Životni vijek zvijezda sastoji se od nekoliko faza, prolazeći kroz koje milijunima i milijardama godina svjetiljke neprestano teže neizbježnom finalu, pretvarajući se u svijetle baklje ili sumorne crne rupe.

Životni vijek zvijezde bilo koje vrste je nevjerojatno dug i složen proces, popraćen fenomenima kozmičkih razmjera. Njegovu svestranost jednostavno je nemoguće u potpunosti pratiti i proučavati, čak i koristeći cijeli arsenal moderna znanost. Ali na temelju jedinstvenog znanja akumuliranog i obrađenog tijekom cijelog razdoblja postojanja zemaljske astronomije, dostupni su nam čitavi slojevi najvrjednijih informacija. To omogućuje povezivanje slijeda epizoda iz životnog ciklusa svjetiljki u relativno koherentne teorije i modeliranje njihova razvoja. Koje su to faze?

Ne propustite vizualnu, interaktivnu aplikaciju ""!

Epizoda I. Protostars

Životni put zvijezda, kao i svih objekata makrokozmosa i mikrokozmosa, počinje rođenjem. Ovaj događaj potječe iz formiranja nevjerojatno ogromnog oblaka, unutar kojeg se pojavljuju prve molekule, stoga se formacija naziva molekularnom. Ponekad se koristi još jedan izraz koji izravno otkriva bit procesa - kolijevka zvijezda.

Tek kada u takvom oblaku, zbog nepremostivih okolnosti, dođe do iznimno brzog sažimanja sastavnih čestica koje imaju masu, odnosno do gravitacijskog kolapsa, dolazi do stvaranja buduća zvijezda. Razlog tome je val gravitacijske energije, čiji dio komprimira molekule plina i zagrijava matični oblak. Tada prozirnost formacije postupno počinje nestajati, što pridonosi još većem zagrijavanju i povećanju tlaka u njegovom središtu. Posljednja epizoda u protozvjezdanoj fazi je akrecija materije koja pada na jezgru, tijekom koje novonastala zvijezda raste i postaje vidljiva nakon što pritisak emitirane svjetlosti doslovno počisti svu prašinu prema periferiji.

Pronađite protozvijezde u Orionovoj maglici!

Ova ogromna panorama Orionove maglice dolazi sa slika. Ova maglica jedna je od najvećih i nama najbližih kolijevki zvijezda. Pokušajte pronaći protozvijezde u ovoj maglici, budući da vam rezolucija ove panorame to omogućuje.

Epizoda II. Mlade zvijezde

Fomalhaut, slika iz DSS kataloga. Još uvijek postoji protoplanetarni disk oko ove zvijezde.

Sljedeća faza ili ciklus života zvijezde je razdoblje njenog kozmičkog djetinjstva, koje se pak dijeli na tri faze: mlade zvijezde minora (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Epizoda III. Vrhunac života zvijezde

Sunce fotografirano u H alfa liniji. Naša zvijezda je u najboljim godinama.

U sredini svog života, kozmička svjetla mogu imati široku paletu boja, masa i dimenzija. Paleta boja varira od plavičastih nijansi do crvene, a njihova masa može biti znatno manja od mase Sunca, pa čak i više od tri stotine puta veća. Glavni slijed životnog ciklusa zvijezda traje oko deset milijardi godina. Nakon čega jezgri svemirskog tijela ostaje bez vodika. Ovaj se trenutak smatra prijelazom životnog vijeka objekta u sljedeću fazu. Zbog iscrpljivanja vodikovih resursa u jezgri prestaju termonuklearne reakcije. Međutim, tijekom razdoblja ponovne kompresije zvijezde počinje kolaps, što dovodi do pojave termonuklearnih reakcija uz sudjelovanje helija. Ovaj proces potiče jednostavno nevjerojatno širenje zvijezde. A sada se smatra crvenim divom.

Epizoda IV. Kraj postojanja zvijezda i njihova smrt

Stare zvijezde, kao i njihovi mladi dvojnici, dijele se na nekoliko tipova: zvijezde male mase, srednje veličine, supermasivne zvijezde i. Što se tiče objekata male mase, još uvijek je nemoguće točno reći koji se procesi događaju s njima u posljednjim fazama postojanja. Svi takvi fenomeni opisani su hipotetski pomoću računalnih simulacija, a ne temeljeni na njihovim pomnim promatranjima. Nakon konačnog sagorijevanja ugljika i kisika, atmosferski omotač zvijezde se povećava i njezina plinovita komponenta brzo gubi. Na kraju svog evolucijskog puta, zvijezde su višestruko komprimirane, a njihova se gustoća, naprotiv, značajno povećava. Takva se zvijezda smatra bijelim patuljkom. Nakon njegove životne faze slijedi razdoblje crvenog superdiva. Posljednja stvar u životnom ciklusu zvijezde je njezina transformacija, kao rezultat vrlo jake kompresije, u neutronsku zvijezdu. Međutim, ne postaju sva takva kozmička tijela takva. Neke, najčešće najveće po parametrima (više od 20-30 solarnih masa), kolapsom postaju crne rupe.

Zanimljive činjenice o životnim ciklusima zvijezda

Jedna od najneobičnijih i najnevjerovatnijih informacija iz zvjezdanog života u svemiru jest da je velika većina svjetlih tijela u našem stupnju crvenih patuljaka. Takvi objekti imaju masu mnogo manju od mase Sunca.

Također je vrlo zanimljivo da je magnetska privlačnost neutronskih zvijezda milijardama puta veća od sličnog zračenja Zemljine zvijezde.

Učinak mase na zvijezdu

Druga jednako zanimljiva činjenica je trajanje postojanja najvećih poznatih vrsta zvijezda. Zbog činjenice da njihova masa može biti stotinama puta veća od Sunčeve, njihovo oslobađanje energije također je višestruko veće, ponekad čak i milijune puta. Posljedično, njihov životni vijek je puno kraći. U nekim slučajevima njihovo postojanje traje samo nekoliko milijuna godina, u usporedbi s milijardama godina života zvijezda male mase.

Zanimljiva činjenica je i kontrast između crnih rupa i bijelih patuljaka. Važno je napomenuti da prvi nastaju od najvećih zvijezda u smislu mase, a drugi, naprotiv, od najmanjih.

U Svemiru postoji ogroman broj jedinstvenih fenomena o kojima možemo beskrajno govoriti, jer je svemir izuzetno slabo proučen i istražen. Sve ljudsko znanje o zvijezdama i njihovim životnim ciklusima koje moderna znanost posjeduje uglavnom je izvedeno iz promatranja i teorijskih proračuna. Takvi malo proučeni fenomeni i objekti temelj su za stalni rad tisuća istraživača i znanstvenika: astronoma, fizičara, matematičara i kemičara. Zahvaljujući njihovom kontinuiranom radu, ta se znanja neprestano akumuliraju, nadopunjuju i mijenjaju te tako postaju točnija, pouzdanija i sveobuhvatnija.

EVOLUCIJA ZVIJEZDA- promjena tijekom vremena tjelesne. parametri i vidljive karakteristike zvijezda kao rezultat. tijek nuklearnih reakcija, gubitak energije i mase. Za zvijezde u bliskim binarnim sustavima, razmjena materije između pratilaca igra važnu ulogu. Za evoluciju takvih zvijezda, vidi čl. Uske dvostruke zvijezde.

Osnovni, temeljni uočljive karakteristike zvijezde su njezine svjetlina L(na poznatoj udaljenosti) i temperatura G, površina zvijezde, određena raspodjelom energije u spektru. Približno T s jednak efektivna temperatura T e. E. z. prikazan kao linija (traka) na lg ravnini L, log T e (tj. na Hertzsprunga - Russell dijagram, GRD).

Uvod

Zvijezde se rađaju iz gustih međuzvjezdanih oblaka u kojima se razvijaju toplinska i hidrodinamička svojstva. nestabilnost (vidi Formiranje zvijezda). Posljedica ovih nestabilnosti je hidrodinamička. kolaps dijela oblaka, koji završava stvaranjem gravitacijski vezanog objekta - protozvijezde. Kolaps se događa na heterogen način. Brza kompresija središta, dijela, dovodi do stvaranja hidrostatski ravnotežne jezgre mase (za ukupnu masu kolapsirajućeg oblaka, masa Sunca), a zatim slijedi duga faza prirastanje na njega preostali dio oblaka (ljuska). Vrijeme nastanka protozvijezda od početka kolapsa je 10 -10 6 godina. Protozvijezde sjaje zbog oslobađanja gravitacije. energije tijekom kompresije. Određeni doprinos svjetlini također je napravljen uz sudjelovanje
, od kojih je mali broj nastao u vrlo ranim fazama evolucije svemira (vidi. Nukleosinteza).Kako se masa povećava i kompresija temp-pa centar. područja jezgre protozvijezde raste. Kada dosegne vrijednosti od ~ 10 7 K (što je moguće za zvijezde čija je masa veća od vodika, počinje izgaranje (termonuklearne reakcije pretvaranja vodika u helij). Gubici energije zbog zračenja nadoknađuju se energijom koja se oslobađa pri izgaranju vodika. Zvijezda ulazi u glavnu sekvencu (MS) GRD Za više detalja o početnoj fazi E.Z., vidi čl. Protozvijezde.
Formiranje zvijezda je popraćeno istjecanjem tvari ljuske, tako da je masa zvijezde na MS manja od početne mase. masa oblaka koji se ruši. Promatranja pokazuju da je na stupnju protozvijezde stopa gubitka mase u zvijezdama (zvijezde T Bika). Tijekom razdoblja pridruživanja Državnom poduzeću (od 6*10 6 godina za do 2·10 7 godina za Masa zvijezde smanjit će se za. Sjaj zvijezda brzo raste s povećanjem mase (vidi sl. Težina - ovisnost o svjetlini). Kod zvijezda sa pokazalo se da je sjaj u fazi akrecije toliko velik da uzrokuje snažan odljev materije, a masa zvijezde u nastajanju M pokazuje se znatno manjim od početnog mase M0 oblak koji se ruši: za

Zvijezda koja zrači zbog oslobađanja nuklearne energije polako se razvija kako se njezin kemijski sastav mijenja. sastav. Naib. Zvijezda provodi vrijeme na pozornici kada je u njenom središtu. područje gori vodik. Ova faza se zove GP na GRD. Većina vidljivih zvijezda nalazi se u blizini MS. Dugotrajnost ove faze posljedica je, prije svega, činjenice da je vodik najkaloričnije nuklearno gorivo. Kada jedna jezgra helija (alfa čestica) nastane od 4 jezgre vodika, iz 3 alfa čestice oslobodi se ukupno 12 C, tj. oslobođena energija po jedinici mase je 10 puta manja. Drugo, zvijezde na MS-u emitiraju znatno manje zračenja nego u narednim stupnjevima evolucije, pa se na kraju ispostavi da je životni vijek na MS-u dva do tri reda veličine duži od vremena cijele naredne evolucije. Sukladno tome, broj zvijezda na MS-u znatno premašuje broj svjetlijih zvijezda.

Nakon izgaranja vodika u središtu zvijezde i formiranja helijeve jezgre, oslobađanje nuklearne energije u njoj prestaje i jezgra se počinje intenzivno sabijati. Vodik nastavlja sagorijevati u tankom omotaču koji okružuje jezgru helija (tzv. slojni izvor). Istovremeno se širi ovojnica, povećava se sjaj zvijezde, smanjuje tempo površine, a zvijezda postaje crveni div (u slučaju manje masivnih zvijezda) ili superdiv (crvena ili žuta) u slučaju više masivne zvijezde (vidi sl. Crveni divovi i superdivovi). Proces naknadne evolucije određen je uglavnom masom zvijezde M.

U zvijezdama nuklearno izgaranje završava nakon stvaranja ugljikove (12 C) zvjezdane jezgre s primjesom kisika težine cca. 1. Nakon odbacivanja cijele ljuske koja okružuje ovu jezgru, ona se pretvara u "mrtvu" zvijezdu - bijeli patuljak.
Masivne zvijezde doživjeti evoluciju. put izgaranja do formiranja zvjezdane jezgre od najstabilnijeg (maksimalna energija vezanja po nukleonu) elementa 56 Fe. U takvoj jezgri oslobađanje nuklearne energije je nemoguće, povećanje tlaka ne kompenzira povećanje gravitacijskih sila tijekom rasta i spore kvazistatike. kompresija se zamjenjuje brzim kolapsom – dolazi do gubitka hidrodinamike. stabilnost i eksplozija supernova. Tijekom brze kompresije do gustoće r bliske gustoći materije u atomskoj jezgri, oslobađa se ogromna količina gravitacijskih sila. energije - puta više nego tijekom cijelog vremena nuklearne evolucije, koja traje desetke milijuna godina. Veliku većinu te energije odnose neutrini. Nakon eksplozije i oslobađanja čahure, u obliku se stvara talog neutronska zvijezda- druga vrsta "mrtvih" zvijezda.
U zvijezdama srednje mase formira se degenerirana ugljično-kisikova jezgra, čija je masa tolika da više ne može postojati kao bijeli patuljak, već se nastavlja smanjivati ​​sve dok porast temperature i gustoće ne dovede do brzog (eksplozivnog) izgaranje ugljika (ugljična baklja) i potpuni raspad cijele zvijezde. Ovo širenje se također promatra kao eksplozija supernove, u kojoj ne ostaje nikakav ostatak.

Konačno, za najmasivnije zvijezde, kolaps se možda neće zaustaviti na stupnju neutronske zvijezde, već će se nastaviti dalje, formirajući relativistički objekt - Crna rupa. Promatrati. Manifestacije procesa nastanka crne rupe još nisu poznate. Možda je povećanje sjaja ovdje toliko beznačajno da je takav kolaps teško otkriti ("tihi" kolaps). No, i u tom bi slučaju kolaps trebao biti popraćen snažnim naletom neutrinskog zračenja, gotovo kao pri nastanku neutronske zvijezde, a osim toga bi zvijezda koja je postojala prije kolapsa nestala (ugasila se).

Kroz gotovo cijelu zvijezda evolucije stabilan u odnosu na razgradnju vrste smetnji. Naib. Važne su dvije vrste poremećaja: hidrodinamički i toplinski. Hidrodinamički perturbacije su povezane sa slučajnim perturbacijama u gustoći i veličini zvijezde. Stabilnost protiv ovakvih poremećaja osigurava činjenica da tijekom kompresije (ekspanzije) sile pritiska P rasti (padati) brže od gravitacije. To dovodi do činjenice da se tijekom slučajne kompresije ili ekspanzije javlja sila koja vraća zvijezdu u stanje ravnoteže. Promjena tlaka tijekom brzih procesa događa se gotovo adijabatski, pa se stabilnost određuje indeksom adijabatskog indeksa koji treba biti veći od 4/3 ( S- pobijediti entropija; vidi čl. gravitacijski kolaps). Budući da je tlak tvari u zvijezdi određen mješavinom idealnog plina sa zračenjem, a zvijezde su u pravilu hidrodinamički stabilne. Primjer nestabilne zvijezde je predsupernova sa željeznom jezgrom, kod koje je povećanje tlaka tijekom kompresije nedovoljno. To znači da se dio energije troši na fotodezintegraciju željeza uz stvaranje neutrona, protona i alfa čestica, a g se značajno smanjuje i može se približiti jedinici.

Stabilnost od toplinskih poremećaja osigurava negativni toplinski kapacitet zvijezde. Negativan toplinski kapacitet može se objasniti na temelju teorema o virijalu. Kada se primijeni na zvijezde, koje su opisane jednadžbom stanja s adijabatskim eksponentom od 5/3, ovaj teorem tvrdi da je u ravnoteži toplinska energija zvijezde polovica apsolutne vrijednosti. magnituda njegove gravitacije. energija (negativna), tj. ukupna energija zvijezde je negativna i jednaka polovici gravitacijske.

Svako nasumično oslobađanje energije povećava ukupnu energiju zvijezde, odnosno smanjuje njezinu apsolutnu energiju. veličina. Dakle, u novom ravnotežnom položaju, zvijezda se mora proširiti kako bi smanjila abs. veličina vrijednosti gravitacije. energije. U skladu s tim smanjit će se vrijednost toplinske energije zvijezde (a time i temperatura) u novom stanju, jer je upola manja od apsolutne vrijednosti. gravitacijska veličina energije. Dakle, oslobađanje energije dovodi do smanjenja temperature, što je tzv. poricati. toplinski kapacitet. Ako je negativan toplinskog kapaciteta, nasumično oslobađanje topline smanjit će temperaturu, a time i smanjiti oslobađanje topline u nuklearnim reakcijama, čija brzina brzo opada s padom temperature. Naprotiv, nasumični gubitak energije kompenzirat će se kompresijom i povećanjem brzine otpuštanja topline.

Na nekim kritičnim točkama. fazama toplinski kapacitet zvijezde postaje pozitivan. Tada se razvija toplinska nestabilnost i dolazi do toplinskog bljeska. Naib, mehanizam za razvoj toplinske nestabilnosti očit je u prisutnosti degenerirane jezgre, gdje su tlak i unutarnji. energija tvari je praktički neovisna o temperaturi. U ovom slučaju oslobađanje topline dovodi do povećanja temperature, što ne utječe na povećanje tlaka i stoga nije popraćeno širenjem. Budući da se brzina nuklearnih reakcija brzo povećava s porastom temperature, dolazi do samoubrzanog oslobađanja nuklearne energije i toplinskog bljeska (nuklearne eksplozije).

Procesi koji određuju elektrodinamiku odvijaju se s različitim karakterističnim vremenima, od kojih izdvajamo hidrodinamičku toplinsku i nuklearnu hidrodinamičku. vrijeme karakterizira brzinu promjene parametara zvijezde kada se materija kreće brzinama usporedivim s brzinom zvuka u zvuk. Po redu veličine, gdje R- karakteristična veličina zvijezde. Za zvijezdu ravnoteže Hidrodinamički vrijeme po redu vremena slobodnog pada:
Toplinsko vrijeme određuje brzinu hlađenja ili zagrijavanja zvijezde. Kod hlađenja u odsutnosti nuklearnog izgaranja, budući da je rezerva energije reda gravitacije. energija zvijezda; u ovom slučaju t thčesto nazivan Kelvin - Helmholtz vrijeme. U slučaju brzog nuklearnog izgaranja u odsutnosti hidrodinamičkog. kretanja, vrijeme zagrijavanja, gdje je brzina oslobađanja energije i C v- toplinski kapacitet na postu, volumen.

Nuklearno vrijeme određuje brzinu kemijske promjene. sastav (koncentracije elemenata) tijekom nuklearnog izgaranja. Obično se koristi koncentracija (sadržaj) po masi X i- udio mase po jedinici volumena po elementu ja. Nuklearno vrijeme vrlo oštro (eksponencijalno) ovisi o temperaturi. U normalnim zvijezdama, gdje se održava hidrostatika. ravnoteže, ovo je vrijeme, u pravilu, puno duže od ostalih karakterističnih vremena. Kod brzog nuklearnog izgaranja, t n je povezan s toplinskim vremenom:

Gdje q- ogrjevna vrijednost nuklearnog goriva (energija koja se oslobađa pri izgaranju jedinice mase goriva
Tijekom gotovo cijelog EZ-a - od faze mlade ugovorne zvijezde do kasnijih faza - vrijeme je minimalno. svih karakterističnih vremena. Samo u predsupernovama, gdje se odvija nuklearna ravnoteža (ravnoteža u odnosu na jake interakcijske reakcije), vrijeme je najkraće. Tipično, zvijezda održava približnu ravnotežu relativno brzih procesa (na primjer, hidrostatsku ravnotežu), a vrijeme evolucije određeno je jednim od sporih procesa.

U gravitacijskoj fazi. kompresija ispunjava nejednakost Zvijezda je u hidrostatskom položaju. U ravnoteži, evolucija je određena gubitkom energije (s karakterističnim vremenom fundamentalne nuklearne reakcije praktički se ne događaju.

Na GP-u ova nejednakost je sačuvana, ali je evolucija određena nuklearnim reakcijama i odvija se hidrostatika. i toplinska ravnoteža.
Nakon formiranja helijeve jezgre, kompresije središnjih područja i širenja ljuske, brzina nuklearnih reakcija u središtu zvijezde toliko se povećava da t n postaje poredak Ujedno osnovni. odstupanja od toplinske ravnoteže javljaju se u masivnoj ljusci oko jezgre helija. Hidrodinamički vrijeme ostaje minimalno i hidrostatsko. ravnoteža zvijezde nije poremećena.

Tijekom baklje u jezgri ugljik-kisik, koja dovodi do potpunog širenja zvijezde, oboje i ispadaju mnogo manji od t h, što dovodi do kršenja hidrostatike. ravnoteže i eksplozije.

U jezgrama masivnih predsupernova, gdje se odvija nuklearna ravnoteža, vrijednost gustoće elektrona je minimalna. određena brzinom gubitka energije, kao kod mladih zvijezda koje se skupljaju. Završava gubitkom hidrodinamike. stabilnost i brzi kolaps. Hidrodinamički nestabilnost se ne odnosi na promjenu S promjena u strukturi ravnotežnog stanja zvijezde. Razvoj toplinske nestabilnosti povezan je s brzim smanjenjem i završava eksplozijom kada ta vremena postanu kraća

Dakle, ako izuzmemo nekoliko. kritično trenutaka, zvijezde su u svojoj masi globalno stabilne u odnosu na mehaničke. i toplinske smetnje. Raznolikost svojstava zvjezdane tvari, posebno prisutnost promjenjivih zona. , tanki slojevi izgaranja, proširene ljuske, dovodi do razvoja lokalnih nestabilnosti, koje ne dovode do uništenja zvijezde, budući da su obično stabilizirane nelinearnim efektima kada se postignu konačne amplitude poremećaja. Postojanje određenih vrsta promjenjive zvijezde povezana s razvojem takvih lokalnih nestabilnosti.

Osnovni, temeljni faktor koji određuje raspodjelu temperature u zvijezdi je brzina gubitka energije (luminoznost), koja ovisi o neprozirnost zvjezdana unutrašnjost. Brzina E. z. bez izvora energije određena je toplinskim i gravitacijskim rezervama. energije i brzine hlađenja, a "uključivanje" nuklearnih reakcija je ekvivalentno povećanju rezervi toplinske energije i smanjenju brzine evolucije. Fak-tić. Sjaj zvijezde određen je njezinom strukturom i ne ovisi o brzini nuklearnih reakcija. Razmotrimo, na primjer, prijelaz iz gravitacijske faze. kompresije na GP stupanj zvijezde s Ako je zvijezda zračila samo zahvaljujući gravitacijskoj rezervi. energije, tada je karakteristično vrijeme njegova života (vrijeme E. z.) bio let. Kako se energija emitira i komprimira, temperatura u središtu zvijezde raste, a oslobađanje nuklearne topline raste sve dok ne uravnoteži gubitke zračenja (luminoznost). Od ovog trenutka nadalje gravitacijski kompresija prestaje i zvijezda se “zaledi” na MS sve dok vodik ne izgori i ne nastane helijeva jezgra. Za takvu zvijezdu, zbog izgaranja vodika, životni vijek se povećava za gotovo tri reda veličine, dosežući ~ 10 10 godina. Slično, izgaranje drugog nuklearnog goriva "zamrzava" zvijezdu u nekom drugom stanju. Točka (na GRD). u kojem se zvijezda “smrzne” javlja i određuje ovisnost brzine nuklearnih reakcija danog goriva o temperaturi. Što je veća jezgra goriva, to je viša temperatura potrebna da se osigura zadana brzina otpuštanja topline (zbog povećane nadmorske visine Kulonova barijera jezgre gorivo). No s porastom temperature i gustoće raste i sjaj zvijezde, koji je funkcija stanja. Stoga, kako evolucija napreduje i formiranje sve težih elemenata pomiče se u središte. jezgre, osvjetljenje raste gotovo monotono.

Na visokim temperaturama gubici neutrina igraju sve važniju ulogu u hlađenju zvijezde. U kasnijim fazama gubici neutrina su nekoliko redova veličine veći od gubitaka zbog fotonskog zračenja i, sukladno tome, ubrzavaju elektromagnetsku reakciju.

Jednadžbe evolucije zvijezda

Obično se (radi pojednostavljenja izračuna) zvijezda smatra nerotirajućom i sferno simetričnom. U procesu evolucije, glavni Masa zvijezde je u hidrostatskom stanju. ravnoteža određena jednadžbom

gdje je masa sadržana u polumjeru r,

Gustoća, tlak, određena razinom stanja

Ovdje je prvi član tlak plina, drugi je zračenje, plinska konstanta, A je konstanta gustoće zračenja Za zvijezde mase GP, korekcije razine stanja povezane s nesavršenošću materije igraju ulogu. Raspodjela temperature određena je razinom energije

(E-unutarnji energija po jedinici mase, - stopa gubitka energije po jedinici mase materije zbog zračenja neutrina), jednadžbe prijenosa topline

U zoni ravnoteža zračenja(k - neprozirnost),

V konvektivna zona I

u konvektivnoj jezgri s post. entropija S. Konvektivni protok energije Fc u ljusci izračunava se korištenjem približne teorije putanje miješanja (vidi. Konvektivna nestabilnost).

Jednadžbe ravnoteže rješavaju se za rubne uvjete u središtu ( r = 0, L= 0 at t = 0) i na razini fotosfera, Gdje optička debljina

na m = M. Posljednji uvjet postaje kompliciraniji za zvijezde na stupnju crvenih superdiva i divova, kada zvijezda ima proširenu ljusku niske gustoće i visokog sjaja.

Tijekom procesa nuklearnog izgaranja dolazi do spore kemijske promjene. sastav zvijezde i, kao posljedica toga, promjene u svim njezinim parametrima. Osnovni, temeljni jednadžbe koje opisuju evoluciju kemije. sastav su:

Ovdje: t p, ma, I m 12C - mase protona, a-čestice i ugljika i-sadržaj (po masi) vodika, helija i-brzina oslobađanja energije i energije. prinos za odgovarajuće nuklearne reakcijske lance (vidi dolje). Pri proračunu kasnijih faza evolucije masivnih zvijezda u obzir se uzima izgaranje težih elemenata. Zvijezde manje mase imaju središte i tempo

T s manje od ~ 1.5-10 7 K osnovnog. izvor nuklearne energije su reakcije vodikov ciklus(pp ciklus). Kod velikih masa i središta, temp-pax zvijezda, prvenstveno izgara vodik. V ciklus ugljik-dušik(CNO ciklus). Cp. količina energije oslobođena tijekom fuzije jedne jezgre 4 He (minus energija koju odnesu neutrini): u pp ciklusu 26,2 MeV, a u CNO ciklusu MeV. Odgovarajuće stope oslobađanja energije:

(T 9- temp-pa u milijardama K, r u g/cm 3). Pojava konvektivne jezgre u MS zvijezdama spavanja povezana je s prijelazom iz pp- u CNO-ciklus, koji ima oštriju ovisnost brzine gorenja o temperaturi. Izgaranje helija događa se u tzv. For-reakcije - reakcije fuzije tri He jezgre:

Za-reakciju prati reakcija rez odgovara

Oslobađanje topline tijekom stvaranja jedne jezgre od 12 C odnosno 16 O jednako je
Konstrukcija zvjezdanog modela (vidi također Manekenstvo zvijezda)u trenutku zahtijeva poznavanje njegovog stanja u prethodnom vremenskom koraku numeričkog modela tn-1 pronaći brzinu gravitacijskog otpuštanja. energije

i definicije kemije. sastav

gdje su desne strane jednadžbi (7), Uz gore danu eksplicitnu shemu vremenskog koraka, koristi se implicitna shema kada F i , R/ r 2 izračunavaju se u ovom trenutku tn ili predstavljaju linearnu kombinaciju vrijednosti uzetih u trenucima Rješenje sustava običnih diferencijala. jednadžbe (1) - (6) su komplicirane prisutnošću singularnih točaka u središtu zvijezde i stoga se integracija provodi unatrag od središta i od površine sa stapanjem u k-l. međutočka [metoda M. Schwarzschilda]. Iz uvjeta podudaranja, centar, vrijednosti r c, T s, i također L I T e. Dr. Rješenje je podijeliti zvijezdu na N kuglastog slojeva i zamjena diferencijala. diferencijske jednadžbe [Henyi metoda (L. Nepueu)]. Potonja metoda je prikladnija za korištenje računala. Za izgradnju hidrostatike modeli također koriste metodu koja se temelji na rješenju hidrodinamičkih. nestacionarne jednadžbe s viskoznošću.

Nuklearna evolucija zvijezda

Izračuni E. z. prikazuju se u obliku zapisa na digitalnom zaslonu. Kao što je već navedeno, b. sati života zvijezde potroše na GP.
Životni vijek takve zvijezde na MS-u (točka A na sl. 1) pribl. 10 10 godina, a struktura mu je slična onoj od Sunce. Tijekom ove faze, u središnjim područjima zvijezde, vodik "izgara" u helij. Kada masa jezgre helija dosegne ~10% mase zvijezde, odmak od MS postaje primjetan (točka U). Blago povećanje osvjetljenja u tom području AB povezana je sa smanjenjem neprozirnosti zbog smanjenja broja elektrona tijekom sinteze helija iz vodika. Nakon izgaranja vodika u središtu zvijezde i formiranja helijeve jezgre, oduzimanje energije iz njega može se nadoknaditi samo energijom koja se oslobađa tijekom kompresije. To dovodi do kompresije i zagrijavanja ljuske koja zadržava vodik, koji se zapali u tankom sloju koji okružuje jezgru helija (izvor sloja).

Energija oslobođena tijekom kompresije jezgre helija iu izvoru sloja vodika izlazi van. Djelomično ga apsorbira vodikova ljuska, rubovi postupno bubre, smanjujući eff. temperatura na postu, osvijetljenost (presjek BC).

Kako se ovojnica širi i masa helijeve jezgre raste, dva faktora počinju igrati odlučujuću ulogu u ponašanju zvijezde: konvekcija koja se razvija u ovojnici i degeneracija koja se javlja u jezgri. Širenje ljuske i pad temperature u njoj doprinose širenju vanjskog. konvektivnu zonu, čiji je rub zvijezda imala na MS. Razvoj konvekcije dovodi do poboljšanog odvođenja topline, što zahvaljujući negativnom. toplinski kapacitet zvijezde, uzrokuje njezino sabijanje, porast temperature, oslobađanje topline i sjaja. Povećanje osvjetljenja pridonosi povećanju gradijenta temperature zračenja, što dodatno pojačava konvekciju. T. o. nastaje pozitivna povratna sprega i stoga konvekcija zahvaća dio mase zvijezde koja se približava izvoru sloja. Sjaj se povećava, a zvijezda se kreće prema GRD-u od točke S do točke D(regija crvenog diva).

Dok se zvijezda kreće prema točki D dolazi do ubrzanog izgaranja vodika, masa je izotermna. povećava se jezgra helija, što u uvjetima ravnoteže dovodi do povećanja njegove gustoće. Budući da je temperatura jezgre blizu temperature izvora vodikovog sloja i blago raste, povećanje gustoće dovodi do degeneracije jezgre. Tlak u njemu praktički prestaje ovisiti o temperaturi. Pod tim uvjetima, mali porast temperature jezgre povezan sa izgaranjem helija gotovo da nema utjecaja na tlak, zvijezda dobiva pozitivan toplinski kapacitet, što uzrokuje nagli porast brzine izgaranja helija ( bljesak helija). Doista, iako je oslobađanje energije tijekom izgaranja helija malo, zvijezda se nalazi na GRD blizu točke D a povećanje temperature i gustoće dovodi do povećanja oslobađanja energije, što zauzvrat povećava temperaturu. Javlja se pozitivna povratna sprega, što dovodi do bljeska toplinskog helija u jezgri. Razvoj baklje se nastavlja sve dok povećanje temperature ne ukloni degeneraciju u jezgri, a zvijezda poprimi “normalno” negativno stanje. toplinski kapacitet i daljnje izgaranje helija tiho će se nastaviti u nedegeneriranoj jezgri. Osobitost bljeska helija je u tome što je skriven u dubinama zvijezde i izvana. njegove manifestacije su gotovo odsutne. Nakon formiranja nedegenerirane jezgre, zvijezda silazi s točke D i skreće lijevo prema liniji E.F.(horizontalna grana divova), gdje ostaje sve dok se helij u jezgri ne pretvori u ugljik. Novoformirana ugljična jezgra postaje degenerirana, izgaranje helija u izvoru sloja i stvaranje dvoslojnog sloja koji gori helij-vodik dovodi do razvoja konvekcije u ljusci, a isti obrazac razvoja se ponovno ponavlja, s zvijezda koja se vraća gotovo duž iste linije do točke D.

Za razliku od izvora sloja vodika, gdje se izgaranje odvija mirno, izvori sloja helija su nestabilni u odnosu na razvoj toplinskog bljeska. Priroda ove baklje, kao i baklje u jezgri helija, povezana je s pozitivom. toplinski kapacitet koji dovodi do pozitivne povratne sprege. Međutim, u sloju toplinski kapacitet nije posljedica degeneracije (helij ovdje nije degeneriran), već geometrije područja izgaranja (tanak sloj) i brzog porasta brzine oslobađanja energije s povećanjem temperature tijekom izgaranja helija . Mehanizam nestabilnosti izgaranja slojeva nije tako očit kao u slučaju baklje u degeneriranoj jezgri i zahtijeva detaljne izračune da bi se to opravdalo.

Dakle, u blizini točke D Locirane su mirne zvijezde s helijevim jezgrama i plamteće zvijezde s ugljičnim jezgrama. Baklje pospješuju istjecanje materije, pa kako ugljikova jezgra raste, ukupna masa zvijezde se smanjuje. Nakon nekoliko stotine baklji (brojka je približna, jer nitko nije uspio dosljedno izračunati toliki broj baklji) kao rezultat brzog istjecanja materije i rasta jezgre, masa iznad izvora sloja helij-vodik toliko se smanjuje da pri istom sjaju počinje brzo slijeganje ljuske na jezgru, rast eff. temperature i. dakle kretanje zvijezde ulijevo. Nakon iscrpljivanja goriva u slojevitim izvorima (točka G), sjaj se održava samo zahvaljujući toplinskom kapacitetu jezgre, koja se brzo hladi, zvijezda se pomiče prema dolje duž GRD i pretvara u bijelog patuljka (točka H). U ovoj fazi zvijezda ostaje dok se potpuno ne ohladi. Promatranja pokazuju da istjecanje materije u blizini točke D događa se neravnomjerno i znači da se djelić mase odlije neposredno prije nego se zvijezda počne kretati ulijevo, formirajući planetarna maglica.

Zvijezde sa. Za zvijezde životni vijek na MS premašuje kozmološki. vremena (2*10 10 godina), a svi su ili na GP-u ili idu prema njemu. U zvijezdama je izgaranje vodika popraćeno povećanjem gustoće u središtu zvijezde i približavanjem jezgre degeneriranom stanju. Na jezgra helija nastala nakon izgaranja vodika postaje degenerirana, a ljuska se jako napuhuje, što dovodi do povećanja svjetline i smanjenja površinske temperature (slika 2). Zvijezda postaje crveni div. Degenerirana jezgra je nestabilna u odnosu na bljesak helija. Bljesak helija u jezgri dovodi do njenog širenja i uklanjanja degeneracije; u ovom slučaju ne izgara više od 1% helija.

Riža. 2. Evolucijski tragovi zvijezda [s početnim kemijskim sastavom X z(obilje elemenata težih od helija) - = 0,03] od glavnog niza do izbijanja helija (za M= 0,8 i 1,5) ili do izgaranja ugljika u središtu (jer brojevi označavaju masu zvijezde, točke odgovaraju glavnom nizu i trenucima izgaranja helija i ugljika u jezgri.

Zvijezde male mase s nedegeneriranom helijevom jezgrom i vodikovom ljuskom nakon izbijanja helija nalaze se na GBR-u blizu horizontalne divovske grane (HGB, slika 3). Na ovoj grani zvijezde su helijeve jezgre mase okružene vodikovim ljuskama raspadanja. mase. Nakon što helij izgori u jezgri, počinje njegova brza kompresija sve dok se izvor sloja helija ne zapali. Zvijezda na GRD-u pomiče se gore i udesno prema liniji koja se naziva asimptotika. divovska grana (GBG). Na ovoj se liniji zvijezda sastoji od degenerirane ugljično-kisikove jezgre i dva slojna izvora (helij i vodik) smještena vrlo blizu jedan drugome. Iznad njih nalazi se vodikova ljuska čija masa može doseći Nevjerojatno svojstvo zvijezda na AVG-u je da njihov položaj na HRD-u ovisi samo o masi ugljikove jezgre i praktički ne ovisi o masi vodika. ljuska. Svjetlost L zvijezde na AVG-u određene su f-loy

gdje je M co masa jezgre ugljik-kisik. S rastom MCO zvijezda se kreće na GRD gore duž AVG. Ovo kretanje nije mirno.

Riža. 3. Grube evolucijske staze zvijezda s početnim masama M= 1.5.25 Debele linije odgovaraju glavnim fazama izgaranja u jezgri (odgovarajuće reakcije su označene uz njih). Za M<2 . U jezgri dolazi do bljeska helija (HFL), zatim počinje tiho izgaranje 4 He u jezgri. Nakon što izgori 4 He u jezgri, zvijezda ulazi u ranu asimptotičku divovsku granu (RANG). Kada jezgra u kojoj je izgorio 4 He dosegne masu, počinju toplinski bljeskovi (TW) u izvoru sloja helija. U fazi AVG dolazi do gubitka mase, što završava brzim oslobađanjem ostatka vodikove ovojnice u obliku planetarne maglice (PN). CO masa jezgre pretvara se u bijelog patuljka. Evolucija masivnijih zvijezda iz u fazi AVG-a i dalje, događa se ista stvar. Krug sa zrakama označava početak sjaja planetarne maglice, kada T, zvijezda doseže 3 · 10 4 K i počinje ionizacija plina u PT.

Riža. 4. Evolucijski trag zvijezde koja se pretvara u bijelog patuljka, počevši od RAVG-a; početni sastav:
. Točke označavaju položaj zvijezde prije sljedećeg toplinskog bljeska, a označen je i njezin broj. OM - omotnica minimuma sjaja tijekom baklji. Tragovi zvijezde prikazani su u području minimuma baklji br. 7, 9 i 10. Zasjenjena područja su u MS i u području izgaranja helija u jezgri (HCT), gdje su približni evolucijski tragovi date su zvijezde Isprekidana linija lijevo odgovara zvijezdi konstantnog radijusa

Mala debljina izvora slojeva dovodi do toplinskih bljeskova (TW). Broj baklji pri kretanju duž AVG raste s masom vodikove ljuske i može premašiti nekoliko. tisuću. Vrijeme između baklji također ovisi uglavnom o masi jezgre i određeno je izrazom

U godinama), a sjaj zvijezde pri maksimalnom bljesku

Karakteristično svojstvo zvijezda na ABG je intenzivan gubitak mase. Vjeruje se da zvijezde gube cijeli svoj vodikov omotač i pretvaraju se u bijelog patuljka s masom.Mehanizam gubitka mase nije sasvim jasan, ali se vjeruje (općenito na temelju promatranih podataka) da b. Dio mase se gubi u obliku tihog istjecanja, a preostali dio (nekoliko desetina frakcija se brzo odbacuje u obliku sferne ljuske, promatrane kao planetarna maglica. Evolucijski trag jezgre planetarne maglice c, pretvarajući se u bijelog patuljka, prikazan je na slici 4 (shematski su takvi tragovi prikazani na slici 3). Vremena na linijama t i i odgovarajuće mase vodikovih ljuski M otprilike, jednako

Zvijezde s masom. Takve zvijezde imaju masu jezgre koja doseže . Kada se jezgra sabije, ugljik u njoj se zapali. Izgaranje ugljika u degeneriranoj jezgri zvijezde je nestabilno, reakcija dovodi do eksplozije i potpunog raspada zvijezde. Moguće je da takve eksplozije uzrokuju opažene eksplozije supernova tipa 1. U jezgrama zvijezda od početka. mase koje prelaze (do predugljikove jezgre nije degenerirana. Degeneracija se događa u fazi formiranja jezgre iz Za

Kao rezultat toga, degenerirana jezgra je komprimirana neutronizacija tvari 24 Mg, kompresija se pretvara u gravitaciju. kolaps. U tom slučaju jezgra se zagrijava zbog neravnotežne neutronizacije. U zvijezdama s masom U degeneriranoj jezgri razvija se toplinska nestabilnost koja, kao i kod helijeve baklje, dovodi do uklanjanja degeneracije i prijelaza na tihi način izgaranja do pojave 56 Fe u središtu zvijezde. Sudbina takve zvijezde slična je sudbini masivnijih zvijezda.

Evolucija masivnih zvijezda. Izgaranje u središnjim područjima ovih zvijezda događa se u odsutnosti degeneracije do formiranja željezne jezgre. Izračunate evolucije Tragovi masivnih zvijezda nakon formiranja helijeve jezgre osjetljivi su na fizičke faktore. pretpostavke, način izračuna i vrlo su raznoliki. To se očituje u raznim obliku petlji na GRD (slično petljama za na sl. 2), kao i u vrijednostima eff. Temperature zvijezde u fazi izgaranja helija. Razlika u fizičkom pretpostavke sastoji se u izboru kriterija konvektivne nestabilnosti, koji uzima u obzir [kriterij P. Ledouxa] ili ne uzima u obzir [kriterij K. Schwarzschilda] stabilizacijsku ulogu kemijskog gradijenta. sastav. To je povezano s ponašanjem tzv. polukonvektivnoj zoni, rub se pojavljuje iznad konvektivne jezgre kod zvijezda spavača u fazi izgaranja vodika i ima vrlo blagi višak temperaturnog gradijenta nad adijabatskim. U modelima koji uzimaju u obzir kemijski gradijent. sastavu, polukonvekcijska zona odvojena je od konvektivne jezgre slojem zračenja, koji sprječava miješanje. Ako koristimo Schwarzschildov kriterij, tada dolazi do djelomičnog miješanja i bitno se mijenjaju uvjeti evolucije. Izgaranje helija događa se u području plavih superdivova, au slučaju Ledouxovog kriterija helij izgara u području crvenih superdivova s
Kako se masa povećava, kritična vrijednost raste. osvijetljenost

Na L = Lc Sila pritiska svjetlosti na elektrone uravnotežuje silu gravitacije. privlačenje atomskih jezgri. Kako se zvijezda pomiče na GRD udesno u područje crvenih superdivova nakon formiranja helijeve jezgre u ljusci, gdje nastaju zone nepotpune ionizacije helija i vodika, neprozirnost i L/Lc postaje veći od jedan. U ovoj fazi moguće je naglo povećanje stope gubitka mase od zvijezde, tako da se može izgubiti cijela vodikova ovojnica. Promatranja pokazuju postojanje vrlo svijetlih helijskih zvijezda tipa Wolf-Rayet (WR, vidi dolje). Vuk - Rajske zvijezde), u kojem dolazi do snažnog istjecanja materije s protokom mase.U fazi formiranja zvijezda WR, protok mase mogao bi biti puno veći.

Proračun evolucije masivnih zvijezda zahtijeva samodosljedan proračun gubitka mase, tako da vrijednost M dobiven je u izračunima nedvosmisleno, kao L, R, T e,. Jer vrijeme mršavljenja M/M mnogo hidrodinamičniji. vrijeme zvijezde, zvijezda u fazi isteka može se prikazati kao statika. jezgre i ljuske koja stalno teče, masa reza iznutra je kritična. radijus toka je mnogo manji od mase zvijezde; do kritičnog radius r k brzina v do jednak (vidi Zvjezdani vjetar).Brzina protoka brzo pada kao prijelaz u gustu unutarnju. slojeva zvijezde, a ljuska glatko postaje statična. jezgra. Napravljeni su samo preliminarni izračuni evolucije sa samodosljednim proračunom gubitka mase, iako postoje mnoge evolucije. proračuni s fenomenološkim uzimajući u obzir gubitak mase, vrsta ovisnosti

(L, R, M u jedinicama

Riža. 5. Evolucijski tragovi zvijezda s masama 15 i 25 BB" I prije Krista-područja izgaranja helija u jezgri; CD- izgaranje u dvoslojnom (H - He) izvoru; DE- izgaranje ugljika. Izračuni su dovedeni do točke gubitka stabilnosti (označeno križićem u krugu), isprekidane staze odgovaraju ne sasvim pouzdanim izračunima.

Proračun evolucije dviju zvijezda s naknadnom masom (M = 15 i do formiranja željezne jezgre u stanju prije supernove prikazan je na slici 5. Nakon izgaranja ugljika, evolucija jezgre nastavlja se vrlo brzo, zbog povećanja stope gubitaka neutrina, tako da se stanje ljuske gotovo ne mijenja i zvijezda se malo pomiče duž GRD-a dok kolaps ne počne. Promatranja supernove 1987A u Velikom Magellanovom oblaku pokazala su da je prije -supernova je ovdje bila plavi, a ne crveni superdiv, kao što je prikazano na slici 5. To može biti zbog činjenice da je ili došlo do resetiranja dijelova vodikove ljuske ili je zvijezda evoluirala na stazi duž petlji koje ulaze u plavo područje. Ako se ugljik zapalio u trenutku kada je zvijezda bila u plavom području, njegov prividni položaj na GRD-u ostao je gotovo nepromijenjen sve do gubitka stabilnosti i eksplozije supernove. Izračuni pokazuju da je pojava petlji stohastičke prirode, tako da možemo govoriti samo o vjerojatnosti da se zvijezda nalazi u području plavih, žutih ili crvenih superdiva u stanju prije supernove.

Zvijezde koje su se pretvorile u crvene i žute divove i superdivove, nakon formiranja jezgre helija, postaju definirane. područja koja su nestabilna u odnosu na mehaničke ljuljačke. i promatraju se kao promjenjive zvijezde s pravilnim fluktuacijama sjaja ( cefeide i zvijezde tipa RR Lyrae). Osnovni, temeljni Razlog pobuđivanja oscilacija u ovim zvijezdama je anomalno ponašanje neprozirnosti u zoni nepotpune ionizacije helija, čija se debljina povećava s porastom temperature (vidi. Pulsacije zvijezda).Ostale vrste promjenjivih zvijezda s pravilnom, polupravilnom i nepravilnom varijabilnošću nalaze se izvan MS. Razlog varijabilnosti regularnih varijabli koje su na stupnjevima E. z. prije i poslije MS-a je prisutnost snažnih konvektivnih ljuski koje dovode do stvaranja udarnih valova tijekom zvjezdanih baklji sličnih solarne baklje, ali mnogo redova veličine moćniji.

Predsupernova i supernova

Supernove drugog tipa (s vodikovim linijama u spektru i ostacima u obliku pulsari) su proizvod evolucije masivnih zvijezda pri čemu jezgre tih zvijezda gube stabilnost i kolabiraju nakon što se središte i temperatura toliko povećaju da počinje adijabatska disocijacija jezgri 56 Fe. indikator postaje manji od 4/3. Prosječna vrijednost g za zvijezdu određuje njezinu hidrodinamiku. održivost. Nestabilnost se javlja kada

U izrazu, izraz na desnoj strani povezan je s učincima opće relativnosti i jednak je nuli u Newtonovoj teoriji, koja odvaja stabilna stanja od nestabilnih. Prema rezultatima proračuna prikazanim na Sl. 5. Jezgre zvijezda u točki nedugo nakon gubitka stabilnosti karakteriziraju sljedeći parametri:

Ovdje M, - masa jezgre; T s i r c - centralne temperature i gustoća, - luminoznost neutrina, - luminoznost fotona, - radijus fotosfere; brojevi u zagradama označavaju red veličine. Zvijezde mase cca. 8, formira se degenerirana jezgra ugljik-kisik s masom od 1,39, koja je prije toplinskog bljeska karakterizirana tragom, parametrima: ( r i, je polumjer jezgre). Toplinske baklje zvjezdanih jezgri, koje dovode do potpunog širenja zvijezde i oslobađanja energije ~ 10 51 erg, povezane su s opaženim eksplozijama supernova tipa I, u spektru kojih se ne opaža vodik, a pulsari nisu pronađeni u ostacima eksplozije. Eksplozije supernova tipova srednjih između tipova I i II (vodikove linije su gotovo nevidljive, ali neutronske zvijezde mogu nastati) očito su povezane s gubitkom stabilnosti u jezgrama zvijezda srednje mase ili s ulaskom tih zvijezda u dvojne sustave.

Hidrodinamički proračuni kolaps jezgri masivnih zvijezda pokazao je da je velika većina oslobođenih gravitacijskih energyerg) odnose neutrini. Unutarnji dijelovi zvijezde ispadaju neprozirni za neutrine koji se tamo rađaju, a unutar zvijezde se formira fotosfera neutrina. Neutrinsko zagrijavanje padajuće ljuske, izgaranje preostalog nuklearnog goriva u njoj tijekom kolapsa, kao i odbijanje padajuće ljuske od površine nastale neutronske zvijezde nedostatni su za izbacivanje materije iz kinetike. erg energija (karakteristika supernova). Osnovni, temeljni razlozi za to su što tok neutrina usporava pad ljuske, a udarni val koji nastaje tijekom odbijanja ljuske dodatno je oslabljen zbog trošenja većine svoje energije na disocijaciju atomskih jezgri željeznog vrha u ljuska (tj. jezgre s masenim brojevima blizu 56). Brzi gubici energije zbog emisije neutrina iz područja fotosfere neutrina dovode do povećanja temperaturnog gradijenta i razvoja konvekcije. To može značajno povećati energiju svakog emitiranog neutrina i, sukladno tome, presjek njegove interakcije s materijom, što pridonosi eksploziji.

Energija eksplozije supernove može se izvući iz rotacijske energije nastale neutronske zvijezde, dosežući 10 53 erg. Najvažniju ulogu u transformaciji rotacijske energije u energiju eksplozije ima magnet. polje. Stoga se takva eksplozija naziva. magnetorotacijski. U diferencijalno rotirajućoj ljusci oko neutronske zvijezde događa se linearno povećanje vremena azimutnog magnetskog polja. polja zbog zavojitih linija sile. Kada je mag. tlak se dovoljno povećava, nastaje, rubovi se pojačavaju pri širenju u okolini s opadajućom gustoćom i zbog rada magneta. klip Izračuni pokazuju da se ~3-5% rotacijske energije može pretvoriti u kinetičku energiju. osloboditi energiju. Ovo je dovoljno da objasni promatrane supernove. Za razliku od mehanizama eksplozije sferno simetričnih zvijezda, gdje se energija oslobađa u djeliću sekunde, tijekom magnetorotacijske eksplozije oslobađanje energije može trajati nekoliko. sati; u ovom slučaju, period rotacije nastale neutronske zvijezde može premašiti 10 milisekundi (brzina rotacije bit će<~ 1/10 предельной, совместимой с устойчивостью нейтронной звезды).

Posljednje faze zvjezdane evolucije

Zvijezda, koja nema izvora energije, sjaji zbog hlađenja, a ravnotežu u njoj održava pritisak degeneriranih elektrona ili neutrona. Zabavna brana. Činjenica je da postoji ograničenje mase za hladne zvijezde, jer s povećanjem gustoće dolazi do relativističke degeneracije elektrona, a potom i neutrona. Stoga prilično masivne zvijezde gube stabilnost i prelaze u stanje relativističkog kolapsa s nastankom crne rupe. Pri gustoćama g/cm 3 tvar se sastoji od elektrona i jezgre. elektrona je uži na g/cm 3 (m z je broj nukleona po elektronu), tako da možete koristiti jednadžbu stanja relativističkog degeneriranog elektronskog plina

Za barotropsku razinu države P = P(str)ravnoteža zvijezde određena je jednadžbama (1) i (2). U slučaju politropa iz (1) i (2), jednadžba ravnoteže je sljedeća:

zvjezdana masa

Iz jednadžbe (9) slijedi da je masa zvijezde neovisna o r c. Za državnu razinu (8) masa

Riža. 6. Ovisnost mase o središnjoj gustoći za ravnotežne hladne zvijezde. Gornja isprekidana linija odgovara jednadžbi stanja za "čiste" neutrone, donja uzima u obzir hiperone.

Masa zvijezda, u kojima je tlak određen degeneriranim elektronima, ne može prijeći ( Chandrasekharova granica). Zvijezde u kojima prevladava tlak degeneriranih elektrona nazivamo. bijeli patuljci zbog svoje male veličine i vruće površine. Na grafikonu za hladne zvijezde (slika 6), bijeli patuljci nalaze se lijevo od prvog maksimuma. Za sastav željeza = 28/13; S uzimajući u obzir neutronizaciju i Coulombove korekcije jednadžbe max stanja, masa željeznog bijelog patuljka približno je jednaka središtu, gustoća ~1,4x. Pri većim gustoćama, m z raste zbog neutronizacije, a ravnotežna masa opada. U ovom slučaju ravnotežni modeli su nestabilni, a stabilnost se uspostavlja kada je bazičan. Nerelativistički degenerirani neutroni počinju pridonositi tlaku (minimum na sl. 6, gdje Pri tako velikim gustoćama nuklearna interakcija igra važnu ulogu, stoga u stabilnim neutronskim zvijezdama (između minimuma i drugog maksimuma) neutronski plin nije idealno. Relativistička neutronska degeneracija i učinci opće relativnosti dovode do gubitka stabilnosti. Kao rezultat toga, maksimalna masa neutronske zvijezde (za realne razine stanja)

Zvijezde od početka Oni gube masu u procesu evolucije na AVG-u i pretvaraju se u bijele patuljke. Masivnije zvijezde koje nisu imale vremena izgubiti masu i stabilnost ili se raspadaju kao rezultat eksplozivnog izgaranja ugljika ili se pretvaraju u raspadnute neutronske zvijezde. vrste. Ako se višak mase ne izbaci tijekom kolapsa, dolazi do relativističkog kolapsa jezgre i nastanka crne rupe. Prethodnici crnih rupa su od početka najmasivnije zvijezde. od strane masa

Lit.: Frank-Kamenetsky D. A., Fizički procesi unutar zvijezda, M., 1959.; Schwarzschild M., Struktura i evolucija zvijezda, trans. s engleskog, M., 1961.; Unutarnja struktura zvijezda, ur. L. Allera. D. M. McLaughlin, prev. s engleskog, M., 1970.; Masevich A. G., Tutukov A. V., Evolucija zvijezda; teorija i opažanja, M., 1988; Bisnovaty-Kogan G.S., Fizička pitanja teorije evolucije zvijezda. M.. 1989. godine. G. S. Bisnovaty-Kogan.

Ukratko razmotrimo glavne faze evolucije zvijezda.

Promjene u fizičkim karakteristikama, unutarnjoj strukturi i kemijskom sastavu zvijezde tijekom vremena.

Fragmentacija materije. .

Pretpostavlja se da zvijezde nastaju tijekom gravitacijske kompresije fragmenata oblaka plina i prašine. Dakle, takozvane globule mogu biti mjesta formiranja zvijezda.

Globula je gusti neprozirni međuzvjezdani oblak molekularne prašine (plin-prašina), koji se promatra na pozadini svjetlećih oblaka plina i prašine u obliku tamne okrugle formacije. Sastoji se pretežno od molekularnog vodika (H 2) i helija ( On ) s primjesom molekula drugih plinova i čvrstih međuzvjezdanih zrnaca prašine. Temperatura plina u globuli (uglavnom temperatura molekularnog vodika) T≈ 10 ÷ 50K, prosječna gustoća n~ 10 5 čestica/cm 3, što je nekoliko redova veličine više nego u najgušćim konvencionalnim oblacima plina i prašine, promjera D~ 0,1 ÷ 1 . Masa kuglica M≤ 10 2 × M ⊙ . Kod nekih globula mladi tip T Bik.

Oblak je sabijen vlastitom gravitacijom zbog gravitacijske nestabilnosti, koja može nastati ili spontano ili kao rezultat interakcije oblaka s udarnim valom iz nadzvučnog toka zvjezdanog vjetra iz drugog obližnjeg izvora formiranja zvijezda. Postoje i drugi mogući uzroci gravitacijske nestabilnosti.

Teorijske studije pokazuju da pod uvjetima koji postoje u običnim molekularnim oblacima (T≈ 10 ÷ 30K i n ~ 10 2 čestica/cm 3), početni se može pojaviti u volumenima oblaka mase M≥ 10 3 × M ⊙ . U takvom kolabirajućem oblaku moguća je daljnja dezintegracija na manje masivne fragmente, od kojih će svaki također biti komprimiran pod utjecajem vlastite gravitacije. Promatranja pokazuju da se u Galaksiji, tijekom procesa formiranja zvijezda, rađa ne jedna, već skupina zvijezda različitih masa, na primjer, otvoreni zvjezdani skup.

Kada se komprimira u središnjim područjima oblaka, gustoća se povećava, što rezultira trenutkom kada tvar ovog dijela oblaka postaje neprozirna za vlastito zračenje. U dubini oblaka pojavljuje se stabilna gusta kondenzacija koju astronomi nazivaju oh.

Fragmentacija tvari je raspadanje molekularnog oblaka prašine na manje dijelove čiji daljnji dio dovodi do pojave.

- astronomski objekt koji se nalazi u fazi, iz koje nakon nekog vremena (za Sunčevu masu ovaj put T~ 10 8 godina) formira se normalno.

S daljnjim padom tvari iz plinske ljuske na jezgru (akrecija), masa potonje, a time i temperatura, raste toliko da se plin i tlak zračenja uspoređuju sa silama. Prestaje kompresija kernela. Formacija je okružena ljuskom od plina i prašine, neprozirnom za optičko zračenje, dopuštajući samo infracrveno zračenje i zračenje dužih valnih duljina. Takav objekt (-čahura) promatra se kao snažan izvor radio i infracrvenog zračenja.

S daljnjim povećanjem mase i temperature jezgre, lagani pritisak zaustavlja akreciju, a ostaci ljuske se raspršuju u svemiru. Pojavljuje se mladica čija fizikalna svojstva ovise o masi i početnom kemijskom sastavu.

Glavni izvor energije za novonastalu zvijezdu očito je energija koja se oslobađa tijekom gravitacijske kompresije. Ova pretpostavka proizlazi iz teorema o virijalu: u stacionarnom sustavu zbroj potencijalne energije E str svi članovi sustava i dvostruka kinetička energija 2 E do ovih članova jednaka je nuli:

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

Teorem vrijedi za sustave čestica koje se kreću u ograničenom području prostora pod utjecajem sila čija je veličina obrnuto proporcionalna kvadratu udaljenosti između čestica. Iz toga slijedi da je toplinska (kinetička) energija jednaka polovici gravitacijske (potencijalne) energije. Kada se zvijezda skuplja, ukupna energija zvijezde opada, a gravitacijska energija opada: polovica promjene gravitacijske energije napušta zvijezdu zračenjem, a zbog druge polovice toplinska energija zvijezde raste.

Mlade zvijezde male mase(do tri Sunčeve mase) koje se približavaju glavnom nizu potpuno su konvektivne; proces konvekcije pokriva sva područja zvijezde. To su u biti protozvijezde, u čijem središtu nuklearne reakcije tek počinju, a svo zračenje nastaje uglavnom zbog. Još nije utvrđeno da zvijezda opada pri konstantnoj efektivnoj temperaturi. Na Hertzsprung-Russell dijagramu takve zvijezde tvore gotovo okomitu stazu koja se naziva Hayashijeva staza. Kako se kompresija usporava, mladi se približavaju glavnoj sekvenci.

Stezanjem zvijezde počinje rasti tlak degeneriranog elektronskog plina, a kada se postigne određeni radijus zvijezde kompresija prestaje, što dovodi do zaustavljanja daljnjeg rasta središnje temperature uzrokovane kompresijom, a zatim na njegovo smanjenje. Za zvijezde manje od 0,0767 Sunčeve mase to se ne događa: energija koja se oslobađa tijekom nuklearnih reakcija nikada nije dovoljna da uravnoteži unutarnji tlak i. Takve "podzvijezde" emitiraju više energije nego što se proizvodi tijekom nuklearnih reakcija, te se klasificiraju kao tzv. njihova je sudbina stalna kompresija sve dok je pritisak degeneriranog plina ne zaustavi, a zatim postupno hlađenje uz prestanak svih započetih nuklearnih reakcija.

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.

Zvijezde s masom većom od 8 Sunčevih masaveć imaju karakteristike normalnih zvijezda, budući da su prošle kroz sve međufaze i uspjele postići takvu brzinu nuklearnih reakcija da kompenziraju izgubljenu energiju zbog zračenja dok se masa jezgre nakuplja. Odljev mase iz tih zvijezda toliko je velik da ne samo da zaustavlja kolaps vanjskih područja molekularnog oblaka koji još nisu postali dio zvijezde, već ih, naprotiv, odmrzava. Stoga je masa nastale zvijezde osjetno manja od mase protozvjezdanog oblaka.

Glavni niz

Temperatura zvijezde raste sve dok u središnjim područjima ne dosegne vrijednosti dovoljne da omoguće termonuklearne reakcije, koje tada postaju glavni izvor energije za zvijezdu. Za velike zvijezde ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) je "izgaranje" vodika u ciklusu ugljika; Za zvijezde čija je masa jednaka ili manja od mase Sunca, energija se oslobađa u reakciji proton-proton. ulazi u fazu ravnoteže i zauzima svoje mjesto na glavnom nizu Hertzsprung-Russellovog dijagrama: zvijezda velike mase ima vrlo visoku temperaturu jezgre ( T ≥ 3 × 10 7 K ), proizvodnja energije je vrlo intenzivna, - na glavnoj sekvenci zauzima mjesto iznad Sunca u području ranog ( O … A , (F )); zvijezda male mase ima relativno nisku temperaturu jezgre ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), proizvodnja energije nije tako intenzivna, - na glavnoj sekvenci zauzima mjesto uz ili ispod Sunca u području kasnog (( F), G, K, M).

Na glavnoj sekvenci troši do 90% vremena koje je priroda dodijelila za svoje postojanje. Vrijeme koje zvijezda provede u fazi glavne sekvence također ovisi o njezinoj masi. Da, s masom M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O ili B je u fazi glavnog niza oko 10 7 godina, dok je crveni patuljak K 5 s masom M ≈ 0,5 × M ⊙ je u fazi glavne sekvence oko 10 11 godina, to jest, vrijeme usporedivo sa starošću Galaksije. Masivne vruće zvijezde brzo prelaze u sljedeće stupnjeve evolucije, hladni patuljci su u fazi glavnog niza tijekom postojanja Galaksije. Može se pretpostaviti da su crveni patuljci glavni tip populacije Galaksije.

Crveni div (superdiv).

Brzo sagorijevanje vodika u središnjim područjima masivnih zvijezda dovodi do pojave helijeve jezgre. S udjelom mase vodika od nekoliko posto u jezgri, reakcija ugljika pretvaranja vodika u helij gotovo potpuno prestaje. Jezgra se skuplja, uzrokujući povećanje temperature. Kao rezultat zagrijavanja uzrokovanog gravitacijskim sabijanjem helijeve jezgre, vodik se "zapali" i počinje oslobađanje energije u tankom sloju koji se nalazi između jezgre i produžene ljuske zvijezde. Ljuska se širi, radijus zvijezde se povećava, efektivna temperatura se smanjuje i povećava. "napušta" glavni niz i prelazi na sljedeći stupanj evolucije - na stupanj crvenog diva ili, ako je masa zvijezde M > 10 × M ⊙ , u stadij crvenog superdiva.

S povećanjem temperature i gustoće, helij počinje "gorjeti" u jezgri. Na T ~ 2 × 10 8 K i r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 počinje termonuklearna reakcija koja se naziva ternarna reakcija. a -proces: od tri a -čestice (jezgre helija 4 On ) nastaje jedna stabilna jezgra ugljika 12 C. Na masi jezgre zvijezde M< 1,4 × M ⊙ тройной a -proces dovodi do eksplozivnog oslobađanja energije - baklje helija, koja se za pojedinu zvijezdu može ponoviti nekoliko puta.

U središnjim područjima masivnih zvijezda u stadiju diva ili superdiva, porast temperature dovodi do uzastopnog stvaranja jezgri ugljika, ugljika-kisika i kisika. Nakon što ugljik izgori, dolazi do reakcija koje rezultiraju stvaranjem težih kemijskih elemenata, vjerojatno jezgri željeza. Daljnja evolucija masivne zvijezde može dovesti do izbacivanja ljuske, izbijanja zvijezde kao nove ili, uz naknadno formiranje objekata koji su završni stupanj evolucije zvijezda: bijeli patuljak, neutronska zvijezda ili crna rupa.

Konačna faza evolucije je faza evolucije svih normalnih zvijezda nakon što su te zvijezde iscrpile svoje termonuklearno gorivo; prestanak termonuklearnih reakcija kao izvora energije zvijezda; prijelaz zvijezde, ovisno o masi, u stadij bijelog patuljka, odnosno crne rupe.

Bijeli patuljci su posljednji stupanj evolucije svih normalnih zvijezda s masom M< 3 ÷ 5 × M ⊙ nakon što su ovi iscrpili svoje termonuklearno gorivo. Nakon što je prošao stadij crvenog diva (ili subdiva), odbacuje svoju ljusku i izlaže jezgru, koja, kako se hladi, postaje bijeli patuljak. Mali radijus (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) i bijele ili bijelo-plave boje (T b.k ~ 10 4 K) odredio je naziv ove klase astronomskih objekata. Masa bijelog patuljka uvijek je manja od 1,4×M⊙ - dokazano je da bijeli patuljci velike mase ne mogu postojati. S masom usporedivom s masom Sunca i veličinama usporedivim s veličinama velikih planeta Sunčevog sustava, bijeli patuljci imaju ogromnu prosječnu gustoću: ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3 , odnosno uteg volumena 1 cm 3 tvari bijelog patuljka teži tonu! Gravitacijsko ubrzanje na površini g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (usporedi s ubrzanjem na površini Zemlje - g ≈980 cm/s 2). Uz takvo gravitacijsko opterećenje unutarnjih područja zvijezde, ravnotežno stanje bijelog patuljka održava se pritiskom degeneriranog plina (uglavnom degeneriranog elektronskog plina, jer je doprinos ionske komponente mali). Podsjetimo se da se plin u kojem ne postoji Maxwellova raspodjela brzina čestica naziva degeneriranim. U takvom plinu, pri određenim vrijednostima temperature i gustoće, broj čestica (elektrona) koje imaju bilo koju brzinu u rasponu od v = 0 do v = v max bit će isti. v max je određen gustoćom i temperaturom plina. Sa masom bijelog patuljka M b.k > 1,4 × M ⊙ maksimalna brzina elektrona u plinu je usporediva s brzinom svjetlosti, degenerirani plin postaje relativistički i njegov tlak više nije u stanju izdržati gravitacijsku kompresiju. Radijus patuljka teži nuli - on se "sruši" u točku.

Tanke, vruće atmosfere bijelih patuljaka sastoje se ili od vodika, s gotovo nikakvim drugim elementima koji se mogu otkriti u atmosferi; ili iz helija, dok je vodika u atmosferi stotine tisuća puta manje nego u atmosferama normalnih zvijezda. Prema vrsti spektra, bijeli patuljci pripadaju spektralnim klasama O, B, A, F. Da bi se bijeli patuljci "razlikovali" od normalnih zvijezda, slovo D se stavlja ispred oznake (DOVII, DBVII itd. D je prvo slovo u engleskoj riječi Degenerate – degenerirati). Izvor zračenja bijelog patuljka je rezerva toplinske energije koju je bijeli patuljak primio kao jezgra matične zvijezde. Mnogi bijeli patuljci naslijedili su od svojih roditelja jako magnetsko polje čiji intenzitet H ~ 10 8 E. Smatra se da je broj bijelih patuljaka oko 10% od ukupnog broja zvijezda u Galaksiji.

Na sl. 15 prikazuje fotografiju Sirijusa - najsjajnije zvijezde na nebu (α Canis Majoris; m v = -1 m 0,46; razred A1V). Disk vidljiv na slici posljedica je fotografskog zračenja i difrakcije svjetlosti na leći teleskopa, odnosno sam disk zvijezde nije razlučen na fotografiji. Zrake koje dolaze iz fotografskog diska Siriusa su tragovi distorzije valne fronte svjetlosnog toka na elementima optike teleskopa. Sirius se nalazi na udaljenosti od 2,64 od Sunca, svjetlosti sa Siriusa treba 8,6 godina da stigne do Zemlje - dakle, jedna je od zvijezda najbližih Suncu. Sirius je 2,2 puta masivniji od Sunca; njegov M v = +1 m .43, odnosno naš susjed emitira 23 puta više energije od Sunca.

Slika 15.

Jedinstvenost fotografije leži u činjenici da je, zajedno sa slikom Siriusa, bilo moguće dobiti sliku njegovog satelita - satelit "svijetli" svijetlom točkom lijevo od Siriusa. Sirius - teleskopski: sam Sirius označen je slovom A, a njegov satelit slovom B. Prividna magnituda Siriusa je B m v = +8 m .43, odnosno gotovo je 10 000 puta slabiji od Siriusa A. Masa Siriusa B gotovo je točno jednaka masi Sunca, polumjer je oko 0,01 polumjera Sunca, površina temperatura je oko 12000K, ali Sirius B emitira 400 puta manje od Sunca. Sirius B je tipični bijeli patuljak. Štoviše, ovo je prvi bijeli patuljak, koji je, usput rečeno, otkrio Alfven Clarke 1862. tijekom vizualnog promatranja kroz teleskop.

Sirius A i Sirius B kruže oko zajedničkog prostora s periodom od 50 godina; udaljenost između komponenti A i B je samo 20 AJ.

Prema prikladnoj primjedbi V.M.Lipunova, „oni „sazrijevaju“ unutar masivnih zvijezda (s masom većom od 10×M⊙ )". Jezgre zvijezda koje se razvijaju u neutronsku zvijezdu imaju 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; nakon što presuše izvori termonuklearnih reakcija i roditelj izbaci značajan dio materije u baklji, te će jezgre postati samostalni objekti zvjezdanog svijeta, vrlo specifičnih karakteristika. Kompresija jezgre matične zvijezde prestaje na gustoći usporedivoj s nuklearnom gustoćom (ρ n. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm 3). Uz takvu masu i gustoću, radijus rođenja je samo 10 i sastoji se od tri sloja. Vanjski sloj (ili vanjsku koru) tvori kristalna rešetka atomskih jezgri željeza ( Fe ) s mogućom malom primjesom atomskih jezgri drugih metala; Debljina vanjske kore je samo oko 600 m s radijusom od 10 km. Ispod vanjske kore nalazi se druga unutarnja tvrda kora sastavljena od atoma željeza ( Fe ), ali ti su atomi pretjerano obogaćeni neutronima. Debljina ove kore≈ 2 km. Unutarnja kora graniči s tekućom neutronskom jezgrom, čiji su fizikalni procesi određeni izvanrednim svojstvima neutronske tekućine - superfluidnošću i, u prisutnosti slobodnih elektrona i protona, supravodljivošću. Moguće je da u samom središtu tvari sadrži mezone i hiperone.

Brzo se okreću oko osi - od jednog do stotine okretaja u sekundi. Takva rotacija u prisutnosti magnetskog polja ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Oe) često dovodi do opaženog učinka pulsiranja zračenja zvijezda u različitim rasponima elektromagnetskih valova. Vidjeli smo jedan od ovih pulsara unutar Rakove maglice.

Ukupni broj brzina rotacije više nije dovoljna za izbacivanje čestica, pa ne može biti radio pulsar. No, ona je i dalje velika, a okolna neutronska zvijezda zarobljena magnetskim poljem ne može pasti, odnosno ne dolazi do nakupljanja materije.

Akrektor (rendgenski pulsar). Brzina rotacije se smanjuje do te mjere da više ništa ne sprječava da materija padne na takvu neutronsku zvijezdu. Plazma, padajući, kreće se duž linija magnetskog polja i udara o čvrstu površinu u području polova, zagrijavajući se do desetaka milijuna stupnjeva. Tvar zagrijana na tako visoke temperature svijetli u rendgenskom području. Područje u kojem padajuća tvar stupa u interakciju s površinom zvijezde je vrlo malo - samo oko 100 metara. Zbog rotacije zvijezde, ova vruća točka povremeno nestaje iz vidokruga, što promatrač percipira kao pulsacije. Takvi se objekti nazivaju pulsari X-zraka.

Georotator. Brzina rotacije takvih neutronskih zvijezda je mala i ne sprječava akreciju. Ali veličina magnetosfere je takva da plazmu zaustavlja magnetsko polje prije nego što je uhvati gravitacija.

Ako je komponenta bliskog binarnog sustava, tada se materija "pumpa" iz normalne zvijezde (druga komponenta) u neutronsku zvijezdu. Masa može premašiti kritičnu (M > 3×M⊙ ), tada je narušena gravitacijska stabilnost zvijezde, ništa se ne može oduprijeti gravitacijskoj kompresiji i "ide" ispod njezina gravitacijskog polumjera

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

pretvarajući se u “crnu rupu”. U danoj formuli za r g: M je masa zvijezde, c je brzina svjetlosti, G je gravitacijska konstanta.

Crna rupa je objekt čije je gravitacijsko polje toliko jako da ni čestica, ni foton, ni bilo koje materijalno tijelo ne može postići drugu kozmičku brzinu i pobjeći u svemir.

Crna rupa je jedinstven objekt u smislu da priroda fizičkih procesa unutar nje još nije dostupna teoretskom opisu. Postojanje crnih rupa proizlazi iz teoretskih razmatranja; u stvarnosti se mogu nalaziti u središnjim područjima kuglastih jata, kvazara, divovskih galaksija, uključujući i središte naše galaksije.

Zavirujući u dubine Svemira, astronomi istražuju sudare različitih kozmičkih sila. Smrt zvijezde podigla nam je veo granica vremena i prostora. Moderna astronomija omogućila je vidjeti potpuno drugačiji Svemir: uzavreo i neukrotiv. Spektakl je popraćen samrtnim mukama divovske zvijezde. 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 rađanja određuje cijelu povijest naše galaksije – Mliječnog puta i milijardi sličnih galaksija u svijetu.

Naš pogled na kozmos oblikovan je rijetkim eksplozijama zvijezda dovoljno sjajnih da se vide golim okom.

Godine 1054. promatrači zvijezda u Sjevernoj Americi otkrili su supernovu dok su promatrali 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 kada velika zvijezda eksplodira, toliko materije prodire u njezinu jezgru da može pobjeći iz svemira. 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. Generira magnetska polja koja se okreću i tvore dvije visokoenergetske zrake ili struje materije koje prolaze kroz njih.

Astronomi znaju da crne rupe mogu u tren oka koncentrirati ogromne količine energije u te tokove. 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 nije tu 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 velike količine iona željeza i drugih metala nastalih 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 ispitivanja najudaljenijih planeta Sunčevog sustava i njihovih satelita, ovi se uređaji šalju na vanjske granice našeg sustava, desetke 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.

20. Radio komunikacije između civilizacija koje se nalaze na različitim planetarnim sustavima

21. Mogućnost međuzvjezdane komunikacije optičkim metodama

22. Komunikacija s izvanzemaljskim civilizacijama pomoću automatskih sondi

23. Teorijska analiza vjerojatnosti međuzvjezdanih radio komunikacija. Karakter signala

24. O mogućnosti izravnih kontakata između izvanzemaljskih civilizacija

25. Napomene o tempu i prirodi tehnološkog razvoja čovječanstva

II. Je li moguća komunikacija s inteligentnim bićima na drugim planetima?

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 spiralnim krakovima 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, primjerice, vjerovali da je izvor sunčeve energije kontinuirano padanje meteoroida na njegovu površinu, drugi su izvor tražili u neprekidnom sabijanju 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). Kao rezultat tih reakcija, čija brzina jako ovisi o temperaturi, protoni se pretvaraju u jezgre helija, a oslobođena energija polako “curi” kroz dubinu zvijezda i na kraju, značajno transformirana, biva emitirana u svemir. Ovo je izuzetno moćan izvor. Ako pretpostavimo da se Sunce u početku sastojalo samo od vodika, koji je kao rezultat termonuklearnih reakcija potpuno pretvoren u helij, tada će količina oslobođene energije biti 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 (u astronomskim razmjerima, naravno!), pod utjecajem sila univerzalne gravitacije, iz tog će se oblaka formirati relativno gusta neprozirna plinovita 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 zatim postupno pretvaraju u planete (vidi sl. CH. 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. U ovom slučaju, tlak plina unutar buduće zvijezde uravnotežuje privlačnost i plinska kugla se prestaje sabijati. 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. Radioastronomi su bili jako iznenađeni kada su, promatrajući nebo na valnoj duljini od 18 cm, što odgovara OH radio liniji, otkriveni svijetli, izuzetno kompaktni (tj. malih kutnih dimenzija) 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 pokazano uporabom tada nove, vrlo učinkovite istraživačke metode nazvane "radio interferometrija na ultradugim osnovnim crtama". 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 samo su za red veličine veće od 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 "misterija" 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 se mogao detektirati čak i na tehničkoj razini radioastronomije prije 35 godina, dakle 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, utemeljitelj valne teorije svjetlosti, Fresnel, primijetio je (naravno, drugom prilikom): "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 nije sasvim jasan, još uvijek je moguće dobiti okvirnu ideju o fizičkim uvjetima u oblacima koji emitiraju liniju od 18 cm pomoću mehanizma masera. Prije svega, ispada da su ti oblaci prilično gusti: po kubnom centimetru ima 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. Ovi oblaci sadrže mnogo kozmičke prašine, što ih čini neuočljivima 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 je, posve neočekivano, radioastronomija pretvorila klasični problem nastanka zvijezda u granu 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)

Iz tablice proizlazi da je vrijeme zadržavanja zvijezda "kasnije" od KO na glavnom nizu znatno veće od starosti Galaksije, koja je, prema postojećim procjenama, blizu 15-20 milijardi godina. "Izgaranje" vodika (tj. njegova transformacija u helij tijekom termonuklearnih reakcija) događa se samo u središnjim područjima zvijezde. To se objašnjava činjenicom da se zvjezdana tvar miješa samo u središnjim područjima zvijezde, gdje se odvijaju nuklearne reakcije, dok vanjski slojevi održavaju relativni sadržaj vodika nepromijenjenim. Budući da je količina vodika u središnjim područjima zvijezde ograničena, prije ili kasnije (ovisno o masi zvijezde) on će gotovo sav tamo “izgorjeti”. Izračuni pokazuju da se masa i radijus njezinog središnjeg područja, u kojem se odvijaju nuklearne reakcije, postupno smanjuju, dok se zvijezda polako pomiče udesno u dijagramu spektar-luminoznost. Taj se proces odvija mnogo brže kod relativno masivnih zvijezda. Ako zamislimo skupinu istovremeno formiranih zvijezda u razvoju, tada će se s vremenom glavni niz na dijagramu spektar-luminoznost konstruiran za ovu skupinu činiti savijenim udesno. Što će se dogoditi sa zvijezdom kada sav (ili gotovo sav) vodik u njezinoj jezgri "izgori"? Budući da prestaje oslobađanje energije u središnjim područjima zvijezde, tamošnja temperatura i tlak ne mogu se održavati na razini potrebnoj za suzbijanje gravitacijske sile koja komprimira zvijezdu. Jezgra zvijezde počet će se skupljati, a njezina temperatura će se povećati. Formira se vrlo gusto vruće područje koje se sastoji od helija (u koji se pretvorio vodik) s malom primjesom težih elemenata. Plin u ovom stanju naziva se "degeneriranim". Ima niz zanimljivih svojstava na kojima se ovdje ne možemo zadržati. U tom gustom vrućem području neće doći do nuklearnih reakcija, ali će se odvijati prilično intenzivno na periferiji jezgre, u relativno tankom sloju. Izračuni pokazuju da će se sjaj i veličina zvijezde početi povećavati. Zvijezda, takoreći, "bubri" i počinje se "spuštati" iz glavnog niza, krećući se u područje crvenih divova. Nadalje, pokazalo se da će divovske zvijezde s nižim sadržajem teških elemenata imati veći sjaj za istu veličinu. Na sl. Slika 14 prikazuje teoretski izračunate evolucijske staze na dijagramu “luminoznost - površinska temperatura” za zvijezde različitih masa. Kada zvijezda prijeđe u stadij crvenog diva, stopa njezine evolucije značajno se povećava. Za provjeru teorije od velike je važnosti konstruirati dijagram spektar-luminoznost za pojedinačne skupove zvijezda. Činjenica je da zvijezde istog skupa (na primjer, Plejade) očito imaju istu starost. Usporedbom dijagrama spektar-luminoznost za različite klastere - "stare" i "mlade", može se saznati kako se zvijezde razvijaju. Na sl. Slike 15 i 16 prikazuju dijagrame indeksa boja i sjaja za dva različita zvjezdana skupa.. Skup NGC 2254 je relativno mlada formacija.

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 magnituda

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: u starom skupu M 3 veliki broj zvijezda već je "napustio" 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 teorijskim konceptima 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, ovdje je teorija stalno praćena praksom astronomskih promatranja. Treba napomenuti da je sastavljanje velikog broja dijagrama boja-luminoznost zahtijevalo ogroman rad promatrača astronoma i radikalno poboljšanje metoda promatranja. S druge strane, napredak u teoriji unutarnje strukture i evolucije zvijezda bio bi nemoguć bez moderne računalne tehnologije koja se temelji na korištenju brzih elektroničkih računskih strojeva. Neprocjenjivu uslugu teoriji pružila su i istraživanja u području nuklearne fizike, koja su omogućila dobivanje kvantitativnih karakteristika onih nuklearnih reakcija 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 mogućnosti detektiranja snažnog toka neutrina, koji bi trebalo emitirati Sunce ako se u njegovim dubinama odvijaju nuklearne reakcije. Dobro je poznato da neutrini izrazito slabo međudjeluju s drugim elementarnim česticama. 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