap w życiu gwiazdy i trwa przez pewien czas. W przypadku gwiazdy podobnej wielkością do Słońca proces ten może trwać około miliarda lat. Zmiany w ilości emitowanej energii powodują, że gwiazda przechodzi przez okresy niestabilności, w tym zmiany wielkości, temperatury powierzchni i uwalniania energii. Uwalnianie energii jest przesunięte w kierunku promieniowania o niskiej częstotliwości. Towarzyszy temu narastający ubytek masy spowodowany silnymi wiatrami gwiazdowymi i intensywnymi pulsacjami. Gwiazdy w tej fazie nazywane są gwiazdami późnego typu, gwiazdami OH-IR lub gwiazdami podobnymi do Mira, w zależności od ich dokładnej charakterystyki. Wyrzucany gaz jest stosunkowo bogaty w ciężkie pierwiastki wytwarzane we wnętrzu gwiazdy, takie jak tlen i węgiel. Gaz tworzy rozszerzającą się powłokę i ochładza się w miarę oddalania się od gwiazdy, umożliwiając tworzenie się cząsteczek pyłu i molekuł. Dzięki silnemu promieniowaniu podczerwonemu z gwiazdy centralnej w takich powłokach powstają idealne warunki do aktywacji maserów. Reakcje spalania helu są bardzo wrażliwe na temperaturę. Czasami prowadzi to do wielkiej niestabilności. Powstają najsilniejsze pulsacje, które ostatecznie dają zewnętrznym warstwom wystarczające przyspieszenie, aby mogły zostać zrzucone i zamienić się w mgławicę planetarną. W centrum mgławicy pozostaje nagie jądro gwiazdy, w którym zatrzymują się reakcje termojądrowe, a po ochłodzeniu zamienia się w białego karła helowego, z reguły o masie do 0,5-0,6 Słońca i średnica rzędu średnicy Ziemi.

białe karły

Krótko po błysku helu, węgiel i tlen "zapalają się"; każde z tych zdarzeń powoduje poważne przegrupowanie gwiazdy i jej szybki ruch wzdłuż diagramu Hertzsprunga-Russella. Wielkość atmosfery gwiazdy rośnie jeszcze bardziej i zaczyna intensywnie tracić gaz w postaci rozszerzających się strumieni wiatru gwiezdnego. Los centralnej części gwiazdy zależy całkowicie od jej początkowej masy: jądro gwiazdy może zakończyć swoją ewolucję jako biały karzeł (gwiazdy o małej masie); w przypadku, gdy jego masa w późniejszych stadiach ewolucji przekroczy granicę Chandrasekhara - jako gwiazda neutronowa (pulsar); jeśli masa przekracza granicę Oppenheimera - Volkova - jak czarna dziura. W ostatnich dwóch przypadkach końcowi ewolucji gwiazd towarzyszą katastrofalne wydarzenia - wybuchy supernowych. Ogromna większość gwiazd, w tym Słońce, kończy swoją ewolucję poprzez kurczenie się, aż ciśnienie zdegenerowanych elektronów zrównoważy grawitację. W tym stanie, kiedy rozmiar gwiazdy zmniejsza się sto razy, a gęstość staje się milion razy większa niż wody, gwiazdę nazywamy białym karłem. Pozbawiona jest źródeł energii i stopniowo schładzając się, staje się ciemna i niewidoczna. W gwiazdach masywniejszych od Słońca ciśnienie zdegenerowanych elektronów nie może zatrzymać dalszej kompresji jądra, a elektrony zaczynają „wciskać się” w jądra atomowe, co prowadzi do przemiany protonów w neutrony, pomiędzy którymi nie ma elektrostatyki siły odpychania. Taka neutronizacja materii prowadzi do tego, że wielkość gwiazdy, która w rzeczywistości reprezentuje teraz jedno ogromne jądro atomowe, mierzy się w odległości kilku kilometrów, a jej gęstość jest 100 milionów razy większa niż gęstość wody. Taki obiekt nazywa się gwiazdą neutronową.

supermasywne gwiazdy

Gdy gwiazda o masie większej niż pięć słonecznych wejdzie w stadium czerwonego nadolbrzyma, jej jądro zaczyna się kurczyć pod wpływem sił grawitacyjnych. Wraz ze wzrostem kompresji wzrasta temperatura i gęstość i rozpoczyna się nowa sekwencja reakcji termojądrowych. W takich reakcjach syntetyzowane są coraz cięższe pierwiastki: hel, węgiel, tlen, krzem i żelazo, co chwilowo hamuje rozpad jądra. Ostatecznie, w miarę powstawania coraz cięższych pierwiastków układu okresowego pierwiastków, żelazo-56 jest syntetyzowane z krzemu. Na tym etapie dalsza fuzja termojądrowa staje się niemożliwa, ponieważ jądro żelaza-56 ma maksymalny defekt masy, a tworzenie cięższych jąder z uwalnianiem energii jest niemożliwe. Dlatego gdy żelazne jądro gwiazdy osiąga pewien rozmiar, ciśnienie w nim nie jest już w stanie wytrzymać grawitacji zewnętrznych warstw gwiazdy i następuje natychmiastowe zapadnięcie się jądra wraz z neutronizacją jego substancji. To, co dzieje się dalej, jest do końca niejasne, ale w każdym razie zachodzące procesy w ciągu kilku sekund prowadzą do wybuchu supernowej o niewiarygodnej mocy. Towarzyszący wybuch neutrin wywołuje falę uderzeniową. Silne dżety neutrin i wirujące pole magnetyczne wypychają większość materiału nagromadzonego przez gwiazdę – tzw. elementy siedzeń, w tym elementy żelazne i lżejsze. Rozszerzająca się materia jest bombardowana przez uciekające z jądra neutrony, wychwytujące je i tworząc w ten sposób zestaw pierwiastków cięższych od żelaza, w tym radioaktywnych, aż do uranu (a być może nawet Kalifornii). Tak więc wybuchy supernowych wyjaśniają obecność pierwiastków cięższych od żelaza w materii międzygwiazdowej, co jednak nie jest jedyną możliwą drogą ich powstawania, czego przykładem mogą być gwiazdy technetu. Fala uderzeniowa i dżety neutrin unoszą materię z umierającej gwiazdy w przestrzeń międzygwiazdową. Następnie, w miarę ochładzania się i przemieszczania się w przestrzeni kosmicznej, ten materiał supernowej może zderzać się z innymi kosmicznymi śmieciami i prawdopodobnie uczestniczyć w formowaniu się nowych gwiazd, planet lub satelitów. Procesy zachodzące podczas powstawania supernowej są wciąż badane i jak dotąd kwestia ta nie jest jasna. Kwestionowany jest również moment, w którym faktycznie pozostaje pierwotna gwiazda. Rozważane są jednak dwie opcje: gwiazdy neutronowe i czarne dziury.

gwiazdy neutronowe

Wiadomo, że w niektórych supernowych silna grawitacja we wnętrzu nadolbrzyma powoduje, że elektrony są pochłaniane przez jądro atomowe, gdzie łączą się z protonami, tworząc neutrony. Ten proces nazywa się neutronizacją. Zanikają siły elektromagnetyczne oddzielające pobliskie jądra. Jądro gwiazdy jest teraz gęstą kulą jąder atomowych i pojedynczych neutronów. Takie gwiazdy, znane jako gwiazdy neutronowe, są niezwykle małe – nie większe niż duże miasta – i mają niewyobrażalnie duże gęstości. Ich okres orbitalny staje się niezwykle krótki wraz ze zmniejszaniem się rozmiaru gwiazdy (ze względu na zachowanie momentu pędu). Niektórzy wykonują 600 obrotów na sekundę. Dla niektórych z nich kąt między wektorem promieniowania a osią obrotu może być taki, że Ziemia wpada w stożek utworzony przez to promieniowanie; w tym przypadku możliwe jest zarejestrowanie impulsu promieniowania, który powtarza się w odstępach czasu równych okresowi obrotu gwiazdy. Takie gwiazdy neutronowe nazwano „pulsarami” i stały się pierwszymi odkrytymi gwiazdami neutronowymi.

Czarne dziury

Nie wszystkie supernowe stają się gwiazdami neutronowymi. Jeśli gwiazda ma wystarczająco dużą masę, zapadanie się gwiazdy będzie kontynuowane, a same neutrony zaczną opadać do wewnątrz, aż jej promień stanie się mniejszy niż promień Schwarzschilda. Gwiazda staje się wtedy czarną dziurą. Istnienie czarnych dziur przewidziała ogólna teoria względności. Zgodnie z tą teorią materia i informacja w żadnych okolicznościach nie mogą opuścić czarnej dziury. Jednak mechanika kwantowa prawdopodobnie dopuszcza wyjątki od tej reguły. Pozostaje wiele pytań otwartych. Główny z nich: „Czy w ogóle są jakieś czarne dziury?”. Rzeczywiście, aby stwierdzić z całą pewnością, że dany obiekt jest czarną dziurą, konieczne jest obserwowanie jego horyzontu zdarzeń. Jest to niemożliwe z samej definicji horyzontu, ale za pomocą radiointerferometrii o bardzo długiej linii bazowej można określić metrykę w pobliżu obiektu, a także ustalić szybką, milisekundową zmienność. Te właściwości, obserwowane w pojedynczym obiekcie, powinny definitywnie świadczyć o istnieniu czarnych dziur.

Powstaje w wyniku kondensacji ośrodka międzygwiazdowego. Dzięki obserwacjom udało się ustalić, że gwiazdy powstały w różnym czasie i powstają do dziś.

Głównym problemem w ewolucji gwiazd jest kwestia pochodzenia ich energii, dzięki czemu świecą i promieniują ogromną ilością energii. Wcześniej wysunięto wiele teorii, które miały na celu identyfikację źródeł energii gwiazdowej. Uważano, że ciągłym źródłem energii gwiazdowej jest ciągła kompresja. To źródło jest z pewnością dobre, ale nie może utrzymać odpowiedniego promieniowania przez długi czas. W połowie XX wieku znaleziono odpowiedź na to pytanie. Źródłem promieniowania są reakcje syntezy termojądrowej. W wyniku tych reakcji wodór zamienia się w hel, a uwolniona energia przechodzi przez wnętrze gwiazdy, przekształca się i promieniuje w przestrzeń świata (warto zauważyć, że im wyższa temperatura, tym szybciej te reakcje zachodzą; to dlatego gorące masywne gwiazdy szybciej opuszczają ciąg główny).

Teraz wyobraź sobie pojawienie się gwiazdy...

Zaczęła się kondensować chmura międzygwiazdowego ośrodka gazowo-pyłowego. Z tej chmury powstaje dość gęsta kula gazu. Ciśnienie wewnątrz kuli nie jest jeszcze w stanie zrównoważyć sił przyciągania, więc będzie się ona kurczyć (być może w tym czasie wokół gwiazdy tworzą się skupiska o mniejszej masie, które ostatecznie zamieniają się w planety). Po skompresowaniu temperatura wzrasta. W ten sposób gwiazda stopniowo osiada na ciągu głównym. Wtedy ciśnienie gazu wewnątrz gwiazdy równoważy przyciąganie i protogwiazda zamienia się w gwiazdę.

Wczesny etap ewolucji gwiazdy jest bardzo mały, a gwiazda jest w tym czasie zanurzona w mgławicy, więc bardzo trudno jest wykryć protogwiazdę.

Przemiana wodoru w hel zachodzi tylko w centralnych obszarach gwiazdy. W warstwach zewnętrznych zawartość wodoru pozostaje praktycznie niezmieniona. Ponieważ ilość wodoru jest ograniczona, prędzej czy później się wypala. Uwalnianie energii w centrum gwiazdy ustaje, rdzeń gwiazdy zaczyna się kurczyć, a powłoka pęcznieć. Co więcej, jeśli gwiazda ma mniej niż 1,2 masy Słońca, zrzuca zewnętrzną warstwę (powstawanie mgławicy planetarnej).

Gdy powłoka oddzieli się od gwiazdy, jej wewnętrzne, bardzo gorące warstwy otwierają się, aw międzyczasie powłoka oddala się coraz bardziej. Po kilkudziesięciu tysiącach lat powłoka rozpadnie się i pozostanie tylko bardzo gorąca i gęsta gwiazda, która stopniowo stygnie, zamieni się w białego karła. Stopniowo stygnąc, zamieniają się w niewidzialne czarne karły. Czarne karły to bardzo gęste i zimne gwiazdy, nieco większe od Ziemi, ale o masie porównywalnej do masy Słońca. Proces stygnięcia białych karłów trwa kilkaset milionów lat.

Jeśli masa gwiazdy wynosi od 1,2 do 2,5 Słońca, taka gwiazda wybuchnie. Ta eksplozja nazywa się supernowa. Rozbłyskująca gwiazda w ciągu kilku sekund zwiększa swoją jasność setki milionów razy. Takie epidemie są niezwykle rzadkie. W naszej Galaktyce wybuch supernowej występuje mniej więcej raz na sto lat. Po takim błysku pozostaje mgławica, która ma dużą emisję radiową, a także bardzo szybko się rozprasza, oraz tzw. gwiazda neutronowa (o tym później). Oprócz ogromnej emisji radiowej taka mgławica będzie również źródłem promieni rentgenowskich, ale to promieniowanie jest pochłaniane przez ziemską atmosferę, więc można je obserwować jedynie z kosmosu.

Istnieje kilka hipotez dotyczących przyczyn wybuchów gwiazd (supernowych), ale nie ma jeszcze ogólnie przyjętej teorii. Przypuszcza się, że jest to spowodowane zbyt szybkim spadkiem wewnętrznych warstw gwiazdy do centrum. Gwiazda gwałtownie kurczy się do katastrofalnie małego rozmiaru około 10 km, a jej gęstość w tym stanie wynosi 10 17 kg/m 3 , czyli jest zbliżona do gęstości jądra atomowego. Ta gwiazda składa się z neutronów (podczas gdy elektrony wydają się być wciśnięte w protony), dlatego nazywa się ją "NEUTRON". Jego początkowa temperatura wynosi około miliarda kelwinów, ale w przyszłości szybko się ochłodzi.

Ta gwiazda, ze względu na jej małe rozmiary i szybkie chłodzenie, od dawna uważana była za niemożliwą do zaobserwowania. Ale po pewnym czasie odkryto pulsary. Te pulsary okazały się gwiazdami neutronowymi. Są tak nazwane ze względu na krótkotrwałe promieniowanie impulsów radiowych. Tych. gwiazda wydaje się mrugać. Odkrycia tego dokonano zupełnie przypadkowo i nie tak dawno temu, a mianowicie w 1967 roku. Te okresowe impulsy wynikają z faktu, że podczas bardzo szybkiego obrotu za naszym wzrokiem stożek osi magnetycznej nieustannie migocze, tworząc kąt z osią obrotu.

Pulsar może być dla nas wykryty tylko w warunkach orientacji osi magnetycznej, a jest to około 5% ich całkowitej liczby. Niektórych pulsarów nie można znaleźć w mgławicach radiowych, ponieważ mgławice rozpraszają się stosunkowo szybko. Po stu tysiącach lat mgławice te przestają być widoczne, a wiek pulsarów szacuje się na dziesiątki milionów lat.

Jeśli masa gwiazdy przekracza 2,5 mas Słońca, to pod koniec swojego istnienia niejako zapadnie się w siebie i zostanie zmiażdżona własnym ciężarem. W ciągu kilku sekund zmieni się w kropkę. Zjawisko to nazwano „zawaleniem grawitacyjnym”, a obiekt ten nazwano również „czarną dziurą”.

Z powyższego jasno wynika, że końcowy etap ewolucji gwiazdy zależy od jej masy, ale należy również wziąć pod uwagę nieuniknioną utratę tej samej masy i rotacji.