Die Lebensspanne von Sternen besteht aus mehreren Phasen, die die Leuchten über Millionen und Abermilliarden von Jahren durchlaufen und stetig dem unvermeidlichen Ende entgegenstreben und sich in helle Fackeln oder düstere Schwarze Löcher verwandeln.

Die Lebensdauer eines Sterns jeglicher Art ist ein unglaublich langer und komplexer Prozess, der von Phänomenen begleitet wird kosmische Skala. Seine Vielseitigkeit lässt sich selbst mit dem gesamten Arsenal einfach nicht vollständig verfolgen und studieren moderne Wissenschaft. Aber basierend auf dem einzigartigen Wissen, das über den gesamten Zeitraum der Existenz der terrestrischen Astronomie gesammelt und verarbeitet wurde, stehen uns ganze Schichten der wertvollsten Informationen zur Verfügung. Dies ermöglicht es, die Abfolge von Episoden aus dem Lebenszyklus von Koryphäen zu relativ kohärenten Theorien zu verknüpfen und deren Entwicklung zu modellieren. Was sind diese Phasen?

Verpassen Sie nicht die visuelle, interaktive App „“!

Folge I. Protostars

Der Lebensweg der Sterne beginnt, wie bei allen Objekten des Makrokosmos und Mikrokosmos, mit der Geburt. Dieses Ereignis entsteht durch die Bildung einer unglaublich riesigen Wolke, in der die ersten Moleküle erscheinen, weshalb die Bildung molekular genannt wird. Manchmal wird ein anderer Begriff verwendet, der die Essenz des Prozesses direkt offenbart – die Wiege der Sterne.

Erst wenn es in einer solchen Wolke aufgrund unüberwindbarer Umstände zu einer extrem schnellen Verdichtung der massehaltigen Teilchen kommt, also zu einem gravitativen Kollaps, kommt es zur Bildung von zukünftiger Star. Der Grund dafür ist ein Anstieg der Gravitationsenergie, der zum Teil Gasmoleküle komprimiert und die Mutterwolke aufheizt. Dann beginnt die Transparenz der Formation allmählich zu verschwinden, was zu einer noch stärkeren Erwärmung und einem Druckanstieg in ihrem Zentrum beiträgt. Die letzte Episode in der protostellaren Phase ist die Ansammlung von Materie, die auf den Kern fällt. Dabei wächst der entstehende Stern und wird sichtbar, nachdem der Druck des emittierten Lichts buchstäblich den gesamten Staub in die Außenbezirke hinweggeschwemmt hat.

Finden Sie Protosterne im Orionnebel!

Dieses riesige Panorama des Orionnebels stammt aus Bildern. Dieser Nebel ist eine der größten und uns am nächsten gelegenen Wiegen von Sternen. Versuchen Sie, in diesem Nebel Protosterne zu finden, da die Auflösung dieses Panoramas dies ermöglicht.

Folge II. Junge Stars

Fomalhaut, Bild aus dem DSS-Katalog. Um diesen Stern gibt es noch immer eine protoplanetare Scheibe.

Die nächste Phase oder der nächste Zyklus im Leben eines Sterns ist die Periode seiner kosmischen Kindheit, die wiederum in drei Phasen unterteilt ist: junge Sterne kleinerer (<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.

Folge III. Die Blütezeit im Leben eines Stars

Die Sonne in der H-Alpha-Linie fotografiert. Unser Star ist in seiner Blüte.

In der Mitte ihres Lebens können kosmische Leuchten die unterschiedlichsten Farben, Massen und Dimensionen aufweisen. Die Farbpalette reicht von bläulichen Farbtönen bis hin zu Rot, und ihre Masse kann deutlich geringer als die Sonnenmasse oder mehr als dreihundertmal größer sein. Die Hauptsequenz des Lebenszyklus von Sternen dauert etwa zehn Milliarden Jahre. Danach geht dem Kern des kosmischen Körpers der Wasserstoff aus. Dieser Moment wird als Übergang vom Leben des Objekts in die nächste Phase betrachtet. Aufgrund der Erschöpfung der Wasserstoffressourcen im Kern kommen thermonukleare Reaktionen zum Stillstand. Während der Zeit der erneuten Kompression des Sterns beginnt jedoch der Kollaps, der zum Auftreten thermonuklearer Reaktionen unter Beteiligung von Helium führt. Dieser Prozess stimuliert eine einfach unglaubliche Expansion des Sterns. Und jetzt gilt er als roter Riese.

Folge IV. Das Ende der Existenz der Sterne und ihr Tod

Alte Sterne werden wie ihre jungen Gegenstücke in verschiedene Typen unterteilt: massearme, mittelgroße, supermassereiche Sterne und. Bei Objekten mit geringer Masse lässt sich noch immer nicht genau sagen, welche Prozesse bei ihnen in den letzten Stadien der Existenz ablaufen. Alle diese Phänomene werden hypothetisch mithilfe von Computersimulationen beschrieben und basieren nicht auf sorgfältigen Beobachtungen. Nach dem endgültigen Ausbrennen von Kohlenstoff und Sauerstoff vergrößert sich die atmosphärische Hülle des Sterns und seine Gaskomponente geht schnell verloren. Am Ende ihres Entwicklungsweges werden die Sterne um ein Vielfaches komprimiert, ihre Dichte nimmt dagegen deutlich zu. Ein solcher Stern gilt als Weißer Zwerg. Auf seine Lebensphase folgt dann die Periode des Roten Überriesen. Das Letzte im Lebenszyklus eines Sterns ist seine Umwandlung in einen Neutronenstern durch sehr starke Kompression. Allerdings werden nicht alle dieser kosmischen Körper so. Einige, meist die größten (mehr als 20–30 Sonnenmassen), werden durch Kollaps zu Schwarzen Löchern.

Interessante Fakten über die Lebenszyklen von Sternen

Eine der eigenartigsten und bemerkenswertesten Informationen aus dem Sternleben des Weltraums ist, dass sich die überwiegende Mehrheit der Sterne in unserem Weltraum im Stadium roter Zwerge befindet. Solche Objekte haben eine viel geringere Masse als die Sonne.

Interessant ist auch, dass die magnetische Anziehungskraft von Neutronensternen milliardenfach höher ist als die ähnliche Strahlung des Erdsterns.

Wirkung der Masse auf einen Stern

Eine weitere ebenso interessante Tatsache ist die Existenzdauer der größten bekannten Sterntypen. Aufgrund der Tatsache, dass ihre Masse hunderte Male größer sein kann als die der Sonne, ist auch ihre Energiefreisetzung um ein Vielfaches, manchmal sogar um das Millionenfache größer. Folglich ist ihre Lebensdauer viel kürzer. In manchen Fällen dauert ihre Existenz nur wenige Millionen Jahre, verglichen mit der Lebenszeit von Sternen mit geringer Masse, die mehrere Milliarden Jahre beträgt.

Eine interessante Tatsache ist auch der Kontrast zwischen Schwarzen Löchern und Weißen Zwergen. Es ist bemerkenswert, dass erstere aus den massemäßig größten Sternen hervorgehen, letztere hingegen aus den kleinsten.

Es gibt eine Vielzahl einzigartiger Phänomene im Universum, über die wir endlos sprechen können, da der Weltraum äußerst wenig erforscht und erforscht ist. Das gesamte menschliche Wissen über Sterne und ihre Lebenszyklen, über das die moderne Wissenschaft verfügt, basiert hauptsächlich auf Beobachtungen und theoretischen Berechnungen. Solche wenig erforschten Phänomene und Objekte bilden die Grundlage für die ständige Arbeit Tausender Forscher und Wissenschaftler: Astronomen, Physiker, Mathematiker und Chemiker. Dank ihrer kontinuierlichen Arbeit wird dieses Wissen ständig angesammelt, ergänzt und verändert und wird dadurch immer genauer, zuverlässiger und umfassender.

ENTWICKLUNG DER STERNE- Veränderung im Laufe der Zeit physisch. Parameter und beobachtbare Eigenschaften von Sternen als Ergebnis. der Verlauf von Kernreaktionen, Energie- und Massenverlust. Bei Sternen in engen Doppelsternsystemen spielt der Austausch von Materie zwischen Begleitern eine Rolle. Zur Entwicklung solcher Sterne siehe Art. Enge Doppelsterne.

Basic Die beobachtbaren Eigenschaften eines Sterns sind seine Leuchtkraft L(in bekannter Entfernung) und der Temperatur G, der Oberfläche des Sterns, bestimmt durch die Energieverteilung im Spektrum. Etwa T s gleich effektive Temperatur T e. E. z. dargestellt als Linie (Spur) auf der lg-Ebene L, log T e (d. h. on Hertzsprunga - Russell-Diagramm, GRD).

Einführung

Sterne entstehen aus dichten interstellaren Wolken, in denen sich thermische und hydrodynamische Eigenschaften entwickeln. Instabilität (vgl Sternentstehung). Die Folge dieser Instabilitäten ist hydrodynamischer Natur. Kollaps eines Teils der Wolke, der mit der Bildung eines gravitativ gebundenen Objekts endet – eines Protosterns. Der Kollaps erfolgt auf heterogene Weise. Die schnelle Kompression des Zentrumsteils führt zur Bildung eines hydrostatisch ausgeglichenen Massenkerns (für die Gesamtmasse einer kollabierenden Wolke die Masse der Sonne) und folgt dann einer langen Phase Akkretion darauf den restlichen Teil der Wolke (Muschel). Die Zeit der Protosternbildung ab Beginn des Kollaps beträgt 10 -10 6 Jahre. Protosterne leuchten aufgrund der Freisetzung der Schwerkraft. Energie beim Komprimieren. Mit der Beteiligung wird auch ein gewisser Beitrag zur Leuchtkraft geleistet
, von denen eine kleine Anzahl in sehr frühen Stadien der Entwicklung des Universums gebildet wurde (siehe. Nukleosynthese).Da die Masse zunimmt und die Kompression temp-pa-Zentrum. Regionen des Protosternkerns wachsen. Wenn es Werte von ~ 10 7 K erreicht (was bei Sternen mit einer Masse über Wasserstoff möglich ist), beginnt die Verbrennung (thermonukleare Reaktionen zur Umwandlung von Wasserstoff in Helium). Energieverluste durch Strahlung werden durch die bei der Verbrennung von Wasserstoff freigesetzte Energie ausgeglichen . Der Stern tritt in die Hauptreihe (MS) GRD ein. Weitere Einzelheiten zum Anfangsstadium von E.Z. finden Sie in Art. Protosterne.
Die Entstehung von Sternen geht mit dem Abfluss von Hüllenmaterie einher, so dass die Masse des Sterns auf dem MS geringer ist als die Anfangsmasse. Masse der kollabierenden Wolke. Beobachtungen zeigen, dass im Protosternstadium die Massenverlustrate bei Sternen (T-Tauri-Sterne) beträgt. Während des Zeitraums des Beitritts zum Staatsunternehmen (von 6*10 6 Jahren für bis zu 2·10 7 Jahre für Die Masse des Sterns nimmt ab. Die Leuchtkraft von Sternen nimmt mit zunehmender Masse schnell zu (siehe Abb. Gewicht - Helligkeitsabhängigkeit). Bei den Sternen mit Die Leuchtkraft im Akkretionsstadium erweist sich als so groß, dass sie einen starken Ausfluss von Materie und Masse des entstehenden Sterns verursacht M Es stellt sich heraus, dass es deutlich geringer ist als ursprünglich Massen M0 kollabierende Wolke: für

Ein Stern, der aufgrund der Freisetzung von Kernenergie strahlt, entwickelt sich langsam, wenn sich seine Chemie ändert. Komposition. Naib. Der Stern verbringt Zeit auf der Bühne, in der er sich in seinem Zentrum befindet. In dieser Gegend wird Wasserstoff verbrannt. Diese Phase wird aufgerufen GP auf GRD. Der Großteil der beobachtbaren Sterne befindet sich in der Nähe des MS. Die lange Dauer dieser Phase ist zum einen darauf zurückzuführen, dass Wasserstoff der kalorienreichste Kernbrennstoff ist. Bei der Bildung eines Heliumkerns (Alphateilchen) aus 4 Wasserstoffkernen werden aus 3 Alphateilchen insgesamt 12 C freigesetzt, d. h. die pro Masseneinheit freigesetzte Energie ist zehnmal geringer. Zweitens emittieren Sterne auf dem MS deutlich weniger Strahlung als in späteren Evolutionsstadien, und am Ende stellt sich heraus, dass die Lebensdauer auf dem MS zwei bis drei Größenordnungen länger ist als die Zeit der gesamten nachfolgenden Evolution. Dementsprechend übersteigt die Anzahl der Sterne auf dem MS die Anzahl der helleren Sterne deutlich.

Nach dem Ausbrennen des Wasserstoffs im Zentrum des Sterns und der Bildung eines Heliumkerns stoppt die Freisetzung der darin enthaltenen Kernenergie und der Kern beginnt sich intensiv zu verdichten. Wasserstoff brennt weiterhin in einer dünnen Hülle, die den Heliumkern umgibt (der sogenannten Schichtquelle). Gleichzeitig dehnt sich die Hülle aus, die Leuchtkraft des Sterns nimmt zu, die Oberflächengeschwindigkeit nimmt ab und der Stern wird zu einem Roten Riesen (bei weniger massereichen Sternen) oder zu einem Überriesen (rot oder gelb) bei massereicheren Sternen massereiche Sterne (siehe Abb. Rote Riesen und Überriesen). Der Prozess der weiteren Entwicklung wird hauptsächlich von der Masse des Sterns bestimmt M.

In Sternen endet die Kernverbrennung nach der Bildung eines Sternkerns aus Kohlenstoff (12 C) mit einer Sauerstoffbeimischung von ca. 1. Nachdem die gesamte diesen Kern umgebende Hülle abgeworfen wurde, verwandelt er sich in einen „toten“ Stern – weißer Zwerg.
Massive Sterne durchlaufen eine Evolution. Verbrennungspfad bis zur Bildung eines Sternkerns aus dem stabilsten (maximale Bindungsenergie pro Nukleon) Element 56 Fe. In einem solchen Kern ist die Freisetzung von Kernenergie unmöglich; der Druckanstieg kompensiert nicht den Anstieg der Gravitationskräfte während des Wachstums und die langsame Quasi-Statik. Die Kompression wird durch einen schnellen Kollaps ersetzt – es kommt zum Verlust der Hydrodynamik. Stabilität und Explosion Supernova. Bei der schnellen Kompression auf eine Dichte r nahe der Dichte der Materie im Atomkern werden enorme Gravitationskräfte freigesetzt. Energie - mal mehr als während der gesamten Zeit der Kernentwicklung, die mehrere zehn Millionen Jahre dauert. Der überwiegende Teil dieser Energie wird von Neutrinos abtransportiert. Nach der Explosion und Freisetzung der Hülle bildet sich ein Rückstand in der Form Neutronenstern- die zweite Art „toter“ Sterne.
In Sternen mittlerer Masse entsteht ein entarteter Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern, dessen Masse so groß ist, dass er nicht mehr als Weißer Zwerg existieren kann, sondern immer weiter schrumpft, bis ein Temperatur- und Dichteanstieg zu einer schnellen (explosiven) Verbrennung von Kohlenstoff (Kohlenstofffackel) und der vollständige Zerfall des gesamten Sterns. Diese Expansion wird auch als Supernova-Explosion beobachtet, bei der keine Rückstände zurückbleiben.

Bei den massereichsten Sternen endet der Kollaps möglicherweise nicht im Neutronensternstadium, sondern geht weiter und bildet ein relativistisches Objekt – schwarzes Loch. Beobachten. Die Erscheinungsformen des Entstehungsprozesses des Schwarzen Lochs sind noch nicht bekannt. Möglicherweise ist der Anstieg der Leuchtkraft hier so unbedeutend, dass ein solcher Kollaps schwer zu erkennen ist („stiller“ Kollaps). Aber selbst in diesem Fall sollte der Kollaps von einem starken Ausbruch von Neutrinostrahlung begleitet sein, fast wie bei der Entstehung eines Neutronensterns, und außerdem würde der Stern, der vor dem Kollaps existierte, verschwinden (erlöschen).

Fast die ganze Zeit über Evolutionsstern stabil gegenüber der Zersetzung Arten von Störungen. Naib. Zwei Arten von Störungen sind wichtig: hydrodynamische und thermische. Hydrodynamisch Die Störungen sind mit zufälligen Störungen der Dichte und Größe des Sterns verbunden. Die Stabilität gegenüber solchen Störungen wird dadurch gewährleistet, dass beim Komprimieren (Ausdehnen) die Druckkraft entsteht P wachsen (fallen) schneller als die Schwerkraft. Dies führt dazu, dass bei zufälliger Kompression oder Expansion eine Kraft entsteht, die den Stern in seinen Gleichgewichtszustand zurückführt. Die Druckänderung bei schnellen Prozessen erfolgt nahezu adiabatisch, daher wird die Stabilität durch den adiabatischen Index bestimmt, der größer als 4/3 sein sollte ( S- schlagen Entropie; siehe Art. Gravitationskollaps). Denn der Materiedruck in einem Stern wird durch die Mischung von idealem Gas und Strahlung bestimmt und Sterne sind in der Regel hydrodynamisch stabil. Ein Beispiel für einen instabilen Stern ist eine Prä-Supernova mit einem Eisenkern, bei dem der Druckanstieg bei der Kompression nicht ausreicht. Dies bedeutet, dass ein Teil der Energie für den Photozerfall von Eisen unter Bildung von Neutronen, Protonen und Alphateilchen aufgewendet wird und g deutlich abnimmt und sich dem Wert Eins nähern kann.

Die Stabilität gegenüber thermischen Störungen wird durch die negative Wärmekapazität des Sterns gewährleistet. Negativ Die Wärmekapazität kann anhand des Virialtheorems erklärt werden. Auf Sterne angewendet, die durch eine Zustandsgleichung mit einem adiabatischen Exponenten von 5/3 beschrieben werden, besagt dieser Satz, dass die thermische Energie eines Sterns im Gleichgewicht die Hälfte des Absolutwerts beträgt. die Größe seiner Gravitation. Energie (negativ), d.h. die Gesamtenergie des Sterns ist negativ und gleich der Hälfte der Gravitationsenergie.

Jede zufällige Energiefreisetzung erhöht die Gesamtenergie des Sterns, d. h. verringert seine absolute Energie. Größe. Daher muss sich der Stern in der neuen Gleichgewichtsposition ausdehnen, um die abs zu verringern. die Größe des Schwerkraftwertes. Energie. Dementsprechend nimmt der Wert der thermischen Energie des Sterns (und damit die Temperatur) im neuen Zustand ab, da er die Hälfte des Absolutwerts beträgt. Gravitationsgröße Energie. Somit führt die Energiefreisetzung zu einer Temperaturabsenkung, die man nennt. leugnen. Wärmekapazität. Wenn negativ Aufgrund der Wärmekapazität verringert sich durch die zufällige Wärmeabgabe die Temperatur und damit die Wärmeabgabe bei Kernreaktionen, deren Geschwindigkeit mit sinkender Temperatur schnell abnimmt. Im Gegenteil, der zufällige Energieverlust wird durch Kompression und eine Erhöhung der Wärmefreisetzungsrate ausgeglichen.

Zu einigen kritischen Punkten. Stufen wird die Wärmekapazität des Sterns positiv. Dann entwickelt sich eine thermische Instabilität und es kommt zu einem thermischen Blitz. Naib, der Mechanismus für die Entwicklung thermischer Instabilität ist bei Vorhandensein eines entarteten Kerns offensichtlich, in dem der Druck und der interne Druck herrschen. Die Energie eines Stoffes ist praktisch unabhängig von der Temperatur. In diesem Fall führt die Wärmeabgabe zu einer Temperaturerhöhung, die keinen Einfluss auf die Druckerhöhung hat und daher nicht mit einer Ausdehnung einhergeht. Da die Geschwindigkeit nuklearer Reaktionen mit steigender Temperatur rasch zunimmt, kommt es zu einer selbstbeschleunigenden Freisetzung von Kernenergie und einem thermischen Blitz (nukleare Explosion).

Die Prozesse, die die Elektrodynamik bestimmen, laufen mit unterschiedlichen charakteristischen Zeiten ab, von denen wir die thermische Hydrodynamik und die Kernhydrodynamik erwähnen. Die Zeit charakterisiert die Änderungsrate der Parameter eines Sterns, wenn sich Materie mit Geschwindigkeiten bewegt, die mit der Schallgeschwindigkeit vergleichbar sind Du klingst. In der Größenordnung, wo R- charakteristische Größe des Sterns. Für einen Gleichgewichtsstern Hydrodynamisch Zeit in der Größenordnung der freien Fallzeit:
Die thermische Zeit bestimmt die Abkühlungs- oder Erwärmungsrate eines Sterns. Bei der Kühlung ohne Kernverbrennung, da die Energiereserve in der Größenordnung der Schwerkraft liegt. Sternenenergie; in diesem Fall t Th oft angerufen Kelvin - Helmholtz-Zeit. Im Falle einer schnellen Kernverbrennung ohne Hydrodynamik. Bewegungen, wann Aufheizzeit, wo ist die Geschwindigkeit der Energiefreisetzung und Lebenslauf- Wärmekapazität am Pfosten, Volumen.

Die Kernzeit bestimmt die Geschwindigkeit der chemischen Veränderung. Zusammensetzung (Konzentrationen der Elemente) während der Kernverbrennung. Normalerweise wird die Konzentration (Gehalt) nach Masse verwendet X i- Bruchteil der Masse pro Volumeneinheit pro Element ich. Die Kernzeit hängt sehr stark (exponentiell) von der Temperatur ab. In normalen Sternen, wo die Hydrostatik aufrechterhalten wird. Gleichgewicht ist diese Zeit in der Regel viel länger als andere charakteristische Zeiten. Bei der schnellen Kernverbrennung hängt t n von der thermischen Zeit ab:

Wo Q- Heizwert des Kernbrennstoffs (Energie, die bei der Verbrennung einer Brennstoffeinheit freigesetzt wird).
Fast während der gesamten EZ – vom Stadium eines jungen kontrahierenden Sterns bis zu den späteren Stadien – ist die Zeit minimal. aller charakteristischen Zeiten. Lediglich in Prä-Supernovae, wo ein nukleares Gleichgewicht herrscht (Gleichgewicht relativ zu starken Wechselwirkungsreaktionen), ist die Zeit am kürzesten. Typischerweise hält ein Stern ein ungefähres Gleichgewicht relativ schneller Prozesse aufrecht (zum Beispiel das hydrostatische Gleichgewicht), und die Evolutionszeit wird durch einen der langsamen Prozesse bestimmt.

Im Gravitationsstadium. Komprimierung erfüllt Ungleichung Der Stern befindet sich in hydrostatischer Position. Im Gleichgewicht wird die Evolution durch den Energieverlust bestimmt (mit einer charakteristischen Zeit, in der grundlegende Kernreaktionen praktisch nicht stattfinden).

Auf dem GP bleibt diese Ungleichheit erhalten, aber die Entwicklung wird durch Kernreaktionen bestimmt und es findet hydrostatische Reaktion statt. und thermisches Gleichgewicht.
Nach der Bildung des Heliumkerns, der Kompression der zentralen Regionen und der Expansion der Hülle nimmt die Geschwindigkeit der Kernreaktionen im Zentrum des Sterns so stark zu, dass t N wird zur Ordnung und gleichzeitig grundlegend. Abweichungen vom thermischen Gleichgewicht treten in der massiven Hülle um den Heliumkern auf. Hydrodynamisch Die Zeit bleibt minimal und hydrostatisch. das Gleichgewicht des Sterns wird nicht gestört.

Bei einem Aufflackern im Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern, der zur vollständigen Expansion des Sterns führt, liegen beide Werte deutlich unter t H, was zu einer Verletzung der Hydrostatik führt. Gleichgewicht und Explosion.

In den Kernen massiver Prä-Supernovae, in denen ein nukleares Gleichgewicht herrscht, ist der Wert der Elektronendichte minimal. wird durch die Geschwindigkeit des Energieverlusts bestimmt, wie bei jungen, kontrahierenden Sternen. Es endet mit dem Verlust der Hydrodynamik. Stabilität und schneller Zusammenbruch. Hydrodynamisch Bei Instabilität geht es nicht um Veränderung Mit eine Änderung der Struktur des Gleichgewichtszustands des Sterns. Die Entwicklung einer thermischen Instabilität ist mit einem schnellen Rückgang verbunden und endet mit einer Explosion, wenn diese Zeiten kürzer werden

Wenn wir also mehrere ausschließen. kritisch Momente sind Sterne in ihrer Masse relativ zur Mechanik global stabil. und thermische Störungen. Die Vielfalt der Eigenschaften der Sternmaterie, insbesondere das Vorhandensein variabler Zonen. , dünne Verbrennungsschichten, ausgedehnte Schalen, führt zur Entwicklung lokaler Instabilitäten, die nicht zur Zerstörung des Sterns führen, da sie normalerweise durch nichtlineare Effekte stabilisiert werden, wenn endliche Störungsamplituden erreicht werden. Die Existenz bestimmter Typen veränderliche Sterne mit der Entstehung solcher lokaler Instabilitäten verbunden.

Basic Der Faktor, der die Temperaturverteilung in einem Stern bestimmt, ist die Rate des Energieverlusts (Leuchtkraft), die davon abhängt Opazität herausragendes Interieur. Geschwindigkeit E. z. ohne Energiequellen wird durch thermische und gravitative Reserven bestimmt. Energie- und Abkühlgeschwindigkeit, und das „Einschalten“ von Kernreaktionen ist gleichbedeutend mit einer Erhöhung der thermischen Energiereserven und einer Verringerung der Entwicklungsgeschwindigkeit. Faktisch. Die Leuchtkraft eines Sterns wird durch seine Struktur bestimmt und hängt nicht von der Geschwindigkeit der Kernreaktionen ab. Betrachten Sie zum Beispiel den Übergang vom Gravitationsstadium. Kompression auf das GP-Stadium des Sterns mit Wenn der Stern nur aufgrund der Gravitationsreserve strahlte. Energie, dann war die charakteristische Zeit seines Lebens (Zeit von E. z.) Byleth. Wenn Energie emittiert und komprimiert wird, steigt die Temperatur im Zentrum des Sterns und die Freisetzung von Kernwärme nimmt zu, bis die Strahlungsverluste (Leuchtkraft) ausgeglichen werden. Von diesem Moment an die Gravitation Die Kompression stoppt und der Stern „friert“ auf dem MS ein, bis der Wasserstoff verbrennt und ein Heliumkern entsteht. Bei einem solchen Stern erhöht sich die Lebensdauer aufgrund der Wasserstoffverbrennung um fast drei Größenordnungen und erreicht ~ 10 10 Jahre. In ähnlicher Weise „friert“ die Verbrennung eines anderen Kernbrennstoffs den Stern in einem anderen Zustand ein. Punkt (auf der GRD). bei dem der Stern „einfriert“, und bestimmt die Abhängigkeit der Geschwindigkeit der Kernreaktionen eines bestimmten Brennstoffs von der Temperatur. Je größer der Brennstoffkern, desto höher ist die Temperatur, die erforderlich ist, um eine bestimmte Wärmefreisetzungsrate sicherzustellen (aufgrund der zunehmenden Höhe). Coulomb-Barriere des Kerns Kraftstoff). Allerdings nimmt mit steigender Temperatur und Dichte auch die Leuchtkraft des Sterns zu, die eine Zustandsfunktion ist. Daher rückt mit fortschreitender Evolution auch die Bildung immer schwererer Elemente in den Mittelpunkt. Im Kern nimmt die Leuchtkraft nahezu monoton zu.

Bei hohen Temperaturen spielen Neutrinoverluste eine immer wichtigere Rolle bei der Abkühlung des Sterns. In späteren Stadien sind die Neutrinoverluste um mehrere Größenordnungen höher als die Verluste durch Photonenstrahlung und beschleunigen dementsprechend die elektromagnetische Reaktion.

Gleichungen der Sternentwicklung

Normalerweise (zur Vereinfachung der Berechnungen) wird der Stern als nicht rotierend und sphärisch symmetrisch betrachtet. Im Prozess der Evolution das Wichtigste Die Masse des Sterns befindet sich in einem hydrostatischen Zustand. Gleichgewicht bestimmt durch die Gleichung

Wo ist die im Radius enthaltene Masse? R,

Dichte, Druck, bestimmt durch das Zustandsniveau

Hier ist der erste Term der Gasdruck, der zweite die Strahlung, die Gaskonstante, A ist die Strahlungsdichtekonstante. Für Sterne der Masse GP spielen Korrekturen des Zustandsniveaus, die mit der Unvollkommenheit der Materie verbunden sind, eine Rolle. Die Temperaturverteilung wird durch das Energieniveau bestimmt

(E-intern Energie pro Masseneinheit, - Energieverlustrate pro Masseneinheit der Materie aufgrund von Neutrinostrahlung), Wärmeübertragungsgleichungen

In der Zone strahlendes Gleichgewicht(k – Opazität),

V Konvektionszone Und

im konvektiven Kern mit Post. Entropie S. Konvektiver Energiefluss Fc in der Schale wird mit der Näherungstheorie des Mischungspfades berechnet (siehe. Konvektive Instabilität).

Gleichgewichtsgleichungen werden für Randbedingungen im Zentrum gelöst ( r = 0, L= 0 um t = 0) und auf Niveau Photosphäre, Wo optische Dicke

bei M = M. Die letzte Bedingung wird für Sterne im Stadium der Roten Überriesen und Riesen komplizierter, wenn der Stern eine ausgedehnte Hülle mit geringer Dichte und hoher Leuchtkraft hat.

Bei der nuklearen Verbrennung kommt es zu einer langsamen chemischen Veränderung. die Zusammensetzung des Sterns und infolgedessen Änderungen in allen seinen Parametern. Basic Gleichungen, die die Entwicklung der Chemie beschreiben. Zusammensetzung sind:

Hier: t p, mA, Und M 12C – Massen von Protonen, a-Teilchen und Kohlenstoff und-Gehalt (nach Masse) von Wasserstoff, Helium und-Energiefreisetzungsrate und Energie. Ausbeute für die entsprechenden Kernreaktionsketten (siehe unten). Bei der Berechnung der späteren Entwicklungsstadien massereicher Sterne wird die Verbrennung schwererer Elemente berücksichtigt. Sterne mit geringerer Masse haben ein Zentrum und ein Tempo

T s weniger als ~ 1,5-10 7 K basisch. Die Quelle der Kernenergie sind Reaktionen Wasserstoffkreislauf(pp-Zyklus). Bei großen Massen und im Zentrum, der Temperaturgrenze von Sternen, brennt hauptsächlich Wasserstoff. V Kohlenstoff-Stickstoff-Kreislauf(CNO-Zyklus). Vgl. die Energiemenge, die bei der Fusion eines 4-He-Kerns freigesetzt wird (abzüglich der von Neutrinos abgeführten Energie): im pp-Zyklus 26,2 MeV und im CNO-Zyklus MeV. Entsprechende Energiefreisetzungsraten:

(T 9- temp-pa in Milliarden K, r in g/cm 3). Das Auftreten eines konvektiven Kerns in MS-Schlafsternen ist mit dem Übergang vom pp- zum CNO-Zyklus verbunden, bei dem die Brenngeschwindigkeit stärker von der Temperatur abhängt. Die Heliumverbrennung erfolgt im sogenannten. Für-Reaktionen - Reaktionen der Fusion von drei He-Kernen:

Die Za-Reaktion wird von einer Reaktion begleitet Schnitt entspricht

Die Wärmefreisetzung bei der Bildung eines Kerns beträgt 12 C bzw. 16 O
Bau eines Sternmodells (siehe auch Sternmodellierung)In dem Moment erfordert die Kenntnis seines Zustands im vorherigen Zeitschritt des numerischen Modells tn-1 um die Geschwindigkeit der gravitativen Freisetzung zu ermitteln. Energie

und Definitionen der Chemie. Komposition

wo sind die rechten Seiten der Gleichungen (7), Zusammen mit dem oben angegebenen expliziten Zeitschrittschema wird ein implizites verwendet, wenn F i , Р/ R 2 werden derzeit berechnet tn oder stellen eine lineare Kombination von Werten dar, die zu den Zeitpunkten der Lösung eines Systems gewöhnlicher Differentiale genommen werden. Die Gleichungen (1) - (6) werden durch das Vorhandensein singulärer Punkte im Zentrum des Sterns kompliziert und daher erfolgt die Integration rückwärts vom Zentrum und von der Oberfläche aus mit der Verschmelzung in k-l. Zwischenpunkt [M. Schwarzschild-Methode]. Aus den passenden Bedingungen werden der Mittelpunkt, die Werte von r c, T mit, und auch L Und T e. DR. Die Lösung besteht darin, den Stern aufzuteilen N sphärisch Schichten und Austausch von Differentialen. Differenzengleichungen [Henyi-Methode (L. Nepueu)]. Letztere Methode eignet sich besser für den Computergebrauch. Eine Hydrostatik bauen Modelle verwenden auch eine Methode, die auf der Lösung der Hydrodynamik basiert. instationäre Gleichungen mit Viskosität.

Kernentwicklung von Sternen

Berechnungen von E. z. werden in Form von Titeln auf der Digitalanzeige dargestellt. Wie bereits erwähnt, b. Stunden des Lebens des Sterns werden auf dem GP verbracht.
Die Lebensdauer eines solchen Sterns auf dem MS (Punkt A in Abb. 1) ca. 10 10 Jahre alt, und seine Struktur ähnelt der von Sonne. Während dieser Phase „verbrennt“ Wasserstoff in den zentralen Regionen des Sterns zu Helium. Wenn die Masse des Heliumkerns ~10 % der Masse des Sterns erreicht, wird die Abweichung vom MS spürbar (Punkt IN). Leichter Anstieg der Leuchtkraft in der Umgebung AB ist mit einer Abnahme der Opazität aufgrund einer Abnahme der Elektronenzahl bei der Synthese von Helium aus Wasserstoff verbunden. Nach dem Ausbrennen des Wasserstoffs im Zentrum des Sterns und der Bildung eines Heliumkerns kann der Energieentzug nur durch die bei der Kompression freigesetzte Energie ausgeglichen werden. Dies führt zu einer Kompression und Erwärmung der Hülle, die den Wasserstoff zurückhält, der sich in einer dünnen Schicht um den Heliumkern (Schichtquelle) entzündet.

Die beim Komprimieren des Heliumkerns freigesetzte Energie und die in der Wasserstoffschicht enthaltene Quelle treten nach außen. Es wird teilweise von der Wasserstoffhülle absorbiert, die Ränder schwellen allmählich an und verringern die Wirkung. Temperatur am Post, Leuchtkraft (Abschnitt BC).

Wenn sich die Hülle ausdehnt und die Masse des Heliumkerns zunimmt, beginnen zwei Faktoren eine entscheidende Rolle für das Verhalten des Sterns zu spielen: die sich entwickelnde Konvektion in der Hülle und die im Kern auftretende Entartung. Die Ausdehnung der Hülle und der Temperaturabfall darin tragen zur Ausdehnung der Außenhülle bei. Konvektionszone, deren Rand der Stern auf der MS hatte. Die Entwicklung der Konvektion führt zu einer verbesserten Wärmeabfuhr, was zu einem negativen Ergebnis führt. Die Wärmekapazität des Sterns führt zu seiner Kompression, einem Anstieg der Temperatur, der Wärmeabgabe und der Leuchtkraft. Eine Erhöhung der Leuchtkraft trägt zu einer Erhöhung des Strahlungstemperaturgradienten bei, was die Konvektion weiter verstärkt. Zu. Es entsteht eine positive Rückkopplung und die Konvektion fängt daher einen Teil der Masse des Sterns ein und nähert sich der Schichtquelle. Die Leuchtkraft nimmt zu und der Stern bewegt sich vom Punkt zum GRD MIT auf den Punkt D(Region des Roten Riesen).

Während sich der Stern auf den Punkt zubewegt D Es kommt zu einer beschleunigten Verbrennung von Wasserstoff, die Masse ist isotherm. Heliumkern nimmt zu, was unter Gleichgewichtsbedingungen zu einer Erhöhung seiner Dichte führt. Da die Temperatur des Kerns nahe an der Temperatur der Wasserstoffschichtquelle liegt und leicht ansteigt, führt eine Erhöhung der Dichte zu einer Degeneration des Kerns. Der Druck darin ist praktisch nicht mehr von der Temperatur abhängig. Unter diesen Bedingungen hat ein kleiner Temperaturanstieg im Kern, der mit der Heliumverbrennung einhergeht, fast keinen Einfluss auf den Druck, der Stern erhält eine positive Wärmekapazität, was zu einem starken Anstieg der Heliumverbrennungsrate führt ( Heliumblitz). Obwohl die Energiefreisetzung bei der Heliumverbrennung gering ist, befindet sich der Stern auf dem GRD in der Nähe dieses Punktes D und eine Erhöhung der Temperatur und Dichte führt zu einer Erhöhung der Energiefreisetzung, was wiederum die Temperatur erhöht. Es kommt zu einer positiven Rückkopplung, die zu einem thermischen Heliumblitz im Kern führt. Die Entwicklung des Flares setzt sich fort, bis der Temperaturanstieg die Entartung im Kern beseitigt und der Stern einen „normalen“ negativen Zustand annimmt. Die Wärmekapazität und die weitere Verbrennung von Helium werden im nicht entarteten Kern ruhig weitergehen. Die Besonderheit eines Heliumblitzes besteht darin, dass er in den Tiefen des Sterns und außerhalb verborgen ist. seine Manifestationen fehlen fast. Nach der Bildung eines nicht entarteten Kerns sinkt der Stern von diesem Punkt herab D und biegt nach links in Richtung der Linie ab E.F.(horizontaler Zweig der Riesen), wo es verbleibt, bis sich das Helium im Kern in Kohlenstoff verwandelt. Der neu gebildete Kohlenstoffkern wird degeneriert, die Verbrennung von Helium in der Schichtquelle und die Bildung einer zweischichtigen Helium-Wasserstoff-Brennschicht führen zur Entwicklung von Konvektion in der Hülle, und das gleiche Entwicklungsmuster wiederholt sich erneut mit der Der Stern kehrt fast auf derselben Linie zum Punkt zurück D.

Im Gegensatz zu Wasserstoffschichtquellen, bei denen die Verbrennung ruhig verläuft, sind Heliumschichtquellen in Bezug auf die Entwicklung eines thermischen Blitzes instabil. Die Art dieser Fackel sowie der Fackeln in einem Heliumkern wird mit Positiv in Verbindung gebracht. Wärmekapazität, was zu positiver Rückkopplung führt. Allerdings ist die Wärmekapazität in der Schicht nicht auf die Entartung zurückzuführen (Helium ist hier nicht entartet), sondern auf die Geometrie des Verbrennungsbereichs (dünne Schicht) und den schnellen Anstieg der Energiefreisetzungsrate mit steigender Temperatur bei der Heliumverbrennung . Der Mechanismus der Instabilität der Schichtverbrennung ist nicht so offensichtlich wie im Fall einer Fackel in einem entarteten Kern und erfordert detaillierte Berechnungen, um ihn zu rechtfertigen.

Also in der Nähe des Punktes D Es werden ruhige Sterne mit Heliumkernen und flackernde Sterne mit Kohlenstoffkernen lokalisiert. Die Flares fördern den Abfluss von Materie, sodass mit dem Wachstum des Kohlenstoffkerns die Gesamtmasse des Sterns abnimmt. Nach mehreren Hunderte von Fackeln (die Zahl ist ungefähr, da niemand so viele Fackeln konsistent berechnen konnte) Infolge des schnellen Materieabflusses und des Kernwachstums nimmt die Masse über der Helium-Wasserstoff-Schichtquelle so stark ab dass bei gleicher Leuchtkraft das schnelle Absetzen der Schale auf dem Kern beginnt, das Wachstum eff. Temperaturen und. daher die Bewegung des Sterns nach links. Nach der Erschöpfung des Brennstoffs in den Schichtquellen (Punkt G) bleibt die Leuchtkraft nur aufgrund der Wärmekapazität des Kerns erhalten, der schnell abkühlt, der Stern bewegt sich entlang des GRD nach unten und verwandelt sich in einen Weißen Zwerg (Punkt). H). In diesem Stadium verbleibt der Stern, bis er vollständig abgekühlt ist. Beobachtungen deuten darauf hin, dass in der Nähe des Punktes Materie ausströmt D verläuft ungleichmäßig und bedeutet, dass ein Teil der Masse unmittelbar vor der Bewegung des Sterns nach links abgeworfen wird und sich bildet Planetennebel.

Sterne mit. Bei Sternen übersteigt die Lebensdauer auf dem MS die kosmologische. Zeit (2*10 10 Jahre), und alle sind entweder beim Hausarzt oder auf dem Weg dorthin. In Sternen geht die Verbrennung von Wasserstoff mit einer Zunahme der Dichte im Zentrum des Sterns und der Annäherung des Kerns an einen entarteten Zustand einher. Bei Der nach dem Ausbrennen von Wasserstoff gebildete Heliumkern degeneriert und die Hülle wird stark aufgeblasen, was zu einer Erhöhung der Leuchtkraft und einem Rückgang der Oberflächentemperatur führt (Abb. 2). Der Stern wird zum Roten Riesen. Der entartete Kern ist gegenüber dem Heliumblitz instabil. Ein Heliumblitz im Kern führt zu dessen Ausdehnung und Beseitigung der Entartung; In diesem Fall verbrennt nicht mehr als 1 % des Heliums.

Reis. 2. Entwicklungsspuren von Sternen [mit anfänglicher chemischer Zusammensetzung X z(Häufigkeit von Elementen, die schwerer als Helium sind) - = 0,03] von der Hauptreihe bis zum Heliumstoß (z M= 0,8 und 1,5) oder bis zur Verbrennung von Kohlenstoff im Zentrum (denn die Zahlen geben die Masse des Sterns an, die Punkte entsprechen der Hauptreihe und den Zeitpunkten der Verbrennung von Helium und Kohlenstoff im Kern.

Auf dem GBR in der Nähe des horizontalen Riesenastes (HGB, Abb. 3) befinden sich massearme Sterne mit einem nicht entarteten Heliumkern und einer Wasserstoffhülle nach einem Heliumausbruch. Auf diesem Zweig sind Sterne Heliumkerne mit Masse, umgeben von Wasserstoffhüllen aus Zersetzung. Massen. Nachdem Helium im Kern ausgebrannt ist, beginnt seine schnelle Kompression, bis sich die Heliumschichtquelle entzündet. Der Stern auf dem GRD bewegt sich nach oben und nach rechts in Richtung einer Linie, die als Asymptotik bezeichnet wird. Riesenzweig (GBG). Auf dieser Linie besteht der Stern aus einem entarteten Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern und zwei sehr nahe beieinander liegenden Schichtquellen (Helium und Wasserstoff). Über ihnen befindet sich eine Wasserstoffhülle, deren Masse reichen kann. Eine erstaunliche Eigenschaft von Sternen auf dem AVG ist, dass ihre Position auf dem HRD nur von der Masse des Kohlenstoffkerns und praktisch nicht von der Masse des Wasserstoffs abhängt Hülse. Helligkeit L Sterne auf dem AVG werden durch die F-Loy bestimmt

wobei M co die Masse des Kohlenstoff-Sauerstoff-Kerns ist. Mit Wachstum MCO Der Stern bewegt sich auf der GRD entlang der AVG nach oben. Diese Bewegung ist nicht ruhig.

Reis. 3. Grobe Entwicklungsspuren von Sternen mit Anfangsmassen M= 1,5,25 Dicke Linien entsprechen den Hauptverbrennungsstufen im Kern (die entsprechenden Reaktionen sind daneben angegeben). Für M<2 . Im Kern kommt es zu einem Heliumblitz (HFL), dann beginnt die leise Verbrennung von 4 He im Kern. Nach dem Verbrennen von 4 He im Kern tritt der Stern in den frühen asymptotischen Riesenast (RANG) ein. Wenn der Kern, in dem das 4 He verbrannt ist, Masse erreicht, beginnen in der Heliumschichtquelle thermische Blitze (TW). Im AVG-Stadium kommt es zu einem Massenverlust, der mit der schnellen Freisetzung des Rests der Wasserstoffhülle in Form eines planetarischen Nebels (PN) endet. Die CO-Masse des Kerns verwandelt sich in einen Weißen Zwerg. Entwicklung massereicherer Sterne aus Im AVG-Stadium und darüber hinaus passiert dasselbe. Der Strahlenkreis markiert den Beginn des Leuchtens des planetarischen Nebels T, erreicht der Stern 3 · 10 4 K und die Ionisierung des Gases im PT beginnt.

Reis. 4. Entwicklungsverlauf eines Sterns, der sich in einen Weißen Zwerg verwandelt, ausgehend von RAVG; Ausgangszusammensetzung:
. Die Punkte geben die Position des Sterns vor dem nächsten thermischen Blitz an und seine Nummer wird angezeigt. OM – Hülle der Leuchtkraftminima während Flares. Die Spuren des Sterns sind im Bereich der Minima der Flares Nr. 7, 9 und 10 dargestellt. Die schattierten Bereiche befinden sich im MS und im Bereich der Heliumverbrennung im Kern (HCT), wo die ungefähren Entwicklungsspuren von Sterne sind angegeben. Die gestrichelte Linie links entspricht einem Stern mit konstantem Radius

Die geringe Dicke der Schichtquellen führt zu thermischen Blitzen (TW). Die Anzahl der Fackeln bei der Bewegung entlang der AVG nimmt mit der Masse der Wasserstoffhülle zu und kann mehrere überschreiten. tausend. Die Zeit zwischen den Ausbrüchen hängt ebenfalls hauptsächlich von der Masse des Kerns ab und wird durch die Ausprägung bestimmt

In Jahren) und die Leuchtkraft des Sterns bei maximalem Flare

Eine charakteristische Eigenschaft von Sternen auf dem ABG ist der starke Massenverlust. Es wird angenommen, dass Sterne ihre gesamte Wasserstoffhülle verlieren und sich in einen Weißen Zwerg mit Masse verwandeln. Der Mechanismus des Massenverlusts ist nicht ganz klar, aber man geht davon aus (im Allgemeinen basierend auf Beobachtungsdaten), dass b. Ein Teil der Masse geht in Form eines stillen Ausflusses verloren, und der verbleibende Teil (einige Zehntel Bruchteile) wird schnell in Form einer Kugelhülle abgeworfen, die als planetarischer Nebel beobachtet wird. Die Entwicklungsspur des Kerns eines planetarischen Nebels c, der sich in einen Weißen Zwerg verwandelt, ist in Abb. 4 dargestellt (schematisch sind die Spuren in Abb. 3 dargestellt). Die Zeiten sind auf der Linie markiert T i und die entsprechenden Massen der Wasserstoffschalen M ungefähr, gleich

Sterne mit Masse. Solche Sterne haben eine Kernmasse von . Wenn der Kern komprimiert wird, entzündet sich der darin enthaltene Kohlenstoff. Die Verbrennung von Kohlenstoff im entarteten Kern eines Sterns ist instabil; die Reaktion führt zu einer Explosion und dem vollständigen Zerfall des Sterns. Es ist möglich, dass solche Explosionen die beobachteten Explosionen von Supernovae vom Typ 1 verursachen. In den Kernen der Sterne von Anfang an. Massen, die (bis zum Vorkohlenstoffkern) überschreiten, sind nicht degeneriert. Die Degeneration erfolgt im Stadium der Bildung des Kerns aus For

Dadurch wird der degenerierte Kern komprimiert Neutronisierung von Stoffen 24 Mg, Kompression wird zur Schwerkraft. Zusammenbruch. In diesem Fall wird der Kern aufgrund der Nierhitzt. In Sternen mit einer Masse Im entarteten Kern entwickelt sich eine thermische Instabilität, die wie bei einem Heliumausbruch zur Beseitigung der Entartung und zum Übergang in einen ruhigen Verbrennungsmodus führt, bis im Zentrum des Sterns 56 Fe erscheint. Das Schicksal eines solchen Sterns ähnelt dem Schicksal massereicherer Sterne.

Entwicklung massereicher Sterne. Das Brennen in den zentralen Regionen dieser Sterne erfolgt ohne Entartung bis zur Bildung eines Eisenkerns. Berechnete Entwicklungen Spuren massereicher Sterne nach der Bildung eines Heliumkerns reagieren empfindlich auf physikalische Faktoren. Annahmen, Berechnungsmethode und sind sehr unterschiedlich. Dies äußert sich in verschiedenen die Form der Schleifen auf dem GRD (ähnlich den Schleifen für in Abb. 2) sowie in den Werten von eff. Temperaturen eines Sterns im Stadium der Heliumverbrennung. Der Unterschied in der physischen Annahmen bestehen darin, ein Kriterium der konvektiven Instabilität zu wählen, das die stabilisierende Rolle des chemischen Gradienten berücksichtigt [P. Ledoux-Kriterium] oder nicht berücksichtigt [K. Schwarzschild-Kriterium]. Komposition. Dies hängt mit dem Verhalten der sogenannten zusammen. Halbkonvektive Zone, der Rand erscheint über dem konvektiven Kern in Schlafsternen der Wasserstoffverbrennungsphase und weist einen sehr geringen Überschuss des Temperaturgradienten gegenüber dem adiabatischen auf. In Modellen unter Berücksichtigung des chemischen Gradienten. Aufgrund der Zusammensetzung ist die Halbkonvektionszone vom konvektiven Kern durch eine Strahlungsschicht getrennt, die eine Vermischung verhindert. Wenn wir das Schwarzschild-Kriterium verwenden, kommt es zu einer teilweisen Vermischung und die Evolutionsbedingungen ändern sich erheblich. Im Bereich der blauen Überriesen kommt es zur Heliumverbrennung, im Falle des Ledoux-Kriteriums brennt Helium im Bereich der roten Überriesen mit
Mit zunehmender Masse nimmt der kritische Wert zu. Helligkeit

Bei L = Lc Die Kraft des leichten Drucks auf Elektronen gleicht die Schwerkraft aus. Anziehung von Atomkernen. Wenn sich der Stern nach der Bildung eines Heliumkerns in der Hülle auf dem GRD nach rechts in die Region der Roten Überriesen bewegt, wo Zonen unvollständiger Ionisierung von Helium und Wasserstoff entstehen, nimmt die Opazität und GMBH wird größer als eins. In diesem Stadium ist ein starker Anstieg der Massenverlustrate des Sterns möglich, sodass die gesamte Wasserstoffhülle verloren gehen kann. Beobachtungen zeigen die Existenz sehr heller Heliumsterne vom Wolf-Rayet-Typ (WR, siehe unten). Wolf - Paradiessterne), bei dem es zu einem starken Materieausfluss mit Massenfluss kommt. Im Stadium der Entstehung von WR-Sternen könnte der Massenfluss viel größer sein.

Die Berechnung der Entwicklung massereicher Sterne erfordert eine in sich konsistente Berücksichtigung des Massenverlusts, so dass der Wert M wurde in den Berechnungen eindeutig erhalten, als L, R, T e,. Denn die Zeit des Abnehmens M/M viel hydrodynamischer. Zeit eines Sterns, ein Stern im Ablaufstadium kann als Statik dargestellt werden. Kern und stetig fließende Hülle, die Masse des darin enthaltenen Schnitts ist entscheidend. der Strömungsradius ist viel kleiner als die Masse des Sterns; bis kritisch Radius R k Geschwindigkeit v zu gleich (vgl Sternenwind).Die Strömungsgeschwindigkeit nimmt beim Übergang zum dichten Inneren schnell ab. Schichten des Sterns, und die Hülle wird sanft statisch. Kern. Es wurden nur vorläufige Evolutionsberechnungen mit einer in sich konsistenten Darstellung des Massenverlusts durchgeführt, obwohl es viele Evolutionen gibt. Berechnungen mit phänomenologischen unter Berücksichtigung von Massenverlust, Art der Abhängigkeiten

(L, R, M in Einheiten

Reis. 5. Entwicklungsbahnen von Sternen mit den Massen 15 und 25 BB" Und B.C.-Regionen der Heliumverbrennung im Kern; CD- Verbrennung in einer Doppelschichtquelle (H – He); DE- Kohlenstoffverbrennung. Die Berechnungen wurden bis zum Stabilitätsverlust gebracht (gekennzeichnet durch ein Kreuz im Kreis), die gestrichelten Spuren entsprechen nicht ganz sicheren Berechnungen.

Die Berechnung der Entwicklung zweier Sterne mit Nachmasse (M = 15) bis zur Bildung eines Eisenkerns im Zustand vor der Supernova ist in Abb. 5 dargestellt. Nach der Verbrennung von Kohlenstoff schreitet die Entwicklung des Kerns sehr voran aufgrund der Zunahme der Neutrinoverlustrate schnell, so dass sich der Zustand der Hülle fast nicht ändert und der Stern sich nur wenig entlang der GRD bewegt, bis der Kollaps beginnt. Beobachtungen der Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke zeigten, dass die vor -Supernova war hier ein blauer und kein roter Überriese, wie in Abb. 5 gezeigt. Dies kann auf die Tatsache zurückzuführen sein, dass entweder Teile der Wasserstoffhülle zurückgesetzt wurden oder der Stern sich auf einer Spur entlang von Schleifen entwickelte, die in die eintretende Schleife eintraten blaue Region. Wenn sich der Kohlenstoff in dem Moment entzündete, als sich der Stern in der blauen Region befand, blieb seine scheinbare Position auf dem GRD bis zum Stabilitätsverlust und der Supernova-Explosion nahezu unverändert. Berechnungen zeigen, dass das Auftreten von Schleifen stochastischer Natur ist. Wir können also nur über die Wahrscheinlichkeit sprechen, dass sich der Stern im Bereich blauer, gelber oder roter Überriesen in einem Zustand vor der Supernova befindet.

Sterne, die sich nach der Bildung eines Heliumkerns in rote und gelbe Riesen und Überriesen verwandelt haben, werden definiert. Bereiche, die gegenüber mechanischen Schwingungen instabil sind. und werden als veränderliche Sterne mit regelmäßigen Helligkeitsschwankungen beobachtet ( Cepheiden und Sterne vom Typ RR Lyrae). Basic Der Grund für die Anregung von Schwingungen in diesen Sternen ist das anomale Verhalten der Opazität in der Zone unvollständiger Ionisierung von Helium, deren Dicke mit zunehmender Temperatur zunimmt (siehe. Sternpulsationen).Andere Arten veränderlicher Sterne mit regelmäßiger, semiregulärer und unregelmäßiger Variabilität befinden sich außerhalb des MS. Der Grund für die Variabilität regulärer Variablen, die sich in den Stadien von E. z. Vor und nach MS ist das Vorhandensein starker konvektiver Schalen, die zur Erzeugung von Stoßwellen bei Sternausbrüchen führen, ähnlich Sonneneruptionen, aber um viele Größenordnungen stärker.

Prä-Supernova und Supernova

Supernovae der zweiten Art (mit Wasserstofflinien in den Spektren und Überresten in der Form Pulsare) sind ein Produkt der Entwicklung massereicher Sterne, wobei die Kerne dieser Sterne an Stabilität verlieren und kollabieren, nachdem das Zentrum und die Temperatur so stark ansteigen, dass die Dissoziation von 56 Fe-Kernen beginnt und adiabatisch erfolgt. der Indikator wird kleiner als 4/3. Der über einen Stern gemittelte Wert von g bestimmt seine Hydrodynamik. Nachhaltigkeit. Instabilität tritt auf, wenn

Im Ausdruck steht der Term rechts im Zusammenhang mit den Auswirkungen der Allgemeinen Relativitätstheorie und ist in der Newtonschen Theorie, die stabile von instabilen Zuständen trennt, gleich Null. Gemäß den in Abb. dargestellten Berechnungsergebnissen. 5. Die Kerne von Sternen an einem Punkt kurz nach dem Stabilitätsverlust werden durch folgende Parameter charakterisiert:

Hier M, - Kernmasse; T s und r c – zentrale Temperaturen und Dichte, – Neutrino-Leuchtkraft, – Photonen-Leuchtkraft, – Radius der Photosphäre; Zahlen in Klammern geben die Größenordnung an. Sterne mit einer Masse von ca. 8 entsteht ein entarteter Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern mit einer Masse von 1,39, der vor dem thermischen Blitz durch eine Spur gekennzeichnet ist, Parameter: ( R i, ist der Radius des Kerns). Thermische Ausbrüche von Sternkernen, die zur vollständigen Expansion des Sterns und zur Freisetzung von Energie ~ 10 51 Erg führen, stehen im Zusammenhang mit den beobachteten Explosionen von Supernovae vom Typ I, in deren Spektren kein Wasserstoff beobachtet wird und keine Pulsare gefunden wurden in den Überresten der Explosion. Supernova-Explosionen von Typen zwischen Typ I und II (Wasserstofflinien sind fast unsichtbar, es können sich jedoch Neutronensterne bilden) sind offenbar mit einem Stabilitätsverlust in den Kernen von Sternen mittlerer Masse verbunden oder mit dem Eintritt dieser Sterne in Doppelsternsysteme.

Hydrodynamische Berechnungen Der Zusammenbruch der Kerne massereicher Sterne zeigte, dass die überwältigende Mehrheit der freigesetzten Gravitationskräfte Energieerg) wird von Neutrinos weggetragen. Die inneren Teile des Sterns erweisen sich für die dort geborenen Neutrinos als undurchsichtig, und im Inneren des Sterns bildet sich eine Neutrino-Photosphäre. Die Neutrino-Erwärmung der fallenden Hülle, das Ausbrennen des darin verbleibenden Kernbrennstoffs während des Kollaps sowie der Rückprall der fallenden Hülle von der Oberfläche des entstehenden Neutronensterns reichen nicht aus, um Materie aus der Kinetik auszustoßen. Erg-Energie (charakteristisch für Supernovae). Basic Die Gründe dafür sind, dass der Neutrinofluss den Fall der Hülle verlangsamt und die beim Rückprall der Hülle entstehende Stoßwelle weiter geschwächt wird, da der Großteil ihrer Energie für die Dissoziation der Eisenspitzen-Atomkerne in der Hülle aufgewendet wird Schale (d. h. Kerne mit Massenzahlen nahe 56). Schnelle Energieverluste durch die Emission von Neutrinos aus dem Bereich der Neutrino-Photosphäre führen zu einem Anstieg des Temperaturgradienten und zur Ausbildung von Konvektion. Dadurch kann die Energie jedes emittierten Neutrinos und damit der Wirkungsquerschnitt seiner Wechselwirkung mit der Materie, die zur Explosion beiträgt, deutlich erhöht werden.

Die Energie einer Supernova-Explosion kann aus der Rotationsenergie des entstehenden Neutronensterns gewonnen werden und erreicht 10 53 Erg. Die wichtigste Rolle bei der Umwandlung von Rotationsenergie in Explosionsenergie spielt der Magnet. Feld. Daher wird eine solche Explosion genannt. magnetorotatorisch. In einer differentiell rotierenden Hülle um einen Neutronenstern kommt es zu einem linearen zeitlichen Anstieg des azimutalen Magnetfelds. Felder aufgrund gewundener Kraftlinien. Wenn das Magazin Steigt der Druck ausreichend an, bildet es sich, die Kanten verstärken sich bei Ausbreitung in einer Umgebung mit abnehmender Dichte und durch die Arbeit des Magneten. Kolben Berechnungen zeigen, dass ca. 3–5 % der Rotationsenergie in kinetische Energie umgewandelt werden können. Energie freisetzen. Dies reicht aus, um die beobachteten Supernovae zu erklären. Im Gegensatz zu den Explosionsmechanismen kugelsymmetrischer Sterne, bei denen Energie im Bruchteil einer Sekunde freigesetzt wird, kann sich die Energiefreisetzung bei einer Magnetorotationsexplosion über mehrere Sekunden hinziehen. Std; In diesem Fall kann die Rotationsperiode des resultierenden Neutronensterns 10 Millisekunden überschreiten (die Rotationsgeschwindigkeit beträgt<~ 1/10 предельной, совместимой с устойчивостью нейтронной звезды).

Die letzten Stadien der Sternentwicklung

Ein Stern ohne Energiequellen leuchtet aufgrund der Abkühlung und das Gleichgewicht in ihm wird durch den Druck entarteter Elektronen oder Neutronen aufrechterhalten. Spaßverdammt. Fakt ist, dass es für kalte Sterne eine Massengrenze gibt, denn mit zunehmender Dichte kommt es zu einer relativistischen Entartung von Elektronen und dann von Neutronen. Daher verlieren relativ massereiche Sterne an Stabilität und geraten in einen relativistischen Kollapszustand, bei dem sich ein Schwarzes Loch bildet. Bei Dichten g/cm 3 besteht die Substanz aus Elektronen und Kernen. Elektronen ist bei g/cm 3 schmaler (m z ist die Anzahl der Nukleonen pro Elektron), sodass Sie die Zustandsgleichung eines relativistischen entarteten Elektronengases verwenden können

Für barotropes Zustandsniveau P = P(S)Das Gleichgewicht eines Sterns wird durch die Gleichungen (1) und (2) bestimmt. Im Falle eines Polytrops aus (1) und (2) ergibt sich die Gleichgewichtsgleichung:

Sternmasse

Aus Gleichung (9) folgt, dass die Masse eines Sterns unabhängig von r c ist. Für staatliche Ebene (8) Masse

Reis. 6. Abhängigkeit der Masse von der zentralen Dichte für kühle Gleichgewichtssterne. Die obere gestrichelte Linie entspricht der Zustandsgleichung für „reine“ Neutronen, die untere berücksichtigt Hyperonen.

Die Masse von Sternen, in denen der Druck durch entartete Elektronen bestimmt wird, kann nicht mehr als ( Chandrasekhar-Grenze). Man nennt Sterne, in denen der Druck entarteter Elektronen vorherrscht. Weiße Zwerge wegen ihrer geringen Größe und heißen Oberfläche. Im Diagramm für kühle Sterne (Abb. 6) befinden sich weiße Zwerge links vom ersten Maximum. Für Eisenzusammensetzung = 28/13; Mit Unter Berücksichtigung der Neutronisierung und Coulomb-Korrekturen der Gleichung des Maximalzustands entspricht die Masse des Weißen Eisenzwergs ungefähr der des Zentrums, die Dichte liegt bei ~1,4x. Bei höheren Dichten nimmt m z aufgrund der Neutronisierung zu und die Gleichgewichtsmasse nimmt ab. In diesem Fall sind Gleichgewichtsmodelle instabil und die Stabilität wird wiederhergestellt, wenn sie grundlegend sind. Nicht-relativistisch entartete Neutronen beginnen, zum Druck beizutragen (Minimum in Abb. 6, wo). Bei solch hohen Dichten spielt die Kernwechselwirkung eine wichtige Rolle, daher spielt das Neutronengas in stabilen Neutronensternen (zwischen dem Minimum und dem zweiten Maximum) keine Rolle Ideal. Relativistische Neutronenentartung und Effekte der Allgemeinen Relativitätstheorie führen zu einem Stabilitätsverlust. Infolgedessen ist die maximale Masse eines Neutronensterns (für realistische Zustandsniveaus)

Sterne von Anfang an Sie verlieren im Laufe der Evolution auf dem AVG an Masse und verwandeln sich in Weiße Zwerge. Massereichere Sterne, die keine Zeit hatten, an Masse und Stabilität zu verlieren, fliegen entweder durch die explosive Verbrennung von Kohlenstoff auseinander oder verwandeln sich in zerfallene Neutronensterne. Typen. Wenn die überschüssige Masse beim Kollaps nicht abgeworfen wird, kommt es zu einem relativistischen Kollaps des Kerns und zur Bildung eines Schwarzen Lochs. Die Vorgänger von Schwarzen Löchern sind von Anfang an die massereichsten Sterne. durch die Massen

Zündete.: Frank-Kamenetsky D. A., Physikalische Prozesse in Sternen, M., 1959; Schwarzschild M., Struktur und Entwicklung von Sternen, trans. aus Englisch, M., 1961; Interne Struktur von Sternen, hrsg. L. Allera. D. M. McLaughlin, trans. aus Englisch, M., 1970; Masevich A. G., Tutukov A. V., Evolution der Sterne; Theorie und Beobachtungen, M., 1988; Bisnovaty-Kogan G.S., Physikalische Fragen der Theorie der Sternentwicklung. M.. 1989. G. S. Bisnovaty-Kogan.

Betrachten wir kurz die Hauptstadien der Sternentwicklung.

Veränderungen der physikalischen Eigenschaften, der inneren Struktur und der chemischen Zusammensetzung eines Sterns im Laufe der Zeit.

Fragmentierung der Materie. .

Es wird angenommen, dass Sterne durch gravitative Kompression von Fragmenten einer Gas- und Staubwolke entstehen. Sogenannte Globuli können also Orte der Sternentstehung sein.

Eine Kugel ist eine dichte, undurchsichtige interstellare Wolke aus molekularem Staub (Gasstaub), die vor dem Hintergrund leuchtender Gas- und Staubwolken in Form einer dunklen runden Formation beobachtet wird. Besteht überwiegend aus molekularem Wasserstoff (H 2) und Helium ( Er ) mit einer Beimischung von Molekülen anderer Gase und festen interstellaren Staubkörnern. Gastemperatur in der Kugel (hauptsächlich die Temperatur von molekularem Wasserstoff) T≈ 10 ÷ 50K, durchschnittliche Dichte n~ 10 5 Teilchen/cm 3, was mehrere Größenordnungen größer ist als in den dichtesten herkömmlichen Gas- und Staubwolken, Durchmesser D~ 0,1 ÷ 1 . Masse der Kügelchen M≤ 10 2 × M ⊙ . In einigen Kügelchen, junger Typ T Stier.

Die Wolke wird durch ihre eigene Schwerkraft aufgrund der Gravitationsinstabilität komprimiert, die entweder spontan oder als Ergebnis der Wechselwirkung der Wolke mit einer Stoßwelle eines Überschall-Sternwindstroms von einer anderen nahegelegenen Sternentstehungsquelle entstehen kann. Es gibt andere mögliche Ursachen für die Gravitationsinstabilität.

Theoretische Studien zeigen, dass unter den Bedingungen, die in gewöhnlichen Molekülwolken herrschen (T≈ 10 ÷ 30K und n ~ 10 2 Teilchen/cm 3), die anfängliche kann in Wolkenvolumina mit der Masse M auftreten≥ 10 3 × M ⊙ . In einer solchen kollabierenden Wolke ist ein weiterer Zerfall in weniger massive Fragmente möglich, die jeweils auch unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft komprimiert werden. Beobachtungen zeigen, dass in der Galaxie während des Sternentstehungsprozesses nicht ein einzelner, sondern eine Gruppe von Sternen mit unterschiedlichen Massen, beispielsweise ein offener Sternhaufen, entsteht.

Bei der Komprimierung in den zentralen Regionen der Wolke nimmt die Dichte zu, was zu einem Moment führt, in dem die Substanz dieses Teils der Wolke für ihre eigene Strahlung undurchsichtig wird. In den Tiefen der Wolke entsteht eine stabile dichte Kondensation, die Astronomen oh nennen.

Unter Fragmentierung von Materie versteht man den Zerfall einer molekularen Staubwolke in kleinere Teile, deren weiterer Teil zum Erscheinen führt.

- ein astronomisches Objekt, das sich in der Phase befindet, aus der es nach einiger Zeit (diesmal für die Sonnenmasse) verschwindet T~ 10 8 Jahre) normal gebildet wird.

Mit dem weiteren Fall der Materie von der Gashülle auf den Kern (Akkretion) nimmt dessen Masse und damit die Temperatur so stark zu, dass Gas- und Strahlungsdruck den Kräften gegenübergestellt werden. Die Kernelkomprimierung stoppt. Die Formation ist von einer Hülle aus Gas und Staub umgeben, die für optische Strahlung undurchlässig ist und nur Infrarot- und längerwellige Strahlung durchlässt. Ein solches Objekt (Kokon) wird als starke Quelle für Radio- und Infrarotstrahlung beobachtet.

Bei einem weiteren Anstieg der Masse und Temperatur des Kerns stoppt der leichte Druck die Akkretion und die Überreste der Hülle werden im Weltraum verstreut. Es erscheint ein Junges, dessen physikalische Eigenschaften von seiner Masse und seiner anfänglichen chemischen Zusammensetzung abhängen.

Die Hauptenergiequelle für einen entstehenden Stern ist offenbar die Energie, die bei der Gravitationskompression freigesetzt wird. Diese Annahme ergibt sich aus dem Virialsatz: In einem stationären System ist die Summe der potentiellen Energie E p alle Mitglieder des Systems und doppelte kinetische Energie 2 E zu dieser Terme ist gleich Null:

E p + 2 E k = 0. (39)

Der Satz gilt für Teilchensysteme, die sich in einem begrenzten Raumbereich unter dem Einfluss von Kräften bewegen, deren Größe umgekehrt proportional zum Quadrat des Abstands zwischen den Teilchen ist. Daraus folgt, dass die thermische (kinetische) Energie gleich der Hälfte der gravitativen (potenziellen) Energie ist. Wenn sich ein Stern zusammenzieht, nimmt die Gesamtenergie des Sterns ab, während die Gravitationsenergie abnimmt: Die Hälfte der Änderung der Gravitationsenergie verlässt den Stern durch Strahlung, und aufgrund der zweiten Hälfte nimmt die thermische Energie des Sterns zu.

Junge Sterne mit geringer Masse(bis zu drei Sonnenmassen), die sich der Hauptreihe nähern, sind vollständig konvektiv; Der Konvektionsprozess erfasst alle Bereiche des Sterns. Dabei handelt es sich im Wesentlichen um Protosterne, in deren Zentrum gerade erst Kernreaktionen beginnen, und die gesamte Strahlung entsteht hauptsächlich durch. Es konnte noch nicht nachgewiesen werden, dass der Stern bei konstanter effektiver Temperatur schwindet. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm bilden solche Sterne eine fast vertikale Bahn, die Hayashi-Bahn genannt wird. Wenn die Kompression nachlässt, nähern sich die Jungen der Hauptsequenz.

Wenn sich der Stern zusammenzieht, beginnt der Druck des entarteten Elektronengases zu steigen, und wenn ein bestimmter Radius des Sterns erreicht ist, hört die Kompression auf, was dazu führt, dass das durch die Kompression verursachte weitere Wachstum der Zentraltemperatur gestoppt wird dann zu seiner Abnahme. Bei Sternen mit weniger als 0,0767 Sonnenmassen ist dies nicht der Fall: Die bei Kernreaktionen freigesetzte Energie reicht nie aus, um den Innendruck auszugleichen. Solche „Untersterne“ geben mehr Energie ab, als bei Kernreaktionen entsteht, und werden als sogenannte „Untersterne“ klassifiziert; Ihr Schicksal ist eine ständige Kompression, bis der Druck des entarteten Gases es stoppt, und dann eine allmähliche Abkühlung mit dem Aufhören aller begonnenen Kernreaktionen.

Junge Sterne mittlerer Masse (vom 2- bis 8-fachen der Sonnenmasse) entwickeln sich qualitativ genauso wie ihre kleineren Schwestern, mit der Ausnahme, dass sie bis zur Hauptreihe keine Konvektionszonen haben.

Sterne mit einer Masse von mehr als 8 Sonnenmassenhaben bereits die Eigenschaften normaler Sterne, da sie alle Zwischenstadien durchlaufen haben und eine solche Geschwindigkeit der Kernreaktionen erreichen konnten, dass sie den Energieverlust durch Strahlung ausgleichen, während sich die Kernmasse ansammelt. Der Massenabfluss aus diesen Sternen ist so groß, dass er nicht nur den Kollaps der äußeren Bereiche der Molekülwolke, die noch nicht Teil des Sterns geworden sind, stoppt, sondern sie im Gegenteil auftaut. Somit ist die Masse des entstehenden Sterns deutlich geringer als die Masse der protostellaren Wolke.

Hauptfolge

Die Temperatur des Sterns steigt, bis sie in den zentralen Regionen Werte erreicht, die ausreichen, um thermonukleare Reaktionen zu ermöglichen, die dann zur Hauptenergiequelle des Sterns werden. Für massereiche Sterne ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) ist die „Verbrennung“ von Wasserstoff im Kohlenstoffkreislauf; Bei Sternen mit einer Masse, die gleich oder kleiner als die Masse der Sonne ist, wird bei der Proton-Proton-Reaktion Energie freigesetzt. tritt in das Gleichgewichtsstadium ein und nimmt seinen Platz auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms ein: Ein Stern mit großer Masse hat eine sehr hohe Kerntemperatur ( T ≥ 3 × 10 7 K ), die Energieproduktion ist sehr intensiv, - auf der Hauptreihe nimmt sie einen Platz über der Sonne im Bereich des frühen ( O … A , (F )); Ein Stern mit geringer Masse hat eine relativ niedrige Kerntemperatur ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), die Energieproduktion ist nicht so intensiv, - auf der Hauptreihe nimmt sie einen Platz neben oder unter der Sonne im Bereich der späten (( F), G, K, M).

Es verbringt bis zu 90 % der von der Natur für seine Existenz vorgesehenen Zeit auf der Hauptsequenz. Die Zeit, die ein Stern im Hauptreihenstadium verbringt, hängt auch von seiner Masse ab. Ja, mit Masse M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O oder B befindet sich seit etwa 10 7 Jahren im Hauptreihenstadium, während der Rote Zwerg K 5 mit Masse M ≈ 0,5 × M ⊙ befindet sich seit etwa 10 11 Jahren im Hauptsequenzstadium, also eine Zeit, die mit dem Alter der Galaxis vergleichbar ist. Massive heiße Sterne gelangen schnell in die nächsten Entwicklungsstadien, kühle Zwerge befinden sich während der gesamten Existenz der Galaxie im Hauptsequenzstadium. Es kann davon ausgegangen werden, dass Rote Zwerge die Hauptbevölkerungsart der Galaxie sind.

Roter Riese (Überriese).

Das schnelle Verbrennen von Wasserstoff in den Zentralregionen massereicher Sterne führt zur Entstehung eines Heliumkerns. Bei einem Bruchteil der Wasserstoffmasse von mehreren Prozent im Kern kommt die Kohlenstoffreaktion der Umwandlung von Wasserstoff in Helium fast vollständig zum Erliegen. Der Kern zieht sich zusammen, wodurch seine Temperatur steigt. Infolge der durch die Gravitationskompression des Heliumkerns verursachten Erwärmung „entzündet“ sich Wasserstoff und die Energiefreisetzung beginnt in einer dünnen Schicht zwischen dem Kern und der ausgedehnten Hülle des Sterns. Die Hülle dehnt sich aus, der Radius des Sterns vergrößert sich, die effektive Temperatur nimmt ab und zu. „verlässt“ die Hauptreihe und geht zur nächsten Evolutionsstufe über – zur Stufe eines Roten Riesen oder, falls die Masse des Sterns M > 10 × M ⊙ , in die rote Überriesenstufe.

Mit zunehmender Temperatur und Dichte beginnt Helium im Kern zu „brennen“. Bei T ~ 2 × 10 8 K und r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 beginnt eine thermonukleare Reaktion, die als Ternärreaktion bezeichnet wird A -Prozess: von drei A -Teilchen (Heliumkerne 4 Er ) Es entsteht ein stabiler Kohlenstoff-12-C-Kern. Bei der Masse des Sternkerns M< 1,4 × M ⊙ тройной a -Der Prozess führt zu einer explosiven Energiefreisetzung – einem Heliumausbruch, der für einen bestimmten Stern mehrmals wiederholt werden kann.

In den Zentralregionen massereicher Sterne im Riesen- oder Überriesenstadium führt ein Temperaturanstieg zur sequenziellen Bildung von Kohlenstoff-, Kohlenstoff-Sauerstoff- und Sauerstoffkernen. Nach dem Ausbrennen von Kohlenstoff kommt es zu Reaktionen, die zur Bildung schwererer chemischer Elemente, möglicherweise Eisenkerne, führen. Die weitere Entwicklung eines massereichen Sterns kann zum Ausstoß der Hülle, zum Ausbruch eines Sterns als Nova oder mit der anschließenden Bildung von Objekten führen, die das Endstadium der Sternentwicklung darstellen: ein Weißer Zwerg, ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch.

Das letzte Entwicklungsstadium ist das Entwicklungsstadium aller normalen Sterne, nachdem diese Sterne ihren thermonuklearen Brennstoff erschöpft haben; Beendigung thermonuklearer Reaktionen als Quelle der Sternenenergie; der Übergang eines Sterns, abhängig von seiner Masse, zum Stadium eines Weißen Zwergs oder Schwarzen Lochs.

Weiße Zwerge sind die letzte Entwicklungsstufe aller normalen Sterne mit der Masse M< 3 ÷ 5 × M ⊙ nachdem diese ihren thermonuklearen Brennstoff erschöpft haben. Nachdem er das Stadium eines Roten Riesen (oder Unterriesen) erreicht hat, wirft er seine Hülle ab und legt den Kern frei, der sich beim Abkühlen in einen Weißen Zwerg verwandelt. Kleiner Radius (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) und weiße oder weißblaue Farbe (T b.k ~ 10 4 K) bestimmte den Namen dieser Klasse astronomischer Objekte. Die Masse eines Weißen Zwergs beträgt immer weniger als 1,4×M⊙ - Es ist bewiesen, dass es keine Weißen Zwerge mit großer Masse geben kann. Mit einer Masse, die mit der Masse der Sonne vergleichbar ist, und einer Größe, die mit der Größe der großen Planeten des Sonnensystems vergleichbar ist, haben Weiße Zwerge eine enorme durchschnittliche Dichte: ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3 , das heißt, ein Gewicht mit einem Volumen von 1 cm 3 weißer Zwergmaterie wiegt eine Tonne! Erdbeschleunigung auf der Oberfläche g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (vergleiche mit der Beschleunigung auf der Erdoberfläche - g ≈980 cm/s 2). Bei einer solchen Gravitationsbelastung der inneren Regionen des Sterns wird der Gleichgewichtszustand des Weißen Zwergs durch den Druck des entarteten Gases (hauptsächlich entartetes Elektronengas, da der Beitrag der Ionenkomponente gering ist) aufrechterhalten. Erinnern wir uns daran, dass ein Gas, in dem es keine Maxwellsche Geschwindigkeitsverteilung der Teilchen gibt, als entartet bezeichnet wird. In einem solchen Gas ist bei bestimmten Temperatur- und Dichtewerten die Anzahl der Teilchen (Elektronen) mit einer beliebigen Geschwindigkeit im Bereich von v = 0 bis v = v max gleich. v max wird durch die Dichte und Temperatur des Gases bestimmt. Mit einem Weißen Zwerg der Masse M b.k > 1,4 × M ⊙ Die maximale Geschwindigkeit der Elektronen im Gas ist vergleichbar mit der Lichtgeschwindigkeit, das entartete Gas wird relativistisch und sein Druck kann der Gravitationskompression nicht mehr standhalten. Der Radius des Zwergs tendiert gegen Null – er „kollabiert“ zu einem Punkt.

Die dünne, heiße Atmosphäre von Weißen Zwergen besteht entweder aus Wasserstoff, wobei praktisch keine anderen Elemente in der Atmosphäre nachweisbar sind; oder aus Helium, während der Wasserstoffgehalt in der Atmosphäre hunderttausendmal geringer ist als in der Atmosphäre normaler Sterne. Je nach Art des Spektrums gehören Weiße Zwerge zu den Spektralklassen O, B, A, F. Um Weiße Zwerge von normalen Sternen zu „unterscheiden“, wird der Bezeichnung (DOVII, DBVII usw.) der Buchstabe D vorangestellt. D ist der erste Buchstabe im englischen Wort Degenerate – degeneriert). Die Strahlungsquelle eines Weißen Zwergs ist die Wärmeenergiereserve, die der Weiße Zwerg als Kern des Muttersterns erhalten hat. Viele Weiße Zwerge haben von ihren Eltern ein starkes Magnetfeld geerbt, dessen Intensität H ~ 10 8 E. Es wird angenommen, dass die Zahl der Weißen Zwerge etwa 10 % der Gesamtzahl der Sterne in der Galaxie ausmacht.

In Abb. 15 zeigt ein Foto von Sirius – dem hellsten Stern am Himmel (α Canis Majoris; m v = -1 m .46; Klasse A1V). Die im Bild sichtbare Scheibe ist eine Folge der fotografischen Bestrahlung und Lichtbeugung am Teleskopobjektiv, d. h. die Scheibe des Sterns selbst ist auf dem Foto nicht aufgelöst. Die von der fotografischen Scheibe des Sirius kommenden Strahlen sind Spuren einer Verzerrung der Wellenfront des Lichtflusses auf den Elementen der Teleskopoptik. Sirius befindet sich in einer Entfernung von 2,64 von der Sonne, das Licht von Sirius braucht 8,6 Jahre, um die Erde zu erreichen – er ist damit einer der sonnennächsten Sterne. Sirius ist 2,2-mal massereicher als die Sonne; Es ist M v = +1 m .43, das heißt, unser Nachbar strahlt 23-mal mehr Energie aus als die Sonne.

Abbildung 15.

Die Einzigartigkeit des Fotos liegt darin, dass es zusammen mit dem Bild von Sirius möglich war, ein Bild seines Satelliten zu erhalten – der Satellit „leuchtet“ mit einem hellen Punkt links von Sirius. Sirius – teleskopisch: Sirius selbst wird mit dem Buchstaben A und sein Satellit mit dem Buchstaben B bezeichnet. Die scheinbare Helligkeit von Sirius beträgt B m v = +8 m ,43, also fast 10.000 Mal schwächer als Sirius A. Die Masse von Sirius B entspricht fast genau der Masse der Sonne, der Radius beträgt etwa 0,01 des Radius der Sonnenoberfläche Die Temperatur beträgt etwa 12000 K, aber Sirius B emittiert 400-mal weniger als die Sonne. Sirius B ist ein typischer Weißer Zwerg. Darüber hinaus ist dies der erste Weiße Zwerg, der übrigens 1862 von Alfven Clarke bei der visuellen Beobachtung durch ein Teleskop entdeckt wurde.

Sirius A und Sirius B umkreisen einen gemeinsamen Raum mit einer Periode von 50 Jahren; Der Abstand zwischen den Komponenten A und B beträgt nur 20 AE.

Nach der treffenden Bemerkung von V. M. Lipunov „reifen“ sie im Inneren massereicher Sterne (mit einer Masse von mehr als 10).×M⊙ )". Die Kerne von Sternen, die sich zu einem Neutronenstern entwickeln, haben 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; Nachdem die Quellen thermonuklearer Reaktionen versiegt sind und die Mutter einen erheblichen Teil der Materie in einem Flare ausstößt, werden diese Kerne zu unabhängigen Objekten der Sternenwelt mit ganz spezifischen Eigenschaften. Die Kompression des Kerns des Muttersterns stoppt bei einer Dichte, die mit der Kerndichte (ρ n) vergleichbar ist. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm3). Bei einer solchen Masse und Dichte beträgt der Geburtsradius nur 10 und besteht aus drei Schichten. Die äußere Schicht (oder äußere Kruste) wird durch ein Kristallgitter aus Eisenatomkernen gebildet ( Fe ) mit einer möglichen geringen Beimischung von Atomkernen anderer Metalle; Die Dicke der äußeren Kruste beträgt nur etwa 600 m bei einem Radius von 10 km. Unter der äußeren Kruste befindet sich eine weitere innere harte Kruste, die aus Eisenatomen besteht ( Fe ), aber diese Atome sind übermäßig mit Neutronen angereichert. Die Dicke dieser Rinde≈ 2 km. Die innere Kruste grenzt an den flüssigen Neutronenkern, dessen physikalische Prozesse durch die bemerkenswerten Eigenschaften der Neutronenflüssigkeit bestimmt werden – Supraflüssigkeit und in Gegenwart freier Elektronen und Protonen Supraleitung. Es ist möglich, dass die Substanz im Zentrum Mesonen und Hyperonen enthält.

Sie drehen sich schnell um eine Achse – von einer bis zu Hunderten Umdrehungen pro Sekunde. Eine solche Rotation in Gegenwart eines Magnetfeldes ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Oe) führt häufig zu dem beobachteten Effekt der Pulsation der Sternstrahlung in verschiedenen Bereichen elektromagnetischer Wellen. Einen dieser Pulsare haben wir im Krebsnebel gesehen.

Gesamtzahl Die Rotationsgeschwindigkeit reicht für den Teilchenausstoß nicht mehr aus, es kann sich also nicht um einen Radiopulsar handeln. Allerdings ist er immer noch groß und der umgebende Neutronenstern, der vom Magnetfeld eingefangen wird, kann nicht fallen, das heißt, es findet keine Ansammlung von Materie statt.

Accrector (Röntgenpulsar). Die Rotationsgeschwindigkeit nimmt so stark ab, dass der Materie nun nichts mehr im Wege steht, auf einen solchen Neutronenstern zu fallen. Das fallende Plasma bewegt sich entlang der Magnetfeldlinien und trifft im Bereich der Pole auf eine feste Oberfläche, wobei es sich auf mehrere zehn Millionen Grad erwärmt. Auf solch hohe Temperaturen erhitzte Materie leuchtet im Röntgenbereich. Der Bereich, in dem die fallende Materie mit der Oberfläche des Sterns interagiert, ist sehr klein – nur etwa 100 Meter. Aufgrund der Rotation des Sterns verschwindet dieser Hotspot periodisch aus dem Blickfeld, was der Beobachter als Pulsationen wahrnimmt. Solche Objekte werden Röntgenpulsare genannt.

Georotator. Die Rotationsgeschwindigkeit solcher Neutronensterne ist gering und verhindert die Akkretion nicht. Die Größe der Magnetosphäre ist jedoch so groß, dass das Plasma vom Magnetfeld gestoppt wird, bevor es von der Schwerkraft eingefangen wird.

Wenn es sich um eine Komponente eines engen Doppelsternsystems handelt, wird Materie vom normalen Stern (der zweiten Komponente) zum Neutronenstern „gepumpt“. Die Masse kann den kritischen Wert (M > 3) überschreiten×M⊙ ), dann wird die Gravitationsstabilität des Sterns verletzt, nichts kann der Gravitationskompression widerstehen und „geht“ unter seinen Gravitationsradius

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

sich in ein „Schwarzes Loch“ verwandeln. In der angegebenen Formel für r g gilt: M ist die Masse des Sterns, c ist die Lichtgeschwindigkeit, G ist die Gravitationskonstante.

Ein Schwarzes Loch ist ein Objekt, dessen Gravitationsfeld so stark ist, dass weder ein Teilchen noch ein Photon noch ein materieller Körper die zweite kosmische Geschwindigkeit erreichen und in den Weltraum entkommen kann.

Ein Schwarzes Loch ist ein singuläres Objekt in dem Sinne, dass die Natur der physikalischen Prozesse in seinem Inneren noch nicht einer theoretischen Beschreibung zugänglich ist. Die Existenz von Schwarzen Löchern ergibt sich aus theoretischen Überlegungen; in Wirklichkeit können sie sich in den zentralen Regionen von Kugelsternhaufen, Quasaren, Riesengalaxien, auch im Zentrum unserer Galaxie, befinden.

Beim Blick in die Tiefen des Universums erforschen Astronomen die Kollision verschiedener kosmischer Kräfte. Der Tod eines Sterns hat für uns den Schleier über die Grenzen von Zeit und Raum gelüftet. Die moderne Astronomie hat es ermöglicht, ein völlig anderes Universum zu sehen: kochend und unbezwingbar. Begleitet wird das Spektakel vom Todeskampf eines Riesensterns. Seine Oberfläche sieht aus wie ein tobendes Feuermeer, bedeckt mit heißen Gasstößen. Die aufsteigenden Wellen erzeugen einen tausend Meter hohen Tsunami. Riesige Gasfahnen steigen in die Atmosphäre auf, größer als . In den Tiefen des Sterns begann der Prozess der Zerstörung. Dies führt zu einer Explosion und der Geburt einer Supernova. An seiner Stelle bleiben nur noch farbige Fäden und leuchtende Gaswolken.

Das Erstaunliche ist, dass der Tod eines Sterns eine ganze Generation neuer Sterne hervorbringt. Ein solcher Wechsel von Tod und Geburt bestimmt die gesamte Geschichte unserer Galaxie – der Milchstraße und Milliarden ähnlicher Galaxien auf der Welt.

Unser Blick auf den Kosmos ist geprägt von den seltenen Explosionen von Sternen, die hell genug sind, um mit bloßem Auge gesehen zu werden.

Im Jahr 1054 entdeckten Sterngucker in Nordamerika bei der Beobachtung der Mondsichel eine Supernova. Das gleiche Ereignis wurde in China, Korea und im Nahen Osten beobachtet.

Der Astronom Tycho Bragi beobachtete 1572 ein ähnliches Phänomen. Er schrieb darüber: „Ich war von diesem Schauspiel so beeindruckt, dass ich mich nicht schämte, zu hinterfragen, was meine eigenen Augen sahen.“

Der nächste Fall wurde 1604 von Johannes Kepler beschrieben. Galilei legte dabei einen neuen Ansatz zum Weltraum zugrunde, indem er die Veränderung als fundamentalen Bestandteil des Kosmos als Idee auffasste.

Um zu verstehen, wie Sterne das Universum formen, nutzen Wissenschaftler ein ganzes Arsenal neuer Technologien. Von riesigen Teleskopen hoch in den Bergen bis hin zu einer ganzen Armada von Satelliten im Weltraum. Wenn wir die Sterne durch Teleskope betrachten, sehen wir. Dies ist jedoch nur ein kleiner Bruchteil des sogenannten elektromagnetischen Spektrums.

Am einen Ende des Spektrums befinden sich kurze, energiereiche Röntgen- und Gammastrahlen. Auf der anderen Seite lange, energiearme Radiowellen, Ultrakurzwellen. Eine Vielzahl von Radioteleskopen werden verwendet, um Signale zu sammeln, die von Sternen in den entlegensten Regionen der Galaxie ausgesendet werden. Sie helfen Wissenschaftlern, Objekte durch die Dicke von Nebeln und Gasansammlungen hindurch zu betrachten.

Am anderen Ende des Spektrums befinden sich ultraviolette Röntgenstrahlen und Gammastrahlen. Kurzwellige Röntgenstrahlen ermöglichen es Ärzten, unseren Körper zu beleuchten und Knochenbrüche zu erkennen. Astronomen suchen im Weltraum danach, als Beweis für heftigste Prozesse.

Der Krebsnebel ist eine Supernova-Hülle, die im Jahr 1054 an verschiedenen Orten beobachtet wurde. Wissenschaftler haben ihre Aufmerksamkeit auf den tiefen Teil des Pulsars gerichtet. Sie entdeckten Strahlungsausbrüche, die kreisförmige Spuren in der umgebenden Gaswolke hinterließen. Einigen sterbenden Sternen droht ein äußerst seltsames Schicksal. Das Universum bringt Monster zur Welt.

Albert Einstein vermutete, dass es Sterne gibt, deren Schwerkraft nicht einmal das Entweichen von Licht zulässt. Aber er lehnte diese Idee als unmöglich ab. Was einst unverständlich war, definiert jetzt die Grenze. Astronomen glauben, dass bei der Explosion eines großen Sterns so viel Materie in seinen Kern eindringt, dass er das Universum verlassen kann. Aber die Schwerkraft hat das letzte Wort.

Indem wir uns die Erde zunutze machen, können wir das Universum anhand uns bekannter Kriterien charakterisieren, einschließlich Lichtformen im elektromagnetischen Spektrum. Damit sind wir jedoch nicht einverstanden. Wie erkennt man ein Objekt, das kein Licht erzeugt?

Die Antwort fanden Astronomen in einem Ausbruch von Gammastrahlen, der auf das Zentrum unserer Galaxie gerichtet war. Radioteleskope konzentrierten sich auf die Quellen und registrierten Materieströme in zwei Richtungen. Und das haben sie gesehen.

Ein Schwarzes Loch, das Gasströme aus den äußeren Schichten eines Sterns ausstößt. Sie bilden eine rotierende Scheibe. Es erzeugt Magnetfelder, die rotieren und zwei hochenergetische Materiestrahlen oder -ströme bilden, die durch sie hindurchgehen.

Astronomen wissen, dass Schwarze Löcher im Handumdrehen enorme Energiemengen in diesen Strömen konzentrieren können. Einer von ihnen, bekannt als GROJ 1655-40, rast mit einer Geschwindigkeit von 400.000 Kilometern pro Stunde durch das Universum. Viermal schneller als andere Sterne. Dies ähnelt einem Kanonenschuss, der von einer der Supernovas abgefeuert wird.

Schwarze Löcher interessieren uns nicht nur aus Neugier, da sie große Energiemengen mobilisieren können. Es gibt eine Kategorie von Löchern, die seit jeher existieren. Seitdem, als die ersten Sterne gerade auftauchten. Als diese Urriesen starben, brachten sie Schwarze Löcher zur Welt.

Die Schwerkraft versorgte die Schwarzen Löcher mit kosmischer Materie und Gas. Materie verwandelte sich zum ersten Mal in Galaxien, die zu großen Galaxien heranwuchsen. Einige von ihnen erreichten Massen, die milliardenfach größer waren als die Masse der Sonne.

Sie emittierten Energieströme und erhitzten die umliegenden Galaxien. Dadurch wurde der Gasfluss in der Zentralgalaxie gestoppt, ihr Wachstum verlangsamt und das Wachstum peripherer Galaxien provoziert. Doch damit waren die Auswirkungen der Schwarzen Löcher noch nicht beendet.

Der Galaxienhaufen namens Hydra A ist von heißen Hohlräumen umgeben, die Röntgenstrahlen aussenden. Aus der Zentralgalaxie entspringt ein Strom, sichtbar im Radiowellenspektrum. Das Gas an den Rändern dieses Stroms enthält große Mengen an Eisenionen und anderen Metallen, die durch die Supernova-Explosion entstanden sind. Indem sie diese Metalle an die Ränder des Universums drängen, versorgen Schwarze Löcher entfernte Galaxien mit den Elementen, die für die Bildung von Sternen und Planetensystemen wie unserem erforderlich sind.

Gigantische Schwarze Löcher werden in fast allen Galaxien im Universum beobachtet. Auch die Zahl der kraftvollen Energieflüsse nimmt zu.

Wir bekamen die Rolle von Beobachtern des dornigen Lebenszyklus von Sternen. Da wir zeitlich und räumlich enorm weit von ihnen entfernt sind, verstehen wir nicht viel.

Der Start im Jahr 1977 verkürzte diese Distanz deutlich. Nach der Untersuchung der am weitesten entfernten Planeten des Sonnensystems und ihrer Satelliten werden diese Geräte an die äußeren Grenzen unseres Systems geschickt, Dutzende Milliarden Kilometer von der Erde entfernt. Mit einer Geschwindigkeit von 16 Kilometern pro Sekunde wird Voyager 2 eine Distanz von vier Lichtjahren zurücklegen und in 290.000 Jahren einen unserer nächsten Sterne, Sirius, erreichen.

Als wir von unserer ruhigen Ecke der Galaxie aus beobachteten, erkannten wir, dass Sterne das Universum nicht nur erleuchten, sondern es auch mit der für das Leben notwendigen Materie sättigen. Indem wir zusehen, wie ein Stern bei einer Explosion stirbt, gewinnen wir ein Verständnis für die Kraft, die das Universum formt und Welten wie unsere verändert.

20. Funkkommunikation zwischen Zivilisationen, die sich auf verschiedenen Planetensystemen befinden

21. Möglichkeit der interstellaren Kommunikation mit optischen Methoden

22. Kommunikation mit außerirdischen Zivilisationen mithilfe automatischer Sonden

23. Wahrscheinlichkeitstheoretische Analyse interstellarer Funkkommunikation. Charakter von Signalen

24. Zur Möglichkeit direkter Kontakte zwischen außerirdischen Zivilisationen

25. Bemerkungen zum Tempo und zur Art der technologischen Entwicklung der Menschheit

II. Ist eine Kommunikation mit intelligenten Wesen auf anderen Planeten möglich?

Teil eins ASTRONOMISCHER ASPEKT DES PROBLEMS

4. Entwicklung der Sterne Die moderne Astronomie hat zahlreiche Argumente für die Behauptung, dass Sterne durch die Kondensation von Gas- und Staubwolken im interstellaren Medium entstehen. Der Prozess der Sternentstehung aus dieser Umgebung dauert bis heute an. Die Aufklärung dieses Sachverhalts ist eine der größten Errungenschaften der modernen Astronomie. Bis vor relativ kurzer Zeit glaubte man, dass alle Sterne vor vielen Milliarden Jahren fast gleichzeitig entstanden seien. Der Zusammenbruch dieser metaphysischen Ideen wurde vor allem durch den Fortschritt der beobachtenden Astronomie und die Entwicklung der Theorie der Struktur und Entwicklung von Sternen erleichtert. Dadurch wurde klar, dass es sich bei vielen der beobachteten Sterne um relativ junge Objekte handelt und einige von ihnen entstanden, als der Mensch bereits auf der Erde war. Ein wichtiges Argument für die Schlussfolgerung, dass Sterne aus dem interstellaren Gas- und Staubmedium entstehen, ist die Lage von Gruppen offensichtlich junger Sterne (den sogenannten „Assoziationen“) in den Spiralarmen der Galaxie. Tatsache ist, dass interstellares Gas radioastronomischen Beobachtungen zufolge hauptsächlich in den Spiralarmen von Galaxien konzentriert ist. Dies geschieht insbesondere in unserer Galaxie. Darüber hinaus geht aus detaillierten „Radiobildern“ einiger Galaxien in unserer Nähe hervor, dass die höchste Dichte an interstellarem Gas an den inneren (relativ zum Zentrum der entsprechenden Galaxie) Rändern der Spirale beobachtet wird, was eine natürliche Erklärung hat: auf deren Einzelheiten wir hier nicht näher eingehen können. Doch genau in diesen Teilen der Spiralen werden mit Methoden der optischen Astronomie „HII-Zonen“, also Wolken aus ionisiertem interstellarem Gas, beobachtet. In Kap. 3 wurde bereits gesagt, dass die Ursache für die Ionisierung solcher Wolken nur ultraviolette Strahlung massereicher heißer Sterne sein kann – offensichtlich junge Objekte (siehe unten). Im Mittelpunkt des Problems der Entwicklung von Sternen steht die Frage nach den Quellen ihrer Energie. Woher kommt beispielsweise die enorme Energiemenge, die nötig ist, um die Strahlung der Sonne über mehrere Milliarden Jahre hinweg annähernd auf dem beobachteten Niveau zu halten? Jede Sekunde emittiert die Sonne 4x10 33 Erg, und über 3 Milliarden Jahre hat sie 4x10 50 Erg emittiert. Es besteht kein Zweifel, dass das Alter der Sonne etwa 5 Milliarden Jahre beträgt. Dies ergibt sich zumindest aus modernen Schätzungen des Erdalters mithilfe verschiedener radioaktiver Methoden. Es ist unwahrscheinlich, dass die Sonne „jünger“ als die Erde ist. Im letzten Jahrhundert und zu Beginn dieses Jahrhunderts wurden verschiedene Hypothesen über die Natur der Energiequellen der Sonne und der Sterne aufgestellt. Einige Wissenschaftler glaubten beispielsweise, dass die Quelle der Sonnenenergie der kontinuierliche Fall von Meteoroiden auf ihrer Oberfläche sei, andere suchten die Quelle in der kontinuierlichen Kompression der Sonne. Die bei einem solchen Prozess freigesetzte potentielle Energie könnte unter bestimmten Bedingungen in Strahlung umgewandelt werden. Wie wir weiter unten sehen werden, kann diese Quelle in einem frühen Stadium der Sternentwicklung recht effektiv sein, sie kann jedoch nicht für die erforderliche Zeit Strahlung von der Sonne liefern. Fortschritte in der Kernphysik ermöglichten es bereits in den späten dreißiger Jahren unseres Jahrhunderts, das Problem der Quellen stellarer Energie zu lösen. Eine solche Quelle sind thermonukleare Fusionsreaktionen, die in den Tiefen von Sternen bei den dort vorherrschenden sehr hohen Temperaturen (in der Größenordnung von zehn Millionen Kelvin) ablaufen. Durch diese Reaktionen, deren Geschwindigkeit stark von der Temperatur abhängt, verwandeln sich Protonen in Heliumkerne, und die freigesetzte Energie „dringt“ langsam durch die Tiefen der Sterne und wird am Ende, stark umgewandelt, in den Weltraum emittiert. Dies ist eine äußerst leistungsstarke Quelle. Wenn wir davon ausgehen, dass die Sonne ursprünglich nur aus Wasserstoff bestand, der durch thermonukleare Reaktionen vollständig in Helium umgewandelt wurde, beträgt die freigesetzte Energiemenge etwa 10 52 Erg. Um die Strahlung über Milliarden von Jahren auf dem beobachteten Niveau zu halten, reicht es also aus, dass die Sonne nicht mehr als 10 % ihres ursprünglichen Wasserstoffvorrats „verbraucht“. Nun können wir uns die Entwicklung eines Sterns wie folgt vorstellen. Aus bestimmten Gründen (mehrere davon können genannt werden) begann eine Wolke aus interstellarem Gas und Staubmedium zu kondensieren. Schon bald (natürlich im astronomischen Maßstab!) wird sich aus dieser Wolke unter dem Einfluss der Kräfte der universellen Schwerkraft eine relativ dichte, undurchsichtige Gaskugel bilden. Streng genommen kann dieser Ball noch nicht als Stern bezeichnet werden, da in seinen zentralen Regionen die Temperatur nicht ausreicht, um thermonukleare Reaktionen auszulösen. Der Gasdruck im Inneren des Balls ist noch nicht in der Lage, die Anziehungskräfte seiner einzelnen Teile auszugleichen, sodass er sich kontinuierlich komprimiert. Einige Astronomen glaubten bisher, dass solche „Protosterne“ in einzelnen Nebeln in Form sehr dunkler kompakter Formationen, den sogenannten Globuli, beobachtet wurden (Abb. 12). Die Erfolge der Radioastronomie zwangen uns jedoch, diesen eher naiven Standpunkt aufzugeben (siehe unten). Normalerweise entsteht nicht ein Protostern gleichzeitig, sondern eine mehr oder weniger zahlreiche Gruppe davon. Anschließend werden diese Gruppen zu Sternverbänden und Sternhaufen, die den Astronomen wohlbekannt sind. Es ist sehr wahrscheinlich, dass sich in diesem sehr frühen Stadium der Sternentwicklung Klumpen geringerer Masse um ihn herum bilden, die sich dann nach und nach in Planeten verwandeln (siehe Abb. CH. 9).

Reis. 12. Kügelchen in einem Diffusionsnebel

Wenn sich ein Protostern zusammenzieht, steigt seine Temperatur und ein erheblicher Teil der freigesetzten potentiellen Energie wird in den umgebenden Weltraum abgestrahlt. Da die Abmessungen des kollabierenden Gasballs sehr groß sind, wird die Strahlung pro Einheit seiner Oberfläche unbedeutend sein. Da der Strahlungsfluss pro Flächeneinheit proportional zur vierten Potenz der Temperatur ist (Stefan-Boltzmann-Gesetz), ist die Temperatur der Oberflächenschichten des Sterns relativ niedrig, während seine Leuchtkraft fast der eines gewöhnlichen Sterns entspricht gleiche Masse. Daher befinden sich solche Sterne im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm rechts von der Hauptreihe, d. h. sie fallen je nach Wert ihrer Anfangsmasse in die Region der Roten Riesen oder Roten Zwerge. Anschließend zieht sich der Protostern weiter zusammen. Seine Abmessungen werden kleiner und die Oberflächentemperatur steigt, wodurch das Spektrum immer „früher“ wird. Wenn man sich also entlang des Spektrum-Leuchtkraft-Diagramms bewegt, wird sich der Protostern ziemlich schnell auf der Hauptreihe „setzen“. In diesem Zeitraum ist die Temperatur im Inneren des Sterns bereits ausreichend, damit dort thermonukleare Reaktionen beginnen können. In diesem Fall gleicht der Gasdruck im Inneren des zukünftigen Sterns die Anziehung aus und die Gaskugel hört auf, sich zu komprimieren. Aus einem Protostern wird ein Stern. Protosterne brauchen relativ wenig Zeit, um dieses früheste Stadium ihrer Entwicklung zu durchlaufen. Ist beispielsweise die Masse des Protosterns größer als die der Sonne, dauert es nur wenige Millionen Jahre, ist sie kleiner, dauert es mehrere hundert Millionen Jahre. Da die Evolutionszeit von Protosternen relativ kurz ist, ist diese früheste Phase der Sternentwicklung schwer zu erkennen. Dennoch werden offenbar Sterne in einem solchen Stadium beobachtet. Wir sprechen von sehr interessanten T-Tauri-Sternen, die normalerweise in dunklen Nebeln eingebettet sind. Im Jahr 1966 wurde es völlig unerwartet möglich, Protosterne in den frühen Stadien ihrer Entwicklung zu beobachten. Wir haben bereits im dritten Kapitel dieses Buches über die Entdeckung einer Reihe von Molekülen im interstellaren Medium durch Radioastronomie berichtet, hauptsächlich Hydroxyl OH und Wasserdampf H2O. Radioastronomen waren sehr überrascht, als sie bei der Vermessung des Himmels bei einer Wellenlänge von 18 cm, entsprechend der OH-Radiolinie, helle, extrem kompakte Quellen (d. h. mit kleinen Winkelabmessungen) entdeckten. Das war so unerwartet, dass sie zunächst nicht einmal glauben wollten, dass solch helle Radiolinien zu einem Hydroxylmolekül gehören könnten. Es wurde die Hypothese aufgestellt, dass diese Linien zu einer unbekannten Substanz gehörten, die sofort den „passenden“ Namen „Mysterium“ erhielt. Allerdings teilte „Mysterium“ sehr bald das Schicksal seiner optischen „Brüder“ – „Nebulia“ und „Corona“. Tatsache ist, dass die hellen Linien von Nebeln und der Sonnenkorona jahrzehntelang nicht mit bekannten Spektrallinien identifiziert werden konnten. Daher wurden sie bestimmten hypothetischen Elementen zugeschrieben, die auf der Erde unbekannt sind – „Nebulium“ und „Krone“. Lächeln wir nicht herablassend über die Unwissenheit der Astronomen zu Beginn unseres Jahrhunderts: Schließlich gab es damals noch keine Atomtheorie! Die Entwicklung der Physik ließ in Mendelejews Periodensystem keinen Platz für exotische „Himmelskörper“: 1927 wurde „Nebulium“ entlarvt, dessen Linien völlig zuverlässig mit den „verbotenen“ Linien von ionisiertem Sauerstoff und Stickstoff identifiziert wurden, und in 1939-1941. Es konnte überzeugend gezeigt werden, dass die mysteriösen „Coronium“-Linien zu mehrfach ionisierten Atomen von Eisen, Nickel und Kalzium gehören. Wenn es Jahrzehnte dauerte, „Nebulium“ und „Codonia“ zu „entlarven“, dann wurde innerhalb weniger Wochen nach der Entdeckung klar, dass die „Mysterium“-Linien zu gewöhnlichen Hydroxyllinien gehören, allerdings nur unter ungewöhnlichen Bedingungen. Weitere Beobachtungen ergaben zunächst, dass die Quellen des „Mysteriums“ extrem kleine Winkelabmessungen haben. Dies wurde anhand einer damals neuen, sehr effektiven Forschungsmethode namens „Radiointerferometrie an ultralangen Basislinien“ gezeigt. Der Kern der Methode besteht in der gleichzeitigen Beobachtung von Quellen an zwei Radioteleskopen, die mehrere tausend Kilometer voneinander entfernt sind. Wie sich herausstellt, wird die Winkelauflösung durch das Verhältnis der Wellenlänge zum Abstand zwischen den Radioteleskopen bestimmt. In unserem Fall kann dieser Wert ~3x10 -8 rad oder mehrere Tausendstel einer Bogensekunde betragen! Beachten Sie, dass in der optischen Astronomie eine solche Winkelauflösung immer noch völlig unerreichbar ist. Solche Beobachtungen haben gezeigt, dass es mindestens drei Klassen von „Mysterium“-Quellen gibt. Hier interessieren uns erstklassige Quellen. Sie alle befinden sich in gasförmigen ionisierten Nebeln, wie zum Beispiel dem berühmten Orionnebel. Wie bereits erwähnt, sind ihre Größen extrem klein, viele tausend Mal kleiner als die Größe des Nebels. Das Interessanteste ist, dass sie eine komplexe räumliche Struktur haben. Stellen Sie sich zum Beispiel eine Quelle vor, die sich in einem Nebel namens W3 befindet.

Reis. 13. Profile der vier Komponenten der Hydroxyllinie

In Abb. Abbildung 13 zeigt das Profil der von dieser Quelle emittierten OH-Linie. Wie Sie sehen, besteht es aus einer Vielzahl schmaler heller Linien. Jede Linie entspricht einer bestimmten Bewegungsgeschwindigkeit entlang der Sichtlinie der Wolke, die diese Linie aussendet. Die Größe dieser Geschwindigkeit wird durch den Doppler-Effekt bestimmt. Der Geschwindigkeitsunterschied (entlang der Sichtlinie) zwischen verschiedenen Wolken beträgt ~10 km/s. Die oben erwähnten interferometrischen Beobachtungen zeigten, dass die Wolken, die jede Linie aussenden, nicht räumlich ausgerichtet sind. Das Bild sieht so aus: Innerhalb einer etwa 1,5 Sekunden großen Fläche bewegen sich etwa 10 kompakte Wolken mit unterschiedlicher Geschwindigkeit. Jede Wolke sendet eine bestimmte (Frequenz-)Linie aus. Die Winkelabmessungen der Wolken sind sehr klein und liegen in der Größenordnung von mehreren Tausendstel einer Bogensekunde. Da die Entfernung zum W3-Nebel bekannt ist (ca. 2000 pc), können die Winkelabmessungen leicht in lineare umgerechnet werden. Es stellt sich heraus, dass die linearen Abmessungen der Region, in der sich die Wolken bewegen, in der Größenordnung von 10 -2 pc liegen und die Abmessungen jeder Wolke nur eine Größenordnung größer sind als der Abstand von der Erde zur Sonne. Es stellen sich Fragen: Was sind das für Wolken und warum emittieren sie so viel in Hydroxyl-Radiolinien? Die Antwort auf die zweite Frage ging recht schnell ein. Es stellte sich heraus, dass der Strahlungsmechanismus dem bei Labormasern und Lasern beobachteten recht ähnlich ist. Die Quellen des „Mysteriums“ sind also riesige, natürliche kosmische Maser, die auf der Welle der Hydroxyllinie arbeiten, deren Länge 18 cm beträgt. Bei Masern (und bei optischen und infraroten Frequenzen – bei Lasern) entsteht eine enorme Helligkeit Die Linie wird erreicht und ihre spektrale Breite ist klein. Bekanntlich ist eine Verstärkung der Strahlung in Leitungen aufgrund dieses Effekts möglich, wenn das Medium, in dem sich die Strahlung ausbreitet, auf irgendeine Weise „aktiviert“ wird. Dies bedeutet, dass eine „externe“ Energiequelle (das sogenannte „Pumpen“) die Konzentration von Atomen oder Molekülen auf der anfänglichen (oberen) Ebene ungewöhnlich hoch macht. Ohne ein ständig arbeitendes „Pumpen“ ist ein Maser oder Laser nicht möglich. Die Frage nach der Art des Mechanismus zum „Pumpen“ kosmischer Maser ist noch nicht vollständig geklärt. Höchstwahrscheinlich erfolgt das „Pumpen“ jedoch durch ziemlich starke Infrarotstrahlung. Ein weiterer möglicher Pumpmechanismus könnten bestimmte chemische Reaktionen sein. Es lohnt sich, unsere Geschichte über kosmische Meister zu unterbrechen, um darüber nachzudenken, welchen erstaunlichen Phänomenen Astronomen im Weltraum begegnen. Eine der größten technischen Erfindungen unseres turbulenten Jahrhunderts, die eine bedeutende Rolle in der wissenschaftlichen und technologischen Revolution spielt, die wir jetzt erleben, lässt sich leicht unter natürlichen Bedingungen und darüber hinaus in großem Maßstab verwirklichen! Der Fluss der Radioemission einiger kosmischer Maser ist so groß, dass er bereits vor 35 Jahren, also noch vor der Erfindung von Masern und Lasern, auf der technischen Ebene der Radioastronomie hätte nachgewiesen werden können! Dazu musste man „nur“ die genaue Wellenlänge der OH-Funkverbindung kennen und sich für das Problem interessieren. Übrigens ist dies nicht das erste Mal, dass die wichtigsten wissenschaftlichen und technischen Probleme, mit denen die Menschheit konfrontiert ist, unter natürlichen Bedingungen realisiert werden. Thermonukleare Reaktionen, die die Strahlung der Sonne und der Sterne unterstützen (siehe unten), stimulierten die Entwicklung und Umsetzung von Projekten zur Produktion von nuklearem „Brennstoff“ auf der Erde, die in Zukunft alle unsere Energieprobleme lösen sollten. Leider sind wir noch weit davon entfernt, dieses wichtigste Problem zu lösen, das die Natur „leicht“ gelöst hat. Vor anderthalb Jahrhunderten bemerkte der Begründer der Wellentheorie des Lichts, Fresnel (natürlich bei einer anderen Gelegenheit): „Die Natur lacht über unsere Schwierigkeiten.“ Wie wir sehen, trifft Fresnels Bemerkung heute noch mehr zu. Kehren wir jedoch zu den kosmischen Meistern zurück. Obwohl der Mechanismus zum „Pumpen“ dieser Maser noch nicht ganz klar ist, ist es dennoch möglich, mithilfe des Maser-Mechanismus eine ungefähre Vorstellung von den physikalischen Bedingungen in den Wolken zu bekommen, die die 18-cm-Linie aussenden dass diese Wolken ziemlich dicht sind: Pro Kubikzentimeter gibt es mindestens 10 8 -10 9 Partikel, und ein erheblicher (und vielleicht der größte) Teil davon sind Moleküle. Es ist unwahrscheinlich, dass die Temperatur zweitausend Kelvin überschreitet, höchstwahrscheinlich liegt sie bei etwa 1000 Kelvin. Diese Eigenschaften unterscheiden sich deutlich von den Eigenschaften selbst der dichtesten interstellaren Gaswolken. Angesichts der relativ geringen Größe der Wolken kommen wir unwillkürlich zu dem Schluss, dass sie eher den ausgedehnten, eher kalten Atmosphären von Überriesensternen ähneln. Es ist sehr wahrscheinlich, dass diese Wolken nichts anderes als ein frühes Stadium in der Entwicklung von Protosternen sind, unmittelbar nach ihrer Kondensation aus dem interstellaren Medium. Auch andere Fakten stützen diese Aussage (die der Autor dieses Buches bereits 1966 geäußert hat). In Nebeln, in denen kosmische Maser beobachtet werden, sind junge, heiße Sterne sichtbar (siehe unten). Folglich wurde der Prozess der Sternentstehung dort kürzlich beendet und wird höchstwahrscheinlich auch heute noch fortgesetzt. Das Merkwürdigste ist vielleicht, dass kosmische Maser dieser Art, wie radioastronomische Beobachtungen zeigen, sozusagen in kleine, sehr dichte Wolken aus ionisiertem Wasserstoff „eingetaucht“ sind. Diese Wolken enthalten viel kosmischen Staub und sind daher im optischen Bereich nicht beobachtbar. Solche „Kokons“ werden durch den jungen, heißen Stern in ihrem Inneren ionisiert. Die Infrarotastronomie hat sich bei der Untersuchung von Sternentstehungsprozessen als sehr nützlich erwiesen. Tatsächlich ist die interstellare Lichtabsorption für Infrarotstrahlen nicht so wichtig. Wir können uns nun folgendes Bild vorstellen: Aus der Wolke des interstellaren Mediums entstehen durch deren Kondensation mehrere Klumpen unterschiedlicher Masse, die sich zu Protosternen entwickeln. Die Geschwindigkeit der Entwicklung ist unterschiedlich: Bei massiveren Klumpen ist sie höher (siehe Tabelle 2 unten). Daher wird sich der massereichste Klumpen zuerst in einen heißen Stern verwandeln, während der Rest mehr oder weniger lange im Protosternstadium verweilt. Wir beobachten sie als Quellen von Maserstrahlung in unmittelbarer Nähe eines „neugeborenen“ heißen Sterns, die den „Kokon“-Wasserstoff ionisieren, der nicht zu Klumpen kondensiert ist. Natürlich wird dieses grobe Schema noch weiter verfeinert und es werden natürlich auch erhebliche Änderungen daran vorgenommen. Aber die Tatsache bleibt bestehen: Es stellte sich unerwartet heraus, dass neugeborene Protosterne für einige Zeit (höchstwahrscheinlich eine relativ kurze Zeit) im übertragenen Sinne über ihre Geburt „schreien“ und dabei die neuesten Methoden der Quantenradiophysik (d. h. Maser) verwenden... 2 Jahre Spätere Jahre nach der Entdeckung der kosmischen Maser auf Hydroxyl (18-cm-Linie) wurde festgestellt, dass dieselben Quellen gleichzeitig (ebenfalls durch einen Maser-Mechanismus) eine Wasserdampflinie aussenden, deren Wellenlänge 1,35 cm beträgt. Die Intensität der „Wasser“-Maser ist sogar größer als der von „Hydroxyl“. Wolken, die die H2O-Linie ausstrahlen, bewegen sich zwar mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten und sind viel kompakter, obwohl sie sich im gleichen kleinen Volumen wie „Hydroxyl“-Wolken befinden. Es kann nicht ausgeschlossen werden, dass in naher Zukunft weitere Maserlinien* entdeckt werden. So verwandelte die Radioastronomie völlig unerwartet das klassische Problem der Sternentstehung in einen Zweig der beobachtenden Astronomie**. Sobald der Stern auf der Hauptreihe ist und aufgehört hat, sich zusammenzuziehen, strahlt er lange Zeit, praktisch ohne seine Position im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm zu ändern. Seine Strahlung wird durch thermonukleare Reaktionen unterstützt, die in den zentralen Regionen stattfinden. Somit ist die Hauptreihe sozusagen eine geometrische Position von Punkten im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm, an denen ein Stern (abhängig von seiner Masse) aufgrund thermonuklearer Reaktionen lange und stetig emittieren kann. Der Platz eines Sterns auf der Hauptreihe wird durch seine Masse bestimmt. Es ist zu beachten, dass es einen weiteren Parameter gibt, der die Position des im Gleichgewicht emittierenden Sterns im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm bestimmt. Dieser Parameter ist die anfängliche chemische Zusammensetzung des Sterns. Wenn die relative Häufigkeit schwerer Elemente abnimmt, wird der Stern im Diagramm unten „fallen“. Dieser Umstand erklärt das Vorhandensein einer Folge von Unterzwergen. Wie oben erwähnt, ist die relative Häufigkeit schwerer Elemente in diesen Sternen um ein Vielfaches geringer als in Hauptreihensternen. Die Verweildauer eines Sterns in der Hauptreihe wird durch seine Anfangsmasse bestimmt. Wenn die Masse groß ist, hat die Strahlung des Sterns eine enorme Kraft und er verbraucht schnell seine Reserven an Wasserstoff-„Brennstoff“. Beispielsweise können Hauptreihensterne mit einer Masse, die mehrere zehn Mal größer als die Sonne ist (das sind heiße blaue Riesen der Spektralklasse O), gleichmäßig emittieren und dabei nur einige Millionen Jahre in dieser Reihe bleiben, während Sterne mit einer Masse nahe bei Sonnenenergie, befinden sich seit 10–15 Milliarden Jahren auf der Hauptreihe. Unten finden Sie die Tabelle. 2, die die berechnete Dauer der Gravitationskompression und des Aufenthalts in der Hauptreihe für Sterne verschiedener Spektralklassen angibt. Die gleiche Tabelle zeigt die Werte der Massen, Radien und Leuchtkräfte von Sternen in Sonneneinheiten.

Tabelle 2

				Jahre
Spektralklasse			Helligkeit	Gravitationskompression	Bleiben Sie in der Hauptsequenz
G2 (Sonne)

Aus der Tabelle geht hervor, dass die Verweildauer von Sternen „später“ als KO auf der Hauptreihe deutlich länger ist als das Alter der Galaxie, das nach bestehenden Schätzungen bei etwa 15 bis 20 Milliarden Jahren liegt. Das „Ausbrennen“ von Wasserstoff (d. h. seine Umwandlung in Helium bei thermonuklearen Reaktionen) findet nur in den zentralen Regionen des Sterns statt. Dies erklärt sich dadurch, dass sich Sternmaterie nur in den zentralen Regionen des Sterns vermischt, wo Kernreaktionen stattfinden, während in den äußeren Schichten der relative Wasserstoffgehalt unverändert bleibt. Da die Menge an Wasserstoff in den zentralen Regionen des Sterns begrenzt ist, wird er dort früher oder später (abhängig von der Masse des Sterns) fast vollständig „ausbrennen“. Berechnungen zeigen, dass Masse und Radius seiner zentralen Region, in der Kernreaktionen stattfinden, allmählich abnehmen, während sich der Stern im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm langsam nach rechts bewegt. Dieser Prozess läuft bei relativ massereichen Sternen viel schneller ab. Wenn wir uns eine Gruppe gleichzeitig entstehender Sterne vorstellen, dann scheint sich die Hauptreihe im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm, das für diese Gruppe erstellt wurde, mit der Zeit nach rechts zu biegen. Was passiert mit einem Stern, wenn der gesamte (oder fast der gesamte) Wasserstoff in seinem Kern „ausbrennt“? Da die Energiefreisetzung in den zentralen Regionen des Sterns aufhört, können Temperatur und Druck dort nicht auf dem Niveau gehalten werden, das erforderlich ist, um der Gravitationskraft entgegenzuwirken, die den Stern zusammendrückt. Der Kern des Sterns beginnt sich zusammenzuziehen und seine Temperatur steigt. Es entsteht ein sehr dichter heißer Bereich, der aus Helium (in das Wasserstoff umgewandelt wurde) mit einer kleinen Beimischung schwererer Elemente besteht. Ein Gas in diesem Zustand wird als „entartet“ bezeichnet. Es verfügt über eine Reihe interessanter Eigenschaften, auf die wir hier nicht näher eingehen können. In dieser dichten heißen Region werden keine Kernreaktionen stattfinden, sie werden jedoch am Rande des Kerns in einer relativ dünnen Schicht ziemlich intensiv ablaufen. Berechnungen zeigen, dass die Leuchtkraft und Größe des Sterns zunehmen wird. Der Stern „schwillt“ sozusagen an und beginnt von der Hauptreihe abzusteigen und bewegt sich in die Region der Roten Riesen. Darüber hinaus stellt sich heraus, dass Riesensterne mit einem geringeren Gehalt an schweren Elementen bei gleicher Größe eine höhere Leuchtkraft haben. In Abb. Abbildung 14 zeigt theoretisch berechnete Entwicklungsverläufe im Diagramm „Leuchtkraft – Oberflächentemperatur“ für Sterne unterschiedlicher Masse. Wenn ein Stern in das Stadium des Roten Riesen übergeht, erhöht sich die Geschwindigkeit seiner Entwicklung erheblich. Um die Theorie zu testen, ist es von großer Bedeutung, ein Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm für einzelne Sternhaufen zu erstellen. Tatsache ist, dass Sterne desselben Sternhaufens (zum Beispiel der Plejaden) offensichtlich das gleiche Alter haben. Durch den Vergleich von Spektrum-Leuchtkraft-Diagrammen für verschiedene Cluster – „alt“ und „jung“ – kann man herausfinden, wie sich Sterne entwickeln. In Abb. Die Abbildungen 15 und 16 zeigen Farbindex-Leuchtkraftdiagramme für zwei verschiedene Sternhaufen. Der Sternhaufen NGC 2254 ist eine relativ junge Formation.

Reis. 14. Evolutionsspuren für Sterne unterschiedlicher Masse im Leuchtkraft-Temperatur-Diagramm

Reis. 15. Hertzsprung-Russell-Diagramm für den Sternhaufen NGC 2254

Reis. 16. Hertzsprung-Russell-Diagramm für den Kugelsternhaufen M 3. Entlang der vertikalen Achse - relative Größe

Das entsprechende Diagramm zeigt deutlich die gesamte Hauptreihe, einschließlich ihres oberen linken Teils, in dem sich heiße massereiche Sterne befinden (ein Farbindex von 0,2 entspricht einer Temperatur von 20.000 K, also einem Spektrum der Klasse B). Der Kugelsternhaufen M3 ist ein „altes“ Objekt. Es ist deutlich zu erkennen, dass im oberen Teil des für diesen Sternhaufen erstellten Hauptsequenzdiagramms fast keine Sterne vorhanden sind. Aber der Rote-Riesen-Zweig von M 3 ist sehr reichhaltig vertreten, während es in NGC 2254 nur sehr wenige Rote Riesen gibt. Das ist verständlich: Im alten Sternhaufen M 3 haben bereits viele Sterne die Hauptreihe „verlassen“, während dies im jungen Sternhaufen NGC 2254 nur bei einer kleinen Anzahl relativ massereicher, sich schnell entwickelnder Sterne der Fall war. Bemerkenswert ist, dass der Riesenast für M 3 ziemlich steil nach oben verläuft, während er für NGC 2254 fast horizontal verläuft. Aus theoretischer Sicht lässt sich dies durch den deutlich geringeren Gehalt an schweren Elementen in M3 erklären. Und zwar in Sternen von Kugelsternhaufen (sowie in anderen Sternen, die sich weniger auf die galaktische Ebene konzentrieren als auf die galaktische Ebene). in Richtung des galaktischen Zentrums) ist die relative Häufigkeit schwerer Elemente unbedeutend. Im Diagramm „Farbindex – Leuchtkraft“ für M 3 ist ein weiterer nahezu horizontaler Ast sichtbar. In dem für NGC 2254 erstellten Diagramm gibt es keinen ähnlichen Zweig. Die Theorie erklärt das Auftreten dieses Zweiges wie folgt. Nachdem die Temperatur des kontrahierenden dichten Heliumkerns des Sterns – eines Roten Riesen – 100-150 Millionen K erreicht, beginnt dort eine neue Kernreaktion. Diese Reaktion besteht aus der Bildung eines Kohlenstoffkerns aus drei Heliumkernen. Sobald diese Reaktion beginnt, hört die Kompression des Kerns auf. Anschließend erfolgt die Oberflächenschichtung

Sterne erhöhen ihre Temperatur und der Stern im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm bewegt sich nach links. Aus solchen Sternen entsteht der dritte horizontale Zweig des Diagramms für M 3.

Reis. 17. Zusammenfassung des Hertzsprung-Russell-Diagramms für 11 Sternhaufen

In Abb. Abbildung 17 zeigt schematisch ein zusammenfassendes „Farb-Leuchtkraft“-Diagramm für 11 Cluster, von denen zwei (M 3 und M 92) kugelförmig sind. Es ist deutlich zu erkennen, wie sich die Hauptsequenzen verschiedener Cluster in voller Übereinstimmung mit den bereits diskutierten theoretischen Konzepten nach rechts und oben „knicken“. Aus Abb. 17 kann man sofort erkennen, welche Cluster jung und welche alt sind. Beispielsweise ist der „doppelte“ Cluster X und h Perseus jung. Es „konservierte“ einen wesentlichen Teil der Hauptsequenz. Der M 41-Haufen ist älter, der Hyaden-Haufen ist noch älter und der M 67-Haufen ist sehr alt, dessen Farb-Leuchtkraft-Diagramm dem ähnlichen Diagramm für die Kugelsternhaufen M 3 und M 92 sehr ähnlich ist. Nur der Riese Der Zweig der Kugelsternhaufen ist in Übereinstimmung mit den zuvor diskutierten Unterschieden in der chemischen Zusammensetzung höher. Somit bestätigen und rechtfertigen Beobachtungsdaten die Schlussfolgerungen der Theorie vollständig. Es scheint schwierig, eine beobachtbare Bestätigung der Theorie der Prozesse im Inneren von Sternen zu erwarten, die uns durch eine riesige Dicke stellarer Materie verborgen bleiben. Und doch wird die Theorie hier ständig durch die Praxis astronomischer Beobachtungen überprüft. Es ist zu beachten, dass die Erstellung einer großen Anzahl von Farb-Leuchtkraft-Diagrammen enorme Arbeit seitens der beobachtenden Astronomen und eine radikale Verbesserung der Beobachtungsmethoden erforderte. Andererseits wären Fortschritte in der Theorie der inneren Struktur und Entwicklung von Sternen ohne moderne Computertechnologie, die auf dem Einsatz elektronischer Hocbasiert, unmöglich gewesen. Auch die Forschung auf dem Gebiet der Kernphysik leistete der Theorie einen unschätzbaren Dienst, da sie es ermöglichte, quantitative Charakteristika jener Kernreaktionen zu erhalten, die im Inneren von Sternen ablaufen. Ohne Übertreibung können wir sagen, dass die Entwicklung der Theorie der Struktur und Entwicklung von Sternen eine der größten Errungenschaften der Astronomie in der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts ist. Die Entwicklung der modernen Physik eröffnet die Möglichkeit, die Theorie der inneren Struktur von Sternen und insbesondere der Sonne direkt durch Beobachtungen zu testen. Wir sprechen über die Möglichkeit, einen starken Neutrinostrom zu entdecken, der von der Sonne emittiert werden sollte, wenn in ihren Tiefen Kernreaktionen stattfinden. Es ist bekannt, dass Neutrinos äußerst schwach mit anderen Elementarteilchen interagieren. Beispielsweise kann ein Neutrino fast ohne Absorption durch die gesamte Dicke der Sonne fliegen, während Röntgenstrahlung nur wenige Millimeter Materie im Sonneninneren ohne Absorption durchdringen kann. Stellen wir uns einen starken Neutrinostrahl mit der Energie jedes einzelnen Teilchens vor