Zavirujući u dubine Svemira, astronomi istražuju sudare raznih Svemirska sila. Smrt zvijezde podigla nam je veo granica vremena i prostora. Moderna astronomija omogućila je vidjeti potpuno drugačiji Svemir: uzavreo i neukrotiv. Spektakl popraćen samrtnom agonijom divovska zvijezda. Njegova površina izgleda poput bijesnog mora vatre, prekrivenog naletima vrućeg plina. Uzdižući valovi stvaraju tsunami visok tisuću metara. Ogromni plinovi uzdižu se u atmosferu, veći od . U dubini zvijezde započeo je proces razaranja. To dovodi do eksplozije i rađanja supernove. Na njegovom mjestu ostaju samo obojene niti i sjajni oblaci plinova.
Nevjerojatna stvar je da smrt jedne zvijezde rađa cijelu generaciju novih zvijezda. Takva izmjena smrti i rođenja određuje cijelu povijest naše galaksije - mliječna staza i milijarde sličnih galaksija u .
Naš pogled na kozmos oblikovan je rijetkim eksplozijama zvijezda dovoljno sjajnih da se vide golim okom.
Godine 1054. zvjezdari Sjeverna Amerika otkrio supernovu dok je promatrao polumjesec. Isti događaj zabilježen je u Kini, Koreji i na Bliskom istoku.
Astronom Tycho Bragi primijetio je sličan fenomen 1572. godine. O tome je napisao: “Bio sam toliko zadivljen ovim spektaklom da se nisam sramio preispitivati ono što su moje oči vidjele.”
Sljedeći slučaj, 1604. godine, opisao je Johannes Kepler. Galileo je to temeljio na novom pristupu svemiru, uzimajući promjenu kao temeljnu komponentu kozmosa kao ideje.
Kako bi razumjeli kako zvijezde oblikuju svemir, znanstvenici koriste cijeli arsenal novih tehnologija. Od divovskih teleskopa smještenih visoko u planinama do cijele armade satelita u svemiru. Gledajući zvijezde kroz teleskop, vidimo. Ali ovo je samo mali djelić onoga što je poznato kao elektromagnetski spektar.
Na jednom kraju spektra su kratke rendgenske zrake visoke energije i gama zrake. S druge strane, dugi radio valovi niske energije, ultrakratki valovi. Bezbroj radioteleskopa koristi se za prikupljanje signala koje emitiraju zvijezde u dalekim dijelovima galaksije. Oni pomažu znanstvenicima da promatraju objekte kroz debljinu maglica i nakupina plina.
Na drugom kraju spektra su ultraljubičaste x-zrake i gama zrake. Kratkovalni X-zraci omogućuju liječnicima da osvijetle naša tijela i vide prijelome kostiju. Astronomi ga traže u svemiru, kao dokaz najburnijih procesa.
Maglica Rak je ljuska supernove koja je opažena na različitim lokacijama 1054. godine. Znanstvenici su svoju pozornost usmjerili na duboki dio pulsara. Otkrili su eksplozije radijacije koje su ostavile kružne tragove u okolnom oblaku plina. Neke umiruće zvijezde suočavaju se s krajnje čudnom sudbinom. Svemir rađa čudovišta.
Albert Einstein je sugerirao da postoje zvijezde s gravitacijom koja čak ne dopušta svjetlosti da pobjegne. Ali on je tu ideju odbacio kao nemoguću. Ono što je nekad bilo izvan razumijevanja sada definira granicu. Astronomi vjeruju da kad pukne velika zvijezda, toliko materije prodire u njegovu jezgru da može napustiti Svemir. Ali gravitacija ima posljednju riječ.
Iskorištavanjem prednosti Zemlje, možemo karakterizirati svemir prema kriterijima koje poznajemo, uključujući oblike svjetlosti u elektromagnetskom spektru. Međutim, mi se s tim ne slažemo. Kako možete prepoznati objekt koji ne proizvodi svjetlost?
Astronomi su pronašli odgovor u naletu gama zraka usmjerenom prema središtu naše galaksije. Radioteleskopi su se fokusirali na izvore i detektirali tokove materije u dva smjera. I evo što su vidjeli.
Crna rupa koja emitira struje plina iz vanjskih slojeva zvijezde. Oni čine rotirajući disk. Ono oblikuje magnetska polja, koji, rotirajući, tvore dvije visokoenergetske zrake, ili struje, materije koja prolazi kroz njih.
Astronomi znaju da se crne rupe mogu koncentrirati u tim potocima veliki iznos energija u tren oka. Jedan od njih, poznat kao GROJ 1655-40, juri Svemirom brzinom od 400 tisuća kilometara na sat. Četiri puta brže od ostalih zvijezda. Ovo je slično topovskom udaru jedne od Supernova.
Crne rupe, zbog svoje sposobnosti da mobiliziraju ogromne količine energije, zanimaju nas ne samo iz znatiželje. Postoji kategorija rupa koje postoje od pamtivijeka. Od tada, kada su prve zvijezde tek nastajale. Kad su ti praiskonski divovi umrli, rodile su se crne rupe.
Gravitacija je hranila crne rupe kozmičkom materijom i plinom. Materija se prvi put pretvorila u galaksije koje su izrasle u velike. Neki od njih dosegnuli su masu milijardama puta veću od mase Sunca.
Emitirajući tokove energije, zagrijavali su okolne galaksije. To je zaustavilo protok plina u središnjoj galaksiji, usporavajući njen rast i izazivajući rast perifernih galaksija. No utjecaj crnih rupa tu nije završio.
Jato galaksija, nazvano Hydra A, okruženo je vrućim šupljinama koje emitiraju X-zrake. Potok izlazi iz središnje galaksije, vidljiv u spektru radiovalova. Plin na rubovima ovog toka sadrži veliki broj ioni željeza i drugih metala nastali eksplozijom supernove. Gurajući te metale do rubova svemira, crne rupe prožimaju daleke galaksije elementima potrebnim za formiranje zvijezda i planetarnih sustava poput našeg.
Ogromne crne rupe uočene su u gotovo svim galaksijama u svemiru. Također se povećava broj snažnih energetskih tokova.
Dobili smo ulogu promatrača trnovitog životnog ciklusa zvijezda. Budući da smo na kolosalnoj udaljenosti od njih u vremenu i prostoru, ne razumijemo puno toga.
Lansiranje 1977. znatno je skratilo tu udaljenost. Nakon istraživanja najudaljenijih planeta Sunčev sustav i njihovih satelita, ovi uređaji idu prema vanjskim granicama našeg sustava, desecima milijardi kilometara od Zemlje. Krećući se brzinom od 16 kilometara u sekundi, Voyager 2 će prijeći udaljenost od četiri svjetlosne godine i stići do jedne od nama najbližih zvijezda, Siriusa, za 290 tisuća godina.
Promatrajući iz našeg mirnog kutka galaksije, shvatili smo da zvijezde ne samo da osvjetljavaju Svemir, već ga i zasićuju materijom potrebnom za život. Gledajući zvijezdu kako umire u eksploziji, stječemo razumijevanje sile koja oblikuje svemir i mijenja svjetove poput našeg.
Prvi dio ASTRONOMSKI ASPEKT PROBLEMA
4. Evolucija zvijezda Moderna astronomija ima veliki broj argumenata u korist tvrdnje da zvijezde nastaju kondenzacijom oblaka plina i prašine u međuzvjezdanom mediju. Proces stvaranja zvijezda iz ovog okoliša traje do danas. Razjašnjenje ove okolnosti jedno je od najvećih dostignuća moderne astronomije. Sve do relativno nedavno, vjerovalo se da su sve zvijezde nastale gotovo istovremeno prije mnogo milijardi godina. Krahu ovih metafizičkih ideja pridonio je, prije svega, napredak promatračke astronomije i razvoj teorije o građi i evoluciji zvijezda. Kao rezultat toga, postalo je jasno da su mnoge promatrane zvijezde relativno mladi objekti, a neke od njih su nastale kada je čovjek već bio na Zemlji. Važan argument u korist zaključka da zvijezde nastaju iz međuzvjezdanog medija plina i prašine je položaj skupina očito mladih zvijezda (tzv. "asocijacija") u spiralne grane Galaksije. Činjenica je da je, prema radioastronomskim promatranjima, međuzvjezdani plin koncentriran uglavnom u spiralnim krakovima galaksija. Posebno se to događa u našoj Galaksiji. Štoviše, iz detaljnih “radio slika” nekih nama bliskih galaksija proizlazi da se najveća gustoća međuzvjezdanog plina opaža na unutarnjim (u odnosu na središte odgovarajuće galaksije) rubovima spirale, što ima prirodno objašnjenje, na čijim se detaljima ovdje ne možemo zadržavati. Ali upravo se u tim dijelovima spirala metodama optičke astronomije uočavaju "HII zone", odnosno oblaci ioniziranog međuzvjezdanog plina. U pogl. 3 već je rečeno da uzrok ionizacije takvih oblaka može biti samo ultraljubičasto zračenje masivnih vrućih zvijezda - očito mladih objekata (vidi dolje). Središnje mjesto u problemu evolucije zvijezda je pitanje izvora njihove energije. Doista, odakle, na primjer, ogromna količina energije potrebna da se Sunčevo zračenje održava na približno promatranoj razini nekoliko milijardi godina? Svake sekunde Sunce emitira 4x10 33 erga, a tijekom 3 milijarde godina emitira 4x10 50 erga. Nema sumnje da je starost Sunca oko 5 milijardi godina. To proizlazi barem iz suvremenih procjena starosti Zemlje pomoću različitih radioaktivnih metoda. Malo je vjerojatno da je Sunce "mlađe" od Zemlje. U prošlom i početkom ovog stoljeća predlagane su različite hipoteze o prirodi izvora energije Sunca i zvijezda. Neki su znanstvenici, na primjer, vjerovali da izvor solarna energija je kontinuirani pad meteoroida na njegovu površinu; drugi su tražili izvor u kontinuiranoj kompresiji Sunca. Potencijalna energija koja se oslobađa tijekom takvog procesa mogla bi se pod određenim uvjetima pretvoriti u zračenje. Kao što ćemo vidjeti u nastavku, ovaj izvor može biti prilično učinkovit u ranoj fazi evolucije zvijezda, ali ne može osigurati zračenje sa Sunca potrebno vrijeme. Napredak nuklearne fizike omogućio je rješavanje problema izvora zvjezdane energije još u kasnim tridesetim godinama našeg stoljeća. Takav izvor su reakcije termonuklearne fuzije koje se odvijaju u dubinama zvijezda na vrlo visokoj temperaturi koja tamo vlada (reda od deset milijuna Kelvina). Uslijed tih reakcija, čija brzina jako ovisi o temperaturi, protoni se pretvaraju u jezgre helija, a oslobođena energija polako “curi” kroz utrobu zvijezda i na kraju se, znatno transformirana, emitira u svjetski prostor. Ovo je izuzetno snažan izvor. Ako pretpostavimo da se Sunce u početku sastojalo samo od vodika, koji je kao rezultat termo nuklearne reakcije potpuno pretvoren u helij, količina oslobođene energije bit će približno 10 52 erg. Dakle, za održavanje radijacije na promatranoj razini milijardama godina, dovoljno je da Sunce "potroši" najviše 10% svoje početne zalihe vodika. Sada možemo zamisliti evoluciju zvijezde na sljedeći način. Iz nekih razloga (može ih se navesti nekoliko), oblak međuzvjezdanog medija plina i prašine počeo se kondenzirati. Vrlo brzo (naravno, u astronomskim razmjerima!) pod utjecajem sila univerzalna gravitacija iz tog oblaka nastaje relativno gusta neprozirna plinska kugla. Strogo govoreći, ova lopta se još ne može nazvati zvijezdom, jer u njezinim središnjim područjima temperatura nije dovoljna za početak termonuklearnih reakcija. Tlak plina unutar lopte još nije u stanju uravnotežiti sile privlačenja njezinih pojedinih dijelova, pa će se ona neprestano kompresirati. Neki su astronomi ranije vjerovali da su takve "protozvijezde" opažene u pojedinačnim maglicama u obliku vrlo tamnih kompaktnih formacija, takozvanih globula (Sl. 12). Uspjesi radioastronomije, međutim, prisilili su nas da napustimo ovo prilično naivno gledište (vidi dolje). Obično u isto vrijeme ne nastaje jedna protozvijezda, već više ili manje brojna njihova skupina. Nakon toga te skupine postaju zvjezdane asocijacije i klasteri, dobro poznati astronomima. Vrlo je vjerojatno da se u ovoj vrlo ranoj fazi evolucije zvijezde oko nje formiraju nakupine manje mase, koje se potom postupno pretvaraju u planete (vidi Poglavlje 9).Riža. 12. Globule u difuzijskoj maglici
Kada se protozvijezda skupi, njezina temperatura raste i značajan dio se oslobađa potencijalna energija zračila u okolni prostor. Budući da su dimenzije kolapsirajuće plinske kugle vrlo velike, zračenje po jedinici njezine površine bit će beznačajno. Budući da je tok zračenja po jedinici površine proporcionalan četvrtoj temperaturnoj potenciji (Stefan-Boltzmannov zakon), temperatura površinskih slojeva zvijezde je relativno niska, dok je njezin sjaj gotovo isti kao kod obične zvijezde s ista masa. Stoga će se na dijagramu "spektar - sjaj" takve zvijezde nalaziti s desne strane glavni niz, tj. oni će pasti u područje crvenih divova ili crvenih patuljaka, ovisno o vrijednostima njihovih početnih masa. Nakon toga se protozvijezda nastavlja skupljati. Njegove dimenzije postaju sve manje, a površinska temperatura raste, zbog čega spektar postaje sve "raniji". Dakle, krećući se duž dijagrama spektar-svjetlina, protozvijezda će prilično brzo "sjesti" na glavnu sekvencu. Tijekom tog razdoblja temperatura unutrašnjosti zvijezde već je dovoljna da tamo počnu termonuklearne reakcije. Istodobno, tlak plina unutra buduća zvijezda uravnotežuje privlačnost i plinska kugla se prestaje skupljati. Protozvijezda postaje zvijezda. Protozvijezdama je potrebno relativno malo vremena da prođu kroz ovu najraniju fazu svoje evolucije. Ako je, primjerice, masa protozvijezde veća od mase Sunca, potrebno je samo nekoliko milijuna godina, ako je manja, potrebno je nekoliko stotina milijuna godina. Budući da je evolucijsko vrijeme protozvijezda relativno kratko, ovu najraniju fazu razvoja zvijezda teško je otkriti. Ipak, zvijezde u takvom stadiju se očito opažaju. Riječ je o vrlo zanimljivim zvijezdama T Bika, obično ugrađenim u tamne maglice. Godine 1966. sasvim neočekivano postalo je moguće promatrati protozvijezde u ranim fazama njihove evolucije. Već smo u trećem poglavlju ove knjige spomenuli otkriće radioastronomijom niza molekula u međuzvjezdanom mediju, prvenstveno hidroksil OH i vodene pare H2O. Iznenađenje radioastronoma bilo je veliko kada je, promatrajući nebo na valnoj duljini od 18 cm, što odgovara OH radio liniji, svijetlo, izuzetno kompaktno (tj. s malim kutne dimenzije) izvori. To je bilo toliko neočekivano da su isprva odbijali uopće povjerovati da tako svijetle radio linije mogu pripadati hidroksilnoj molekuli. Pretpostavljalo se da te linije pripadaju nekoj nepoznatoj tvari, koja je odmah dobila “prikladan” naziv “misterij”. No, "misterij" je vrlo brzo podijelio sudbinu svoje optičke "braće" - "nebulije" i "korone". Činjenica je da se desetljećima svijetle linije maglica i sunčeve korone nisu mogle identificirati ni s jednom poznatom spektralnom linijom. Stoga su pripisani određenim hipotetskim elementima nepoznatim na zemlji - "nebuliju" i "kruni". Nemojmo se snishodljivo smiješiti neznanju astronoma s početka našeg stoljeća: uostalom, tada nije bilo atomske teorije! Razvoj fizike nije ostavio mjesta u Mendelejevljevom periodnom sustavu za egzotične "nebeske planete": 1927. razotkriven je "nebulij", čije su linije potpuno pouzdano identificirane sa "zabranjenim" linijama ioniziranog kisika i dušika, a 1927. 1939. -1941. Uvjerljivo je pokazano da misteriozne "koronijeve" linije pripadaju višestruko ioniziranim atomima željeza, nikla i kalcija. Ako su bila potrebna desetljeća da se "razotkriju" "nebulium" i "codonia", onda je u roku od nekoliko tjedana nakon otkrića postalo jasno da linije "mysterium" pripadaju običnom hidroksilu, ali samo pod neobičnim uvjetima. Daljnjim promatranjima, prije svega, otkriveno je da izvori "misterija" imaju izuzetno male kutne dimenzije. To je prikazano pomoću tada novog, vrlo učinkovita metoda istraživanje, nazvano "radio interferometrija na vrlo dugim bazama". Suština metode svodi se na istodobna promatranja izvora na dva radioteleskopa koji se nalaze na udaljenosti od nekoliko tisuća kilometara jedan od drugog. Kako se pokazalo, kutna rezolucija određena je omjerom valne duljine i udaljenosti između radioteleskopa. U našem slučaju ta vrijednost može biti ~3x10 -8 rad ili nekoliko tisućinki kutne sekunde! Imajte na umu da je u optičkoj astronomiji takva kutna rezolucija još uvijek potpuno nedostižna. Takva promatranja su pokazala da postoje najmanje tri klase izvora "misterija". Ovdje će nas zanimati izvori 1. klase. Sve one nalaze se unutar plinovito ioniziranih maglica, kao što je poznata Orionova maglica. Kao što je već spomenuto, njihove veličine su izuzetno male, mnogo tisuća puta manje od veličine maglice. Najzanimljivije je to što imaju složenu prostornu strukturu. Razmotrimo, na primjer, izvor smješten u maglici zvanoj W3.
Riža. 13. Profili četiri komponente hidroksilne linije
Na sl. Slika 13 prikazuje profil OH linije koju emitira ovaj izvor. Kao što vidite, sastoji se od velikog broja uskih svijetlih linija. Svaka linija odgovara određenoj brzini kretanja duž vidne linije oblaka koji emitira tu liniju. Veličina te brzine određena je Dopplerovim efektom. Razlika u brzinama (duž linije gledanja) između različitih oblaka doseže ~10 km/s. Gore spomenuta interferometrijska promatranja pokazala su da oblaci koji emitiraju svaku liniju nisu prostorno poravnati. Slika ispada ovako: unutar područja veličine otprilike 1,5 sekunde, oko 10 kompaktnih oblaka kreće se različitim brzinama. Svaki oblak emitira jednu specifičnu (frekvencijsku) liniju. Kutne dimenzije oblaka su vrlo male, reda veličine nekoliko tisućinki lučne sekunde. Budući da je poznata udaljenost do maglice W3 (oko 2000 pc), kutne dimenzije se lako mogu pretvoriti u linearne. Ispada da su linearne dimenzije područja u kojem se kreću oblaci reda veličine 10 -2 pc, a dimenzije svakog oblaka su samo red veličine više udaljenosti od Zemlje do Sunca. Postavljaju se pitanja: kakvi su to oblaci i zašto toliko emitiraju u hidroksilnim radio linijama? Odgovor na drugo pitanje stigao je vrlo brzo. Ispostavilo se da je mehanizam zračenja vrlo sličan onom koji je opažen u laboratorijskim maserima i laserima. Dakle, izvori "mysteriuma" su divovski, prirodni kozmički maseri koji rade na valu hidroksilne linije, čija je duljina 18 cm. Upravo u maserima (i na optičkim i infracrvenim frekvencijama - u laserima) ogromna svjetlina u linija je postignuta, a spektralna širina joj je mala . Kao što je poznato, pojačanje zračenja u linijama zbog ovog efekta moguće je kada se medij u kojem se zračenje širi na neki način “aktivira”. To znači da neki “vanjski” izvor energije (tzv. “pumpanje”) čini koncentraciju atoma ili molekula na početnoj (gornjoj) razini abnormalno visokom. Bez stalnog "pumpanja" maser ili laser je nemoguć. Pitanje prirode mehanizma za "pumpanje" kozmičkih masera još nije u potpunosti riješeno. Međutim, najvjerojatnije "pumpanje" osigurava prilično snažno infracrveno zračenje. Drugi mogući mehanizam pumpanja mogle bi biti određene kemijske reakcije. Vrijedno je prekinuti našu priču o kozmičkim maserima kako bismo razmislili o tome s kakvim se nevjerojatnim fenomenima astronomi susreću u svemiru. Jedan od najvećih tehničkih izuma našeg turbulentnog stoljeća, koji igra značajnu ulogu u znanstvenoj i tehnološkoj revoluciji koju sada doživljavamo, lako se realizira u prirodnim uvjetima i, štoviše, u ogromnim razmjerima! Tok radio emisije nekih kozmičkih masera je toliko velik da bi se mogao detektirati čak i sa tehnička razina radioastronomije prije 35 godina, tj. čak i prije izuma masera i lasera! Da biste to učinili, trebali ste "samo" znati točnu valnu duljinu OH radio veze i biti zainteresirani za problem. Inače, ovo nije prvi put da se najvažniji znanstveni i tehnički problemi s kojima se čovječanstvo suočava realiziraju u prirodnim uvjetima. Termonuklearne reakcije koje podržavaju zračenje Sunca i zvijezda (vidi dolje) potaknule su razvoj i provedbu projekata proizvodnje nuklearnog “goriva” na Zemlji, što bi u budućnosti trebalo riješiti sve naše energetske probleme. Nažalost, još smo daleko od rješenja ovog najvažnijeg problema, koji je priroda riješila “lako”. Prije stoljeće i pol osn valna teorija Fresnel je primijetio (drugom prilikom, naravno): "Priroda se smije našim poteškoćama." Kao što vidimo, Fresnelova opaska danas je još točnija. Vratimo se, međutim, kozmičkim maserima. Iako mehanizam za "pumpanje" ovih masera još uvijek nije sasvim jasan, ipak se može dobiti gruba predodžba o fizičkim uvjetima u oblacima koji emitiraju liniju od 18 cm pomoću mehanizma masera. Prije svega, pokazalo se da ovi oblaci su prilično gusti: u kubični centimetar postoji najmanje 10 8 -10 9 čestica, a značajan (a možda i najveći) dio njih su molekule. Temperatura vjerojatno neće prijeći dvije tisuće Kelvina, najvjerojatnije je oko 1000 Kelvina. Ta se svojstva oštro razlikuju od svojstava čak i najgušćih oblaka međuzvjezdanog plina. Uzimajući u obzir relativno malu veličinu oblaka, nehotice dolazimo do zaključka da oni više nalikuju proširenim, prilično hladnim atmosferama superdivovskih zvijezda. Vrlo je vjerojatno da ti oblaci nisu ništa više od ranog stadija u razvoju protozvijezda, odmah nakon njihove kondenzacije iz međuzvjezdanog medija. I druge činjenice idu u prilog ovoj tvrdnji (koju je autor ove knjige iznio još 1966. godine). U maglicama u kojima se promatraju kozmički maseri vidljive su mlade, vruće zvijezde (vidi dolje). Posljedično, proces formiranja zvijezda tamo je nedavno završio i najvjerojatnije se nastavlja i danas. Možda je najzanimljivija stvar da su, kao što pokazuju radioastronomska promatranja, kozmički maseri ove vrste, takoreći, "uronjeni" u male, vrlo guste oblake ioniziranog vodika. Mnogo ih je u ovim oblacima kozmička prašina, što ih čini nevidljivim u optičkom rasponu. Takve "čahure" ionizira mlada, vruća zvijezda koja se nalazi u njima. Infracrvena astronomija se pokazala vrlo korisnom u proučavanju procesa stvaranja zvijezda. Doista, za infracrvene zrake, međuzvjezdana apsorpcija svjetlosti nije toliko značajna. Sada možemo zamisliti sljedeću sliku: iz oblaka međuzvjezdanog medija njegovom kondenzacijom nastaje nekoliko nakupina različitih masa koje se razvijaju u protozvijezde. Brzina evolucije je drugačija: za masivnije nakupine bit će veća (vidi tablicu 2 u nastavku). Stoga će se najmasivnija nakupina prvo pretvoriti u vruću zvijezdu, dok će se ostatak više ili manje dugo zadržati na stupnju protozvijezde. Promatramo ih kao izvore maserskog zračenja u neposrednoj blizini "novorođene" vruće zvijezde, ionizirajući "čahuru" vodika koji se nije kondenzirao u nakupine. Naravno, ova gruba shema će se dodatno doraditi i, naravno, napraviti značajne izmjene. Ali činjenica ostaje: neočekivano se pokazalo da neko vrijeme (najvjerojatnije relativno kratko) novorođene protozvijezde, slikovito rečeno, “vrište” o svom rođenju, koristeći najnovije metode kvantne radiofizike (tj. masere)... 2 godine kasnijim godinama nakon otkrića kozmičkih masera na hidroksilu (linija 18 cm) - utvrđeno je da isti izvori istovremeno emitiraju (također maserskim mehanizmom) liniju vodene pare valne duljine 1,35 cm. “vodeni” maser je čak i veći od onog kod “hidroksilnog”. Oblaci koji emitiraju H2O liniju, iako se nalaze u istom malom volumenu kao "hidroksilni" oblaci, kreću se različitim brzinama i mnogo su kompaktniji. Ne može se isključiti da će druge maserske linije* biti otkrivene u bliskoj budućnosti. Tako se sasvim neočekivano okrenula radioastronomija klasični problem formiranje zvijezda u grani promatračke astronomije**. Nakon što se nađe na glavnom nizu i prestane kontrahirati, zvijezda dugo zrači, praktički ne mijenjajući svoj položaj na dijagramu spektar-luminoznost. Njegovo zračenje potpomognuto je termonuklearnim reakcijama koje se odvijaju u središnjim područjima. Dakle, glavni niz je, takoreći, geometrijsko mjesto točaka na dijagramu spektar-luminoznost gdje zvijezda (ovisno o svojoj masi) može emitirati dugo i postojano zbog termonuklearnih reakcija. Mjesto zvijezde u glavnom nizu određeno je njezinom masom. Treba napomenuti da postoji još jedan parametar koji određuje položaj ravnotežne emitirajuće zvijezde na dijagramu spektar-luminoznost. Ovaj parametar je početni kemijski sastav zvijezde. Ako se relativna zastupljenost teških elemenata smanji, zvijezda će "pasti" na donjem dijagramu. To je ta okolnost koja objašnjava prisutnost niza subpatuljaka. Kao što je gore spomenuto, relativno obilje teških elemenata u ovim zvijezdama je desetke puta manje nego u zvijezdama glavnog niza. Vrijeme zadržavanja zvijezde na glavnom nizu određeno je njezinom početnom masom. Ako je masa velika, zračenje zvijezde ima ogromnu snagu i ona brzo troši zalihe vodikovog "goriva". Na primjer, zvijezde glavnog niza s masom nekoliko desetaka puta većom od Sunca (to su vrući plavi divovi spektralne klase O) mogu postojano emitirati dok ostaju na ovom nizu samo nekoliko milijuna godina, dok zvijezde s masom blizu solarne, bile su na glavnom nizu 10-15 milijardi godina. Dolje je tablica. 2, dajući izračunato trajanje gravitacijske kompresije i ostanak na glavnom nizu za zvijezde različitih spektralnih klasa. Ista tablica prikazuje vrijednosti masa, polumjera i sjaja zvijezda u solarnim jedinicama.
tablica 2
| godine | |||||
|
Spektralna klasa |
Svjetlost |
gravitacijska kompresija |
ostati na glavnoj sekvenci | ||
|
G2 (sunce) |
|||||
Riža. 14. Evolucijski tragovi zvijezda različitih masa na dijagramu luminoznost-temperatura
Riža. 15. Hertzsprung-Russell dijagram za zvjezdani skup NGC 2254
Riža. 16. Hertzsprung - Russell dijagram za kuglasti skup M 3. Po okomitoj osi - relativna veličina
Odgovarajući dijagram jasno prikazuje cijeli glavni niz, uključujući njegov vrh lijeva strana, gdje se nalaze vruće masivne zvijezde (indeks boje - 0,2 odgovara temperaturi od 20 tisuća K, tj. spektru klase B). Kuglasti skup M3 je "stari" objekt. Jasno je vidljivo da u gornjem dijelu glavnog sekvencijskog dijagrama konstruiranog za ovaj skup gotovo da i nema zvijezda. Ali grana crvenog diva M 3 vrlo je bogato zastupljena, dok NGC 2254 ima vrlo malo crvenih divova. To je razumljivo: stari klaster ima M 3 veliki broj zvijezde su već “napustile” glavni niz, dok se u mladom skupu NGC 2254 to dogodilo samo s malim brojem relativno masivnih zvijezda koje se brzo razvijaju. Važno je napomenuti da divovska grana za M 3 ide prilično strmo prema gore, dok je za NGC 2254 gotovo horizontalna. S teorijskog gledišta, to se može objasniti znatno nižim sadržajem teških elemenata u M 3. I doista, u zvijezdama globularnih klastera (kao iu drugim zvijezdama koje se koncentriraju ne toliko prema galaktičkoj ravnini koliko prema galaktičkom središtu), relativno obilje teških elemenata je beznačajno. U dijagramu “indeks boje - luminoznost” za M 3 vidljiva je još jedna gotovo vodoravna grana. Ne postoji slična grana u dijagramu konstruiranom za NGC 2254. Teorija objašnjava pojavu ove grane na sljedeći način. Nakon što temperatura kontrahirajuće guste helijeve jezgre zvijezde - crvenog diva - dosegne 100-150 milijuna K, tamo će se početi odvijati nova nuklearna reakcija. Ova reakcija sastoji se od stvaranja jezgre ugljika iz tri jezgre helija. Čim ova reakcija započne, kompresija jezgre će prestati. Naknadno, površinski slojevi
zvijezde povećavaju svoju temperaturu i zvijezda na dijagramu spektar-luminoznost će se pomaknuti ulijevo. Od takvih zvijezda nastaje treća horizontalna grana dijagrama za M 3.
Riža. 17. Sažetak Hertzsprung-Russell dijagram za 11 zvjezdanih jata
Na sl. Slika 17 shematski prikazuje sažeti dijagram "boja-luminoznost" za 11 klastera, od kojih su dva (M 3 i M 92) globularna. Jasno je vidljivo kako se glavne sekvence različitih klastera "savijaju" udesno i prema gore u potpunom skladu s teorijske ideje, o kojima je već bilo riječi. Od sl. 17 odmah se može odrediti koji su grozdovi mladi, a koji stari. Na primjer, "dvostruki" klaster X i h Perzej je mlad. "Sačuvao" je značajan dio glavne sekvence. Stariji je skup M 41, još stariji je skup Hijade, a vrlo je star skup M 67, čiji je dijagram boja-luminoznost vrlo sličan sličnom dijagramu za kuglaste skupove M 3 i M 92. Samo divovski grana globularnih klastera je viša u skladu s razlikama u kemijskom sastavu o kojima je ranije bilo riječi. Dakle, podaci promatranja u potpunosti potvrđuju i opravdavaju zaključke teorije. Čini se da je teško očekivati promatračku provjeru teorije procesa u zvjezdanim unutrašnjostima, koje su od nas skrivene golemom debljinom zvjezdane materije. Pa ipak, teorija je i ovdje stalno kontrolirana praksom. astronomska promatranja. Treba napomenuti da je sastavljanje velikog broja dijagrama boja-luminoznost zahtijevalo ogroman rad promatrača astronoma i radikalno poboljšanje metoda promatranja. S druge strane, uspjeh teorije unutarnja struktura a evolucija zvijezda bila bi nemoguća bez moderne računalne tehnologije temeljene na korištenju brzih elektroničkih računskih strojeva. Istraživanja u području nuklearne fizike također su pružila neprocjenjivu uslugu teoriji, omogućivši dobivanje kvantitativne karakteristike te nuklearne reakcije koje se odvijaju u unutrašnjosti zvijezda. Bez pretjerivanja možemo reći da je razvoj teorije o građi i evoluciji zvijezda jedno od najvećih dostignuća u astronomiji druge polovice 20. stoljeća. Razvoj moderne fizike otvara mogućnost izravne promatračke provjere teorije o unutarnjoj građi zvijezda, a posebice Sunca. Riječ je o o mogućnosti detektiranja snažnog toka neutrina, koji bi trebalo emitirati Sunce ako se u njegovim dubinama odvijaju nuklearne reakcije. Dobro je poznato da neutrini izuzetno slabo međudjeluju s drugim elementarne čestice. Na primjer, neutrino može proletjeti kroz cijelu debljinu Sunca gotovo bez apsorpcije, dok rendgensko zračenje može proći kroz samo nekoliko milimetara materije u unutrašnjosti Sunca bez apsorpcije. Ako zamislimo da snažan snop neutrina s energijom svake čestice u
Termonuklearna fuzija u unutrašnjosti zvijezda
U to vrijeme, za zvijezde s masom većom od 0,8 Sunčeve mase, jezgra postaje prozirna za zračenje, a prijenos energije zračenja u jezgri prevladava, dok ljuska na vrhu ostaje konvektivna. Nitko sa sigurnošću ne zna kako zvijezde manje mase stižu na glavnu sekvencu, jer vrijeme koje te zvijezde provode u mladoj kategoriji premašuje starost Svemira. Sve naše ideje o evoluciji ovih zvijezda temelje se na numeričkim proračunima.
Kako se zvijezda skuplja, tlak degeneriranog elektronskog plina počinje rasti, a na određenom polumjeru zvijezde taj tlak zaustavlja porast središnje temperature, a zatim je počinje snižavati. A za zvijezde manje od 0,08 to se pokazalo kobnim: energija oslobođena tijekom nuklearnih reakcija nikada neće biti dovoljna da pokrije troškove zračenja. Takve podzvijezde nazivamo smeđim patuljcima, a njihova sudbina je stalna kompresija dok je ne zaustavi pritisak degeneriranog plina, a zatim postupno hlađenje uz zaustavljanje svih nuklearnih reakcija.
Mlade zvijezde srednje mase
Mlade zvijezde srednje mase (od 2 do 8 puta veće od mase Sunca) kvalitativno se razvijaju na potpuno isti način kao i njihove manje sestre, osim što nemaju konvektivne zone sve do glavnog niza.
Objekti ovog tipa povezani su s tzv. Ae\Be Herbitove zvijezde s nepravilnim varijablama spektralnog tipa B-F5. Također imaju bipolarne jet diskove. Brzina istjecanja, luminoznost i efektivna temperatura znatno su veći nego za τ Taurus, pa učinkovito zagrijavaju i raspršuju ostatke protozvjezdanog oblaka.
Mlade zvijezde s masom većom od 8 Sunčevih masa
Zapravo, to su već normalne zvijezde. Dok se gomilala masa hidrostatske jezgre, zvijezda je uspjela preskočiti sve međustupnjeve i zagrijati nuklearne reakcije do te mjere da su nadoknadile gubitke zbog zračenja. Te izlazne zvijezde imaju masu i sjaj toliko velike da ne zaustavljaju samo kolaps preostalih vanjska područja, ali ih gura natrag. Stoga je masa nastale zvijezde osjetno manja od mase protozvjezdanog oblaka. Najvjerojatnije to objašnjava nepostojanje zvijezda u našoj galaksiji više od 100-200 puta veće od mase Sunca.
Srednji životni ciklus zvijezde
Među formiranim zvijezdama postoji velika raznolikost boja i veličina. Oni se kreću u spektralnom tipu od vruće plave do hladne crvene, au masi - od 0,08 do više od 200 solarnih masa. Sjaj i boja zvijezde ovise o temperaturi njezine površine, koja je pak određena njezinom masom. To je to, nove zvijezde “zauzimaju svoja mjesta” na glavnoj sekvenci prema svom kemijski sastav i masa. Ne govorimo o fizičkom kretanju zvijezde - samo o njezinom položaju na naznačenom dijagramu, ovisno o parametrima zvijezde. To jest, zapravo govorimo samo o promjeni parametara zvijezde.
Što će se dalje dogoditi opet ovisi o masi zvijezde.
Kasnije godine i smrt zvijezda
Stare zvijezde male mase
Do danas se sa sigurnošću ne zna što se događa s lakim zvijezdama nakon što im se potroše zalihe vodika. Budući da je svemir star 13,7 milijardi godina, što nije dovoljno dugo da iscrpi svoje zalihe vodikovog goriva, moderne teorije temelje se na računalnom modeliranju procesa koji se odvijaju u takvim zvijezdama.
Neke zvijezde mogu spojiti helij samo u određenim aktivnim područjima, uzrokujući nestabilnost i jake solarne vjetrove. U ovom slučaju ne dolazi do stvaranja planetarne maglice, a zvijezda samo isparava, postajući još manja od smeđeg patuljka.
Ali zvijezda mase manje od 0,5 solarne nikada neće moći sintetizirati helij čak ni nakon što u jezgri prestanu reakcije koje uključuju vodik. Njihov zvjezdani omotač nije dovoljno masivan da nadvlada pritisak koji stvara jezgra. Ove zvijezde uključuju crvene patuljke (kao što je Proxima Centauri), koji su bili na glavnom nizu stotinama milijardi godina. Nakon prestanka u njihovoj jezgri termonuklearne reakcije, oni će, postupno se hladeći, nastaviti slabo emitirati u infracrvenom i mikrovalnom području elektromagnetskog spektra.
Zvijezde srednje veličine
Kada zvijezda prosječne veličine (od 0,4 do 3,4 Sunčeve mase) dosegne fazu crvenog diva, njezini vanjski slojevi nastavljaju se širiti, jezgra se skuplja i počinju reakcije sintetiziranja ugljika iz helija. Fuzija oslobađa puno energije, dajući zvijezdi privremenu odgodu. Za zvijezdu slične veličine kao Sunce, ovaj proces može trajati oko milijardu godina.
Promjene u količini emitirane energije uzrokuju da zvijezda prolazi kroz razdoblja nestabilnosti, uključujući promjene u veličini, površinskoj temperaturi i izlaznoj energiji. Izlazna energija se pomiče prema niskofrekventnom zračenju. Sve to prati sve veći gubitak mase zbog jakih solarnih vjetrova i intenzivnih pulsacija. Zvijezde u ovoj fazi nazivaju se zvijezde kasnog tipa, OH -IR zvijezde ili zvijezde slične Miri, ovisno o njihovim točnim karakteristikama. Izbačeni plin je relativno bogat teškim elementima proizvedenim u unutrašnjosti zvijezde, kao što su kisik i ugljik. Plin formira ljusku koja se širi i hladi se dok se udaljava od zvijezde, omogućujući stvaranje čestica prašine i molekula. S jakim infracrvenim zračenjem središnje zvijezde u takvim se školjkama stvaraju idealni uvjeti za aktivaciju masera.
Reakcije izgaranja helija vrlo su osjetljive na temperaturu. Ponekad to dovodi do velike nestabilnosti. Dolazi do snažnih pulsacija, koje na kraju predaju dovoljno kinetičke energije vanjskim slojevima da budu izbačeni i postanu planetarna maglica. U središtu maglice ostaje jezgra zvijezde, koja se, kako se hladi, pretvara u helijevog bijelog patuljka, obično mase do 0,5-0,6 solarne i promjera reda promjera Zemlje. .
Bijeli patuljci
Velika većina zvijezda, uključujući Sunce, završava svoju evoluciju skupljanjem sve dok pritisak degeneriranih elektrona ne uravnoteži gravitaciju. U tom stanju, kada se veličina zvijezde smanji za sto puta, a gustoća postane milijun puta veća od gustoće vode, zvijezda se naziva bijeli patuljak. Lišen je izvora energije i, postupno se hladeći, postaje taman i nevidljiv.
U zvijezdama masivnijim od Sunca, pritisak degeneriranih elektrona ne može obuzdati kompresiju jezgre i nastavlja se sve dok se većina čestica ne pretvori u neutrone, tako zbijene da se veličina zvijezde mjeri u kilometrima i iznosi 100 milijun puta gušća voda. Takav se objekt naziva neutronska zvijezda; njegova se ravnoteža održava pritiskom degenerirane neutronske materije.
Supermasivne zvijezde
Nakon što se vanjski slojevi zvijezde s masom većom od pet solarnih masa rasprše i formiraju crveni superdiv, jezgra se počinje sabijati zbog gravitacijskih sila. Kako se kompresija povećava, temperatura i gustoća rastu, te započinje novi slijed termonuklearnih reakcija. U takvim reakcijama sintetiziraju se teški elementi koji privremeno zaustavljaju kolaps jezgre.
U konačnici, kako obrazovanje napreduje, sve više i više teški elementi periodnog sustava, željezo-56 se sintetizira iz silicija. Do ove točke sinteza elemenata oslobađala je veliku količinu energije, ali jezgra željeza -56 ima najveći defekt mase i stvaranje težih jezgri je nepovoljno. Stoga, kada željezna jezgra zvijezde dosegne određenu vrijednost, tlak u njoj više nije u stanju izdržati kolosalnu silu gravitacije, te dolazi do trenutnog kolapsa jezgre s neutronizacijom njezine materije.
Što se dalje događa nije sasvim jasno. No što god da je, uzrokuje eksploziju supernove nevjerojatne snage u nekoliko sekundi.
Prateća eksplozija neutrina izaziva udarni val. Snažni mlazovi neutrina i rotirajuće magnetsko polje istiskuju veliki dio akumuliranog materijala zvijezde - takozvane elemente klice, uključujući željezo i lakše elemente. Tvar koja eksplodira bombardiraju neutroni emitirani iz jezgre, hvatajući ih i tako stvarajući skup elemenata težih od željeza, uključujući one radioaktivne, sve do urana (a možda čak i kalifornija). Dakle, eksplozije supernove objašnjavaju prisutnost elemenata težih od željeza u međuzvjezdanoj tvari.
Eksplozivni val i mlazovi neutrina odnose materijal dalje od umiruća zvijezda u međuzvjezdani prostor. Naknadno, krećući se kroz svemir, ovaj materijal supernove može se sudariti s drugim svemirskim otpadom i možda sudjelovati u formiranju novih zvijezda, planeta ili satelita.
Procesi koji se odvijaju tijekom formiranja supernove još se proučavaju i za sada nema jasnoće po tom pitanju. Također je upitno što je zapravo ostalo od izvorne zvijezde. Međutim, razmatraju se dvije mogućnosti:
Neutronske zvijezde
Poznato je da u nekim supernovama jaka gravitacija u dubini supergiganta uzrokuje pad elektrona u atomsku jezgru, gdje se stapaju s protonima i stvaraju neutrone. Elektromagnetske sile koje razdvajaju obližnje jezgre nestaju. Jezgra zvijezde sada je gusta lopta od atomske jezgre i pojedinačnih neutrona.
Takve zvijezde, poznate kao neutronske zvijezde, izuzetno su male - ne više od veliki grad, a imaju nezamislivo veliku gustoću. Njihovo orbitalno razdoblje postaje iznimno kratko kako se veličina zvijezde smanjuje (zbog očuvanja kutne količine gibanja). Neki naprave 600 okretaja u sekundi. Kada os koja spaja sjever i jug magnetski pol Od ove brzo rotirajuće zvijezde koja je usmjerena prema Zemlji, moguće je otkriti puls zračenja koji se ponavlja u intervalima jednakim orbitalnom periodu zvijezde. Takve neutronske zvijezde nazvane su "pulsari" i postale su prve otkrivene. neutronske zvijezde.
Crne rupe
Ne postaju sve supernove neutronske zvijezde. Ako zvijezda ima dovoljno veliku masu, tada će se kolaps zvijezde nastaviti i sami neutroni će početi padati prema unutra sve dok njen radijus ne postane manji od Schwarzschildovog radijusa. Nakon toga zvijezda postaje crna rupa.
Opća teorija relativnosti predvidjela je postojanje crnih rupa. Prema općoj teoriji relativnosti, materija i informacija ni pod kojim uvjetima ne mogu napustiti crnu rupu. Međutim, kvantna mehanika dopušta iznimke od ovog pravila.
Ostao je broj otvorena pitanja. Glavni među njima: "Postoje li uopće crne rupe?" Uostalom, da bismo sa sigurnošću rekli da je određeni objekt crna rupa, potrebno je promatrati njegov horizont događaja. Svi pokušaji da se to učini završili su neuspjehom. Ali još uvijek postoji nada, budući da se neki objekti ne mogu objasniti bez uključivanja akrecije i akrecije na objekt bez čvrste površine, ali to ne dokazuje samo postojanje crnih rupa.
Otvorena su i pitanja: je li moguće da zvijezda kolabira direktno u crnu rupu, zaobilazeći supernovu? Postoje li supernove koje će kasnije postati crne rupe? Kakav je točan utjecaj početne mase zvijezde na formiranje objekata na kraju njezina životnog ciklusa?
Bilješke
vidi također
Linkovi
- Evolucija zvijezda (Fizička enciklopedija)
Zaklada Wikimedia. 2010.
Pogledajte što je "evolucija zvijezda" u drugim rječnicima:
- (od latinskog evolutio raspoređivanje), u širem smislu sinonim za razvoj; procesi promjena (koji se nazivaju ireverzibilnim) koji se događaju u živoj i neživoj prirodi, kao iu društveni sustavi. E. može dovesti do komplikacija, diferencijacije, povećanja... ... Filozofska enciklopedija
Proučavanje evolucije zvijezda nemoguće je promatranjem samo jedne zvijezde - mnoge se promjene na zvijezdama događaju presporo da bi se primijetile čak i nakon mnogo stoljeća. Stoga znanstvenici proučavaju mnoge zvijezde, od kojih je svaka u određenoj fazi svog životnog ciklusa. Tijekom posljednjih nekoliko desetljeća modeliranje strukture zvijezda pomoću računalne tehnologije postalo je rašireno u astrofizici.
Enciklopedijski YouTube
1 / 5
✪ Zvijezde i zvjezdana evolucija (pripovijeda astrofizičar Sergej Popov)
✪ Zvijezde i zvjezdana evolucija (pripovijedaju Sergej Popov i Ilgonis Vilks)
✪ Evolucija zvijezda. Evolucija plavog diva u 3 minute
✪ S. A. Lamzin - “Stellar Evolution”
✪ Surdin V.G. Zvjezdana evolucija 1. dio
titlovi
Termonuklearna fuzija u unutrašnjosti zvijezda
Mlade zvijezde
Proces nastanka zvijezda može se opisati na jedinstven način, ali kasniji stupnjevi evolucije zvijezde gotovo u potpunosti ovise o njezinoj masi, a tek na samom kraju evolucije zvijezde njen kemijski sastav može igrati ulogu.
Mlade zvijezde male mase
Mlade zvijezde male mase (do tri Sunčeve mase) [ ], koje se približavaju glavnoj sekvenci, potpuno su konvektivne - proces konvekcije pokriva cijelo tijelo zvijezde. To su u biti protozvijezde, u čijim središtima nuklearne reakcije tek počinju, a svo zračenje nastaje uglavnom zbog gravitacijske kompresije. Dok se ne uspostavi hidrostatska ravnoteža, sjaj zvijezde opada pri konstantnoj efektivnoj temperaturi. Na Hertzsprung-Russell dijagramu takve zvijezde tvore gotovo okomitu stazu koja se naziva Hayashijeva staza. Kako se kompresija usporava, mlada se zvijezda približava glavnoj sekvenci. Objekti ove vrste povezani su sa zvijezdama T Bika.
U to vrijeme, za zvijezde s masom većom od 0,8 Sunčeve mase, jezgra postaje prozirna za zračenje, a prijenos energije zračenja u jezgri postaje dominantan, budući da je konvekcija sve više ometena sve većim zbijanjem zvjezdane tvari. U vanjskim slojevima tijela zvijezde prevladava konvektivni prijenos energije.
Ne zna se pouzdano kakve karakteristike imaju zvijezde manje mase u trenutku ulaska u glavni niz, budući da vrijeme koje su te zvijezde provele u mladoj kategoriji premašuje starost Svemira [ ] . Sve ideje o evoluciji ovih zvijezda temelje se samo na numeričkim proračunima i matematičkom modeliranju.
Kako se zvijezda skuplja, tlak degeneriranog elektronskog plina počinje rasti i kada se postigne određeni radijus zvijezde, kompresija prestaje, što dovodi do zaustavljanja daljnjeg porasta temperature u jezgri zvijezde uzrokovanog kompresije, a zatim do njenog smanjenja. Za zvijezde manje od 0,0767 Sunčeve mase to se ne događa: energija oslobođena tijekom nuklearnih reakcija nikada nije dovoljna da uravnoteži unutarnji tlak i gravitacijsku kompresiju. Takve "podzvijezde" emitiraju više energije nego što se proizvede tijekom termonuklearnih reakcija i klasificiraju se kao takozvani smeđi patuljci. Njihova je sudbina konstantno sažimanje dok ga pritisak degeneriranog plina ne zaustavi, a potom postupno hlađenje uz prekid svih započetih termonuklearnih reakcija.
Mlade zvijezde srednje mase
Mlade zvijezde srednje mase (od 2 do 8 solarnih masa) [ ] kvalitativno se razvijaju na potpuno isti način kao i njihova manja sestra i braća, s tim da nemaju konvektivne zone do glavne sekvence.
Objekti ovog tipa povezani su s tzv. Ae\Be Herbigove zvijezde s nepravilnim varijablama spektralnog razreda B-F0. Također izlažu diskove i bipolarne mlaznice. Brzina istjecanja tvari s površine, luminoznost i efektivna temperatura znatno su veći nego kod T Tauri, pa učinkovito zagrijavaju i raspršuju ostatke protozvjezdanog oblaka.
Mlade zvijezde s masom većom od 8 Sunčevih masa
Zvijezde s takvim masama već imaju karakteristike normalnih zvijezda, budući da su prošle kroz sve međufaze i uspjele postići takvu brzinu nuklearnih reakcija koja je kompenzirala izgubljenu energiju zbog zračenja dok se masa akumulirala za postizanje hidrostatske ravnoteže jezgre. Za te su zvijezde odljev mase i sjaja toliko veliki da ne samo da zaustavljaju gravitacijski kolaps vanjskih područja molekularnog oblaka koji još nisu postali dio zvijezde, već ih, naprotiv, raspršuju. Stoga je masa nastale zvijezde osjetno manja od mase protozvjezdanog oblaka. Najvjerojatnije to objašnjava nepostojanje zvijezda u našoj galaksiji s masom većom od oko 300 solarnih masa.
Srednji životni ciklus zvijezde
Zvijezde dolaze u velikom izboru boja i veličina. Po spektralnom tipu kreću se od vruće plave do hladno crvene, a po masi - od 0,0767 do oko 300 solarnih masa, prema najnovijim procjenama. Sjaj i boja zvijezde ovise o temperaturi njezine površine, koja je pak određena njezinom masom. Sve nove zvijezde "zauzimaju svoje mjesto" na glavnom nizu prema svom kemijskom sastavu i masi. Naravno, ne govorimo o fizičkom kretanju zvijezde - samo o njezinom položaju na naznačenom dijagramu, ovisno o parametrima zvijezde. Zapravo, kretanje zvijezde duž dijagrama odgovara samo promjeni parametara zvijezde.
Termonuklearno "spaljivanje" materije, nastavljeno na novoj razini, uzrokuje monstruoznu ekspanziju zvijezde. Zvijezda "bubri", postaje vrlo "labava", a njena veličina se povećava otprilike 100 puta. Tako zvijezda postaje crveni div, a faza gorenja helija traje oko nekoliko milijuna godina. Gotovo svi crveni divovi su promjenjive zvijezde.
Završne faze evolucije zvijezda
Stare zvijezde male mase
Trenutačno se pouzdano ne zna što se događa s lakim zvijezdama nakon što se iscrpe zalihe vodika u njihovim jezgrama. Budući da je starost Svemira 13,7 milijardi godina, što nije dovoljno da iscrpi zalihe vodikovog goriva u takvim zvijezdama, moderne teorije temelje se na računalnim simulacijama procesa koji se odvijaju u takvim zvijezdama.
Neke zvijezde mogu sintetizirati helij samo u određenim aktivnim zonama, što uzrokuje nestabilnost i jake zvjezdane vjetrove. U ovom slučaju ne dolazi do stvaranja planetarne maglice, a zvijezda samo isparava, postajući još manja od smeđeg patuljka [ ] .
Zvijezda s masom manjom od 0,5 solarne nije u stanju pretvoriti helij čak ni nakon što se reakcije koje uključuju vodik zaustave u njezinoj jezgri - masa takve zvijezde premala je da omogući novu fazu gravitacijske kompresije do stupnja dovoljnog za "zapaljenje" helij Takve zvijezde uključuju crvene patuljke, kao što je Proxima Centauri, čije se vrijeme zadržavanja na glavnom nizu kreće od desetaka milijardi do desetaka bilijuna godina. Nakon prestanka termonuklearnih reakcija u njihovim jezgrama, oni će, postupno se hladeći, nastaviti slabo emitirati u infracrvenom i mikrovalnom području elektromagnetskog spektra.
Zvijezde srednje veličine
Po dosezanju zvijezda srednje veličine (od 0,4 do 3,4 Sunčeve mase) [ ] faze crvenog diva, u njegovoj jezgri nestaje vodika i počinju reakcije sinteze ugljika iz helija. Taj se proces događa pri višim temperaturama i stoga se protok energije iz jezgre povećava i, kao rezultat toga, vanjski slojevi zvijezde počinju se širiti. Početak sinteze ugljika označava novu fazu u životu zvijezde i traje još neko vrijeme. Za zvijezdu slične veličine kao Sunce, ovaj proces može trajati oko milijardu godina.
Promjene u količini emitirane energije uzrokuju da zvijezda prolazi kroz razdoblja nestabilnosti, uključujući promjene u veličini, površinskoj temperaturi i oslobađanju energije. Izlazna energija se pomiče prema niskofrekventnom zračenju. Sve to prati sve veći gubitak mase zbog jakih zvjezdanih vjetrova i intenzivnih pulsacija. Zvijezde u ovoj fazi nazivaju se “zvijezde kasnog tipa” (također “zvijezde u mirovini”), OH -IR zvijezde ili zvijezde slične Miri, ovisno o njihovim točnim karakteristikama. Izbačeni plin je relativno bogat teškim elementima proizvedenim u unutrašnjosti zvijezde, kao što su kisik i ugljik. Plin formira ljusku koja se širi i hladi se dok se udaljava od zvijezde, omogućujući stvaranje čestica prašine i molekula. S jakim infracrvenim zračenjem zvijezde izvora u takvim se ljuskama stvaraju idealni uvjeti za aktivaciju kozmičkih masera.
Reakcije termonuklearnog izgaranja helija vrlo su osjetljive na temperaturu. Ponekad to dovodi do velike nestabilnosti. Javljaju se jake pulsacije, koje kao rezultat daju dovoljno ubrzanja vanjskim slojevima da se odbace i pretvore u planetarnu maglicu. U središtu takve maglice ostaje gola jezgra zvijezde u kojoj prestaju termonuklearne reakcije, a hlađenjem se pretvara u helijevog bijelog patuljka, obično mase do 0,5-0,6 Sunčeve mase i promjera reda promjera Zemlje.
Velika većina zvijezda, uključujući Sunce, završava svoju evoluciju skupljajući se sve dok pritisak degeneriranih elektrona ne uravnoteži gravitaciju. U tom stanju, kada se veličina zvijezde smanji za sto puta, a gustoća postane milijun puta veća od gustoće vode, zvijezda se naziva bijeli patuljak. Lišen je izvora energije i, postupno se hladi, postaje nevidljivi crni patuljak.
U zvijezdama masivnijim od Sunca, pritisak degeneriranih elektrona ne može zaustaviti daljnju kompresiju jezgre, te se elektroni počinju “utiskivati” u atomske jezgre, čime se protoni pretvaraju u neutrone, između kojih nema elektrostatskih sila odbijanja. Ta neutronizacija materije dovodi do toga da se veličina zvijezde, koja je sada zapravo jedna golema atomska jezgra, mjeri nekoliko kilometara, a njezina gustoća je 100 milijuna puta veća od gustoće vode. Takav se objekt naziva neutronska zvijezda; njegova se ravnoteža održava pritiskom degenerirane neutronske materije.
Supermasivne zvijezde
Nakon što zvijezda mase veće od pet solarnih masa uđe u stadij crvenog superdiva, njezina se jezgra počinje smanjivati pod utjecajem gravitacije. Kako kompresija napreduje, temperatura i gustoća se povećavaju i započinje novi slijed termonuklearnih reakcija. U takvim reakcijama sintetiziraju se sve teži elementi: helij, ugljik, kisik, silicij i željezo, što privremeno zaustavlja kolaps jezgre.
Kao rezultat toga, kako se formiraju sve teži elementi periodnog sustava, željezo-56 se sintetizira iz silicija. U ovoj fazi daljnja egzotermna termonuklearna fuzija postaje nemoguća, budući da jezgra željeza-56 ima maksimalni defekt mase i stvaranje težih jezgri uz oslobađanje energije je nemoguće. Stoga, kada željezna jezgra zvijezde dosegne određenu veličinu, tlak u njoj više nije u stanju izdržati težinu gornjih slojeva zvijezde, te dolazi do trenutnog kolapsa jezgre s neutronizacijom njezine materije.
Što se dalje događa još nije potpuno jasno, ali, u svakom slučaju, procesi koji se odvijaju u nekoliko sekundi dovode do eksplozije supernove nevjerojatne snage.
Snažni mlazovi neutrina i rotirajuće magnetsko polje istiskuju velik dio akumuliranog materijala zvijezde. [ ] - tzv. elementi za sjedenje, uključujući željezne i lakše elemente. Tvar koja eksplodira bombardiraju neutroni koji izlaze iz zvjezdane jezgre, hvataju ih i tako stvaraju skup elemenata težih od željeza, uključujući one radioaktivne, do urana (a možda čak i kalifornija). Dakle, eksplozije supernove objašnjavaju prisutnost elemenata težih od željeza u međuzvjezdanoj tvari, ali to nije jedino mogući način njihov nastanak, što npr. pokazuju tehnecijeve zvijezde.
Eksplozivni val i mlazovi neutrina odnose materiju dalje od umiruće zvijezde [ ] u međuzvjezdani prostor. Naknadno, dok se hladi i kreće kroz svemir, ovaj materijal supernove može se sudarati s drugim kozmičkim "otpadima" i, moguće, sudjelovati u formiranju novih zvijezda, planeta ili satelita.
Procesi koji se odvijaju tijekom formiranja supernove još se proučavaju i za sada nema jasnoće po tom pitanju. Također je upitno što je zapravo ostalo od izvorne zvijezde. Međutim, razmatraju se dvije mogućnosti: neutronske zvijezde i crne rupe.
Neutronske zvijezde
Poznato je da u nekim supernovama jaka gravitacija u dubinama supergiganta tjera elektrone da ih apsorbira atomska jezgra, gdje se spajaju s protonima i stvaraju neutrone. Taj se proces naziva neutronizacija. Elektromagnetske sile koje razdvajaju obližnje jezgre nestaju. Jezgra zvijezde sada je gusta lopta atomskih jezgri i pojedinačnih neutrona.
Takve zvijezde, poznate kao neutronske zvijezde, iznimno su male - ne veće od veličine velikog grada - i imaju nezamislivo veliku gustoću. Njihovo orbitalno razdoblje postaje iznimno kratko kako se veličina zvijezde smanjuje (zbog očuvanja kutne količine gibanja). Neke se neutronske zvijezde okreću 600 puta u sekundi. Za neke od njih, kut između vektora zračenja i osi rotacije može biti takav da Zemlja pada u stožac koji tvori to zračenje; u ovom slučaju, moguće je detektirati puls zračenja koji se ponavlja u intervalima jednakim orbitalnom periodu zvijezde. Takve neutronske zvijezde nazvane su "pulsari" i postale su prve neutronske zvijezde koje su otkrivene.
Crne rupe
Ne postaju sve zvijezde, nakon što prođu kroz fazu eksplozije supernove, neutronske zvijezde. Ako zvijezda ima dovoljno veliku masu, tada će se kolaps takve zvijezde nastaviti, a sami neutroni će početi padati prema unutra sve dok njen radijus ne postane manji od Schwarzschildovog radijusa. Nakon toga zvijezda postaje crna rupa.
Opća teorija relativnosti predvidjela je postojanje crnih rupa. Prema ovoj teoriji,
Životni ciklus zvijezda
Tipična zvijezda oslobađa energiju spajanjem vodika u helij u nuklearnoj peći u svojoj jezgri. Nakon što zvijezda potroši vodik u središtu, on počinje izgarati u ljusci zvijezde koja se povećava i bubri. Veličina zvijezde se povećava, njezina temperatura opada. Ovim procesom nastaju crveni divovi i superdivovi. Životni vijek svake zvijezde određen je njezinom masom. Masivne zvijezde završavaju svoj životni ciklus eksplozijom. Zvijezde poput Sunca se smanjuju, postajući gusti bijeli patuljci. U procesu preobrazbe iz crvenog diva u bijeli patuljak zvijezda može odbaciti svoje vanjske slojeve kao lagani omotač plina, otkrivajući svoju jezgru.
Iz knjige ČOVJEK I NJEGOVA DUŠA. Život u fizičkom tijelu i astralni svijet autor Ivanov Yu M Iz knjige Big Sovjetska enciklopedija(ZHI) autora TSB Iz knjige Putnici Autor Dorožkin Nikolaj Iz knjige Ekonomika nekretnina Autor Burkhanova NatalijaSložen životni put Odnos naših domaćih znanstvenika prema Svenu Hedinu doživio je značajne promjene. Razlozi leže kako u karakteru samog Hedina tako iu političkim prilikama njegova vremena. Od mladosti, poznavajući ruski jezik i osjećajući simpatije prema Rusiji i njoj
Iz knjige Financije: Cheat Sheet Autor autor nepoznat4. Životni ciklus nekretnina Budući da nekretnine tijekom svog postojanja prolaze kroz ekonomske, fizičke i pravne promjene, svaka nepokretna stvar (osim zemljišta) prolazi kroz sljedeće faze
Iz knjige Sve o svemu. Svezak 5 autor Likum Arkadij47. UTJECAJ FINANCIJA NA ŽIVOTNI STANDARD STANOVNIŠTVA Društveno-ekonomska bit financijskih odnosa sastoji se u proučavanju pitanja na čiji račun država dobiva financijska sredstva i u čijem interesu se ta sredstva koriste Značajan dio
Iz knjige Organizacijsko ponašanje: Varalica Autor autor nepoznatKoliko je daleko do zvijezda? U Svemiru postoje zvijezde koje su toliko udaljene od nas da nemamo priliku ni znati njihovu udaljenost niti odrediti njihov broj. Ali koliko je najbliža zvijezda udaljena od Zemlje? Udaljenost od Zemlje do Sunca je 150.000.000 kilometara. Od svjetla
Iz knjige Marketing: Cheat Sheet Autor autor nepoznat50. ŽIVOTNI CIKLUS ORGANIZACIJE Raširen je koncept životnog ciklusa organizacije - njegove promjene s određenim slijedom stanja u interakciji s okoliš. postojati određene faze, kroz koje prolaze organizacije, i
Iz knjige Biologija [ Kompletan vodič pripremiti se za jedinstveni državni ispit] Autor Lerner Georgij Isaakovič45. ŽIVOTNI CIKLUS PROIZVODA Životni ciklus proizvoda je promjena u prodaji i dobiti tijekom njegovog životnog vijeka. Proizvod ima fazu početka, rasta, zrelosti i kraja - “smrt”, odlazak.1. Faza “razvoj i lansiranje na tržište”. Ovo je razdoblje ulaganja u marketing
Iz knjige 200 poznatih trovanja autor Antsyshkin Igor2.7. Ćelija - genetska jedinicaživ. Kromosomi, njihova građa (oblik i veličina) i funkcije. Broj kromosoma i njihova konstantnost vrste. Značajke somatskih i zametnih stanica. Životni ciklus stanice: interfaza i mitoza. Mitoza je dioba somatskih stanica. Mejoza. Faze
Iz knjige Quick Reference potrebno znanje Autor Černjavski Andrej Vladimirovič4.5.1. Životni ciklus algi Odjel Zelene alge uključuje jednostanične kolonijalne i višestanične biljke. Ukupno ima oko 13 tisuća vrsta. Jednostanični organizmi uključuju Chlamydomonas i Chlorella. Kolonije tvore Volvox i Pandorina stanice. Na višestanične
Iz knjige Popularni Stargazer Autor Šalašnjikov IgorŽRTVOVANJE ZVIJEZDA Talijanski matematičar Cardano bio je filozof, liječnik i astrolog. Isprva se bavio isključivo medicinom, a od 1534. bio je profesor matematike u Milanu i Bologni; međutim, kako bi povećao svoje skromne prihode, profesor nije otišao
Iz knjige Najnoviji filozofski rječnik Autor Gritsanov Aleksandar Aleksejevič25 najbližih zvijezda mV - vizualna magnituda; r - udaljenost do zvijezde, pc; L je luminozitet (snaga zračenja) zvijezde, izražen u jedinicama sunčevog luminoziteta (3,86–1026
Iz knjige Istražujem svijet. Virusi i bolesti autor Chirkov S. N.Vrste zvijezda U usporedbi s ostalim zvijezdama u Svemiru, Sunce je patuljasta zvijezda i spada u kategoriju normalnih zvijezda u čijim se dubinama vodik pretvara u helij. Na ovaj ili onaj način, vrste zvijezda grubo opisuju životni ciklus jedne zasebno
Iz autorove knjige“ŽIVOTNI SVIJET” (Lebenswelt) jedan je od središnjih pojmova Husserlove kasne fenomenologije, koji je on formulirao kao rezultat prevladavanja uskog horizonta strogo fenomenološke metode baveći se problemima svjetske povezanosti svijesti. Takvo uključivanje "svijeta"
Iz autorove knjigeŽivotni ciklus virusa Svaki virus prodire u stanicu na svoj jedinstven način. Nakon penetracije mora prije svega skinuti gornju odjeću kako bi barem djelomično izložio svoju nukleinsku kiselinu i počeo je kopirati.Rad virusa je dobro organiziran.
