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. Zapravo, odakle dolazi npr.? veliki iznos energije potrebne za održavanje sunčevog zračenja na približno vidljivim razinama 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 je termo nuklearne reakcije sinteza koja se odvija u unutrašnjosti zvijezda pri vrlo visokoj temperaturi koja tamo vlada (oko 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 prvobitno sastojalo samo od vodika, koji kao rezultat termonuklearne 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 oslobođene potencijalne energije zrači 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 spektra-luminoznosti takve zvijezde nalaziti desno od glavnog niza, tj. padat će 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 tehnički izumi našeg turbulentnog stoljeća, koji igra značajnu ulogu u znanstvenoj i tehnološkoj revoluciji koju sada doživljavamo, lako se ostvaruje u prirodnim uvjetima i, štoviše, u golemim 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 gornji lijevi dio, gdje se nalaze vruće masivne zvijezde (indeks boje od 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 modernog računalna tehnologija, koji se temelji 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
Svijet oko nas sastoji se od raznih kemijski elementi. Kako su ti elementi nastali u prirodnim uvjetima? Trenutno je općeprihvaćeno gledište da elementi koji čine Sunčev sustav, nastale tijekom evolucije zvijezda. Gdje počinje formiranje zvijezda? Zvijezde se kondenziraju pod djelovanjem gravitacijskih sila iz ogromnih molekularnih oblaka plina (izraz "molekularni" znači da je plin sastavljen prvenstveno od materije u molekularnom obliku). Masa materije koncentrirana u molekularnim oblacima čini značajan dio ukupne mase galaksija. ove plinski oblaci primarne tvari sastoje se pretežno od jezgri vodika. Mala primjesa sastoji se od jezgri helija nastale kao rezultat primarne nukleosinteze u predzvjezdanoj eri.
Kada masa tvari zvijezde kao rezultat akrecije dosegne 0,1 Sunčeve mase, temperatura u središtu zvijezde dosegne 1 milijun K i počinje život protozvijezde nova pozornica- reakcije termonuklearne fuzije. Međutim, te se termonuklearne reakcije značajno razlikuju od reakcija koje se odvijaju u zvijezdama u stacionarnom stanju, kao što je Sunce. Činjenica je da se reakcije fuzije koje se odvijaju na Suncu:
1 H + 1 H → 2 H + e + + e
zahtijevaju višu temperaturu od ~10 milijuna K. Temperatura u središtu protozvijezde je samo 1 milijun K. Na ovoj temperaturi, reakcija fuzije deuterija (d 2 H) odvija se učinkovito:
2 H + 2 H → 3 He + n + Q,
gdje je Q = 3,26 MeV oslobođena energija.
Deuterij, kao i 4 He, nastaje u predzvjezdanom stupnju evolucije Svemira i njegov sadržaj u materiji protozvijezde iznosi 10 -5 sadržaja protona. No, i ta mala količina dovoljna je da se u središtu protozvijezde pojavi učinkovit izvor energije.
Neprozirnost protozvjezdane tvari dovodi do stvaranja konvektivnih strujanja plina u zvijezdi. Zagrijani mjehurići plina jure od središta zvijezde prema periferiji. A hladna tvar s površine spušta se u središte protovese i opskrbljuje dodatne količine deuterija. U sljedećoj fazi sagorijevanja deuterij se počinje kretati prema periferiji protozvijezde, zagrijavajući njen vanjski omotač, što dovodi do bubrenja protozvijezde. Protozvijezda mase jednake masi Sunca ima radijus pet puta veći od Sunčevog.
Kompresija zvjezdane tvari pod utjecajem gravitacijskih sila dovodi do povećanja temperature u središtu zvijezde, čime se stvaraju uvjeti za početak nuklearne reakcije izgaranja vodika (slika 1).
Kada temperatura u središtu zvijezde poraste na 10-15 milijuna K, kinetičke energije jezgri vodika koje se sudaraju dovoljne su da nadvladaju Coulombovo odbijanje i započinju nuklearne reakcije izgaranja vodika. Nuklearne reakcije počinju u ograničenom središnjem dijelu zvijezde. Početak termonuklearnih reakcija odmah zaustavlja daljnju kompresiju zvijezde. Toplina koja se oslobađa tijekom termonuklearne reakcije izgaranja vodika stvara pritisak koji se suprotstavlja gravitacijskom sabijanju i sprječava kolaps zvijezde. Dolazi do kvalitativne promjene u mehanizmu oslobađanja energije u zvijezdi. Ako je prije početka nuklearne reakcije izgaranja vodika do zagrijavanja zvijezde dolazilo zbog gravitacijske kompresije, sada se otkriva još jedan mehanizam - energija se oslobađa uslijed reakcija nuklearne fuzije. Zvijezda dobiva stabilnu veličinu i sjaj, koji se za zvijezdu mase blizu Sunca ne mijenjaju milijardama godina dok se događa izgaranje vodika. Ovo je najduža faza u evoluciji zvijezda. Dakle, početni stupanj reakcija termonuklearne fuzije sastoji se od stvaranja jezgri helija iz četiri jezgre vodika. Kako vodik izgara u središnjem dijelu zvijezde, njegove se rezerve tamo troše i nakuplja se helij. U središtu zvijezde formira se jezgra helija. Kada vodik u središtu zvijezde izgori, energija se ne oslobađa zbog termonuklearne reakcije izgaranja vodika i gravitacijske sile ponovno stupaju na scenu. Helijeva jezgra počinje se skupljati. Kako se skuplja, jezgra zvijezde počinje se još više zagrijavati, a temperatura u središtu zvijezde nastavlja rasti. Kinetička energija sudarajućih jezgri helija raste i doseže vrijednost dovoljnu da svlada Coulombove sile odbijanja.
Počinje sljedeća faza termonuklearne reakcije - izgaranje helija. Kao rezultat nuklearnih reakcija izgaranja helija nastaju jezgre ugljika. Tada počinju reakcije izgaranja ugljika, neona i kisika. Kako elementi s visokim Z izgaraju, temperatura i tlak u središtu zvijezde rastu sve većom brzinom, što zauzvrat povećava brzinu nuklearnih reakcija (slika 2).
Ako za masivnu zvijezdu (masa zvijezde ~ 25 masa Sunca) reakcija izgaranja vodika traje nekoliko milijuna godina, tada se izgaranje helija događa deset puta brže. Proces sagorijevanja kisika traje oko 6 mjeseci, a sagorijevanje silicija unutar jednog dana. Koji se elementi mogu formirati u zvijezdama u uzastopnom lancu reakcija termonuklearne fuzije? Odgovor je očit. Reakcije nuklearne fuzije težih elemenata mogu se nastaviti sve dok se energija može osloboditi. U završnoj fazi termonuklearnih reakcija pri izgaranju silicija u području željeza nastaju jezgre. Ovo je posljednja faza zvjezdane termonuklearne fuzije, budući da jezgre u području željeza imaju najveću specifičnu energiju vezanja. Nuklearne reakcije koje se odvijaju u zvijezdama u uvjetima termodinamičke ravnoteže značajno ovise o masi zvijezde. To se događa zato što masa zvijezde određuje veličinu gravitacijskih kompresijskih sila, koje u konačnici određuju maksimalnu temperaturu koja se može postići u središtu zvijezde. U tablici Tablica 1 prikazuje rezultate teorijskog proračuna mogućih reakcija nuklearne fuzije za zvijezde različitih masa.
stol 1
Teorijski proračun mogućih nuklearnih reakcija u zvijezdama različitih masa
Ako početna masa zvijezde premašuje 10M, posljednji stadij njezine evolucije je takozvana "eksplozija supernove". Kada masivnoj zvijezdi ponestane izvora nuklearne energije, gravitacijske sile nastavite sabijati središnji dio zvijezde. Tlak degeneriranog elektronskog plina nije dovoljan da se suprotstavi silama kompresije. Kompresija dovodi do povećanja temperature. U tom slučaju temperatura raste toliko da počinje cijepanje jezgri željeza, koje čine središnji dio (jezgru) zvijezde, na neutrone, protone i α-čestice. Pri tako visokim temperaturama (T ~ 5·10 9 K) dolazi do učinkovite transformacije para proton + elektron u par neutron + neutrino. Budući da presjek interakcije za niskoenergetske neutrine (E ν< 10МэВ) с веществом
мало (σ
~ 10 -43 см 2),
то нейтрино быстро покидают центральную часть
звезды, эффективно унося энергию и охлаждая ядро
звезды. Распад ядер железа на более слабо
связанные фрагменты также интенсивно охлаждает
центральную область звезды. Следствием резкого
уменьшения температуры в центральной части
звезды является окончательная потеря
устойчивости в звезде. За несколько секунд ядро
звезды коллапсирует в сильно сжатое состояние
нейтронную звезду или черную дыру. Происходит
взрыв сверхновой с выделением огромной энергии.
В результате образования ударной волны внешняя
оболочка нагревается до температуры ~ 10 9 K и
выбрасывается в окружающее пространство под
действием давления излучения и потока нейтрино.
Невидимая до этого глазом звезда мгновенно
вспыхивает. Энергия, излучаемая сверхновой в
видимом диапазоне, сравнима с излучением целой
галактики.
U trenutku eksplozije supernove temperatura naglo raste i u vanjskim slojevima zvijezde dolazi do nuklearnih reakcija, takozvane eksplozivne nukleosinteze. Konkretno, rezultirajući intenzivni tokovi neutrona dovode do pojave elemenata u području masenih brojeva A > 60. Eksplozija supernove prilično je rijedak događaj. U našoj galaksiji, koja broji ~ 10 11 zvijezda, uočene su samo 3 eksplozije supernove u proteklih 1000 godina. Međutim, učestalost eksplozija supernove i količina materijala izbačenog u međuzvjezdani prostor sasvim su dovoljni da objasne intenzitet kozmičkih zraka. Nakon eksplozije supernove, kondenzirana jezgra zvijezde može formirati neutronsku zvijezdu ili crnu rupu, ovisno o masi materijala preostalog u središnjem dijelu eksplodirajuće supernove.
Tako se vodik topi u teže elemente unutar zvijezde. Rezultirajući elementi se zatim raspršuju u okolni prostor kao rezultat eksplozija supernove ili u manje katastrofalnim procesima koji se događaju u crvenim divovima. Tvar izbačena u međuzvjezdani prostor ponovno se koristi u procesu nastanka i evolucije zvijezda druge i sljedećih generacija. Kako se zvijezde Populacije I i Populacije II razvijaju, formiraju se sve teži elementi.
Kao i svako tijelo u prirodi, zvijezde također ne mogu ostati nepromijenjene. Oni se rađaju, razvijaju i na kraju "umiru". Evolucija zvijezda traje milijardama godina, ali postoji rasprava o vremenu njihovog nastanka. Ranije su astronomi vjerovali da je proces njihovog "rađanja" iz zvjezdane prašine trajao milijune godina, ali ne tako davno dobivene su fotografije područja neba iz Velike Orionove maglice. Tijekom nekoliko godina, mali
Fotografije iz 1947. pokazale su malu skupinu zvjezdastih objekata na ovom mjestu. Do 1954. neki od njih već su postali duguljasti, a pet godina kasnije ti su se objekti raspali u zasebne. Tako se po prvi put proces rađanja zvijezda odvijao doslovno pred očima astronoma.
Pogledajmo detaljno strukturu i evoluciju zvijezda, gdje počinje i završava njihov beskrajni, po ljudskim mjerilima, život.
Znanstvenici tradicionalno pretpostavljaju da zvijezde nastaju kao rezultat kondenzacije oblaka plina i prašine. Pod utjecajem gravitacijskih sila iz nastalih oblaka nastaje neprozirna plinska kugla guste strukture. Njegov unutarnji tlak ne može uravnotežiti gravitacijske sile koje ga sabijaju. Postupno se kuglica skuplja toliko da temperatura u unutrašnjosti zvijezde raste, a pritisak vrućeg plina unutar lopte uravnotežuje vanjske sile. Nakon toga kompresija prestaje. Trajanje tog procesa ovisi o masi zvijezde i obično se kreće od dvije do nekoliko stotina milijuna godina.
Struktura zvijezda podrazumijeva vrlo visoke temperature u njihovim jezgrama, što doprinosi kontinuiranim termonuklearnim procesima (vodik koji ih tvori pretvara se u helij). Upravo ti procesi uzrokuju intenzivno zračenje zvijezda. Vrijeme tijekom kojeg troše dostupnu zalihu vodika određeno je njihovom masom. O tome ovisi i trajanje zračenja.
Kada se rezerve vodika potroše, evolucija zvijezda se približava fazi formiranja.To se događa na sljedeći način. Nakon prestanka oslobađanja energije, gravitacijske sile počinju sabijati jezgru. U isto vrijeme, zvijezda se značajno povećava u veličini. Svjetlost se također povećava kako se proces nastavlja, ali samo u tankom sloju na granici jezgre.
Ovaj proces je popraćen povećanjem temperature kontrahirajuće jezgre helija i transformacijom jezgri helija u jezgre ugljika.
Predviđa se da bi naše Sunce moglo postati crveni div za osam milijardi godina. Njegov radijus će se povećati nekoliko desetaka puta, a njegov sjaj će se povećati stotinama puta u usporedbi s trenutnim razinama.
Životni vijek zvijezde, kao što je već rečeno, ovisi o njezinoj masi. Objekti s masom manjom od Sunca vrlo ekonomično “troše” svoje zalihe pa mogu svijetliti desecima milijardi godina.
Evolucija zvijezda završava nastankom.To se događa s onima od njih čija je masa bliska masi Sunca, tj. ne prelazi 1,2 od toga.
Divovske zvijezde, u pravilu, brzo iscrpe zalihe nuklearnog goriva. To je popraćeno značajnim gubitkom mase, posebno zbog odlijepanja vanjskih ljuski. Kao rezultat toga, ostaje samo središnji dio koji se postupno hladi, u kojem su nuklearne reakcije potpuno zaustavljene. S vremenom takve zvijezde prestaju emitirati i postaju nevidljive.
Ali ponekad je normalna evolucija i struktura zvijezda poremećena. Najčešće se to odnosi na masivne objekte koji su iscrpili sve vrste termonuklearnog goriva. Zatim se mogu pretvoriti u neutrone, ili Što više znanstvenici uče o tim objektima, to se više novih pitanja pojavljuje.
Zvijezda-- nebesko tijelo u kojem se odvijaju, dogodile su se ili će se dogoditi termonuklearne reakcije. Zvijezde su masivne svjetleće kugle plina (plazme). Nastaje iz okoline plina i prašine (vodik i helij) kao rezultat gravitacijske kompresije. Temperatura tvari u unutrašnjosti zvijezda mjeri se u milijunima kelvina, a na njihovoj površini - u tisućama kelvina. Energija velike većine zvijezda oslobađa se kao rezultat termonuklearnih reakcija pretvaranja vodika u helij, koje se odvijaju pri visokim temperaturama u unutarnjim područjima. Zvijezde se često nazivaju glavnim tijelima svemira, budući da sadrže najveći dio svjetleće tvari u prirodi. Zvijezde su ogromni, sferični objekti napravljeni od helija i vodika, kao i drugih plinova. Energija zvijezde sadržana je u njezinoj jezgri, gdje helij svake sekunde stupa u interakciju s vodikom. Kao i sve organsko u našem svemiru, zvijezde nastaju, razvijaju se, mijenjaju i nestaju - taj proces traje milijardama godina i naziva se proces "Evolucije zvijezda".
1. Evolucija zvijezda
Evolucija zvijezda-- slijed promjena koje zvijezda prolazi tijekom svog života, to jest, tijekom stotina tisuća, milijuna ili milijardi godina dok emitira svjetlost i toplinu. Zvijezda započinje svoj život kao hladan, razrijeđen oblak međuzvjezdanog plina (razrijeđenog plinovitog medija koji ispunjava sav prostor između zvijezda), sabijajući se pod utjecajem vlastite gravitacije i postupno poprimajući oblik lopte. Kada se komprimira, gravitacijska energija (univerzalna temeljna interakcija između svih materijalnih tijela) pretvara se u toplinu, a temperatura objekta raste. Kada temperatura u središtu dosegne 15-20 milijuna K, počinju termonuklearne reakcije i prestaje kompresija. Objekt postaje punopravna zvijezda. Prva faza života zvijezde slična je onoj kod Sunca – u njoj dominiraju reakcije vodikovog ciklusa. U tom stanju ostaje veći dio svog života, nalazeći se na glavnoj sekvenci Hertzsprung-Russellovog dijagrama (slika 1) (pokazuje odnos između apsolutne magnitude, luminoziteta, spektralne klase i površinske temperature zvijezde, 1910.), sve do njegove rezerve goriva ponestaju u njegovoj jezgri. Kada se sav vodik u središtu zvijezde pretvori u helij, formira se helijeva jezgra, a termonuklearno izgaranje vodika nastavlja se na njezinoj periferiji. Tijekom tog razdoblja počinje se mijenjati struktura zvijezde. Njezin se sjaj povećava, vanjski slojevi se šire, a površinska temperatura opada - zvijezda postaje crveni div, koji čini granu na Hertzsprung-Russell dijagramu. Zvijezda provodi znatno manje vremena na ovoj grani nego na glavnoj sekvenci. Kada akumulirana masa helijeve jezgre postane značajna, ona ne može podnijeti vlastitu težinu i počinje se skupljati; ako je zvijezda dovoljno masivna, porast temperature može uzrokovati daljnju termonuklearnu transformaciju helija u teže elemente (helij u ugljik, ugljik u kisik, kisik u silicij i konačno silicij u željezo).
2. Termonuklearna fuzija u unutrašnjosti zvijezda
Do 1939. godine utvrđeno je da je izvor zvjezdane energije termonuklearna fuzija koja se događa u utrobi zvijezda. Većina zvijezda emitira zračenje jer se u njihovoj jezgri četiri protona spajaju kroz niz međukoraka u jednu alfa česticu. Ova se transformacija može dogoditi na dva glavna načina, koja se nazivaju proton-proton ili p-p ciklus i ugljik-dušik ili CN ciklus. U zvijezdama male mase oslobađanje energije uglavnom osigurava prvi ciklus, u teškim zvijezdama - drugi. Zalihe nuklearnog goriva u zvijezdi su ograničene i stalno se troše na zračenje. Proces termonuklearne fuzije, koji oslobađa energiju i mijenja sastav materije zvijezde, u kombinaciji s gravitacijom, koja nastoji sabiti zvijezdu i također oslobađa energiju, kao i zračenje s površine, koje odnosi oslobođenu energiju, su glavne pokretačke snage zvjezdane evolucije. Evolucija zvijezde počinje u divovskom molekularnom oblaku, koji se također naziva zvjezdana kolijevka. Većina "praznog" prostora u galaksiji zapravo sadrži između 0,1 i 1 molekule po cm?. Molekularni oblak ima gustoću od oko milijun molekula po cm?. Masa takvog oblaka premašuje masu Sunca za 100 000-10 000 000 puta zbog svoje veličine: od 50 do 300 svjetlosnih godina u promjeru. Dok se oblak slobodno okreće oko središta svoje matične galaksije, ništa se ne događa. Međutim, zbog nehomogenosti gravitacijskog polja u njemu mogu nastati poremećaji koji dovode do lokalnih koncentracija mase. Takvi poremećaji uzrokuju gravitacijski kolaps oblaka. Jedan od scenarija koji dovode do toga je sudar dvaju oblaka. Drugi događaj koji uzrokuje kolaps mogao bi biti prolazak oblaka kroz gusti krak spiralne galaksije. Također bi kritični čimbenik mogla biti eksplozija obližnje supernove, čiji će se udarni val sudariti s molekularnim oblakom ogromnom brzinom. Također je moguće da se galaksije sudare, što bi moglo uzrokovati prasak stvaranja zvijezda jer su oblaci plina u svakoj galaksiji komprimirani sudarom. Općenito, sve nehomogenosti u silama koje djeluju na masu oblaka mogu pokrenuti proces stvaranja zvijezda. Zbog nastalih nehomogenosti, pritisak molekularnog plina više ne može spriječiti daljnju kompresiju te se plin pod utjecajem gravitacijskih privlačnih sila počinje skupljati oko središta buduće zvijezde. Polovica oslobođene gravitacijske energije odlazi na zagrijavanje oblaka, a polovica na svjetlosno zračenje. U oblacima tlak i gustoća rastu prema središtu, a kolaps središnjeg dijela događa se brže od periferije. Kako se skuplja, srednji slobodni put fotona se smanjuje, a oblak postaje sve manje proziran za vlastito zračenje. To dovodi do bržeg porasta temperature i još bržeg porasta tlaka. Kao rezultat, gradijent tlaka uravnotežuje gravitacijsku silu, te se formira hidrostatska jezgra, s masom od oko 1% mase oblaka. Ovaj trenutak je nevidljiv. Daljnja evolucija protozvijezde je akrecija materije koja nastavlja padati na "površinu" jezgre, koja zbog toga raste u veličini. Masa slobodno pokretne tvari u oblaku je iscrpljena, a zvijezda postaje vidljiva u optičkom rasponu. Ovaj trenutak se smatra krajem protozvjezdane faze i početkom faze mlade zvijezde. Proces nastanka zvijezda može se opisati na jedinstven način, ali kasniji stupnjevi razvoja zvijezde gotovo u potpunosti ovise o njezinoj masi, a tek na samom kraju evolucije zvijezde kemijski sastav može igrati ulogu.
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. Po spektralnoj klasi kreću se od vruće plave do hladne crvene, po masi - od 0,08 do više od 200 solarne mase. 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 termonuklearnih reakcija u njihovoj jezgri, 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. Sve do ove točke, sinteza elemenata je oslobođena veliki broj energije, međutim, 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 ne mogu otići Crna rupa nema šanse. 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?
