Első rész A PROBLÉMA CSILLAGÁSZATI VONATKOZÁSA
4. A csillagok evolúciója A modern csillagászatnak számos érve szól amellett, hogy a csillagok a csillagközi közegben lévő gáz- és porfelhők kondenzációjából jönnek létre. A csillagkeletkezési folyamat ebből a környezetből a mai napig tart. Ennek a körülménynek a tisztázása a modern csillagászat egyik legnagyobb vívmánya. Egészen a közelmúltig azt hitték, hogy az összes csillag szinte egyidejűleg keletkezett sok milliárd évvel ezelőtt. Ezeknek a metafizikai elképzeléseknek az összeomlását elsősorban a megfigyelő csillagászat fejlődése, valamint a csillagok szerkezetének és fejlődésének elméletének fejlődése segítette elő. Ennek eredményeként világossá vált, hogy a megfigyelt csillagok közül sok viszonylag fiatal objektum, és néhányuk akkor keletkezett, amikor az ember már a Földön tartózkodott. Fontos érv amellett, hogy a csillagok a csillagközi gáz- és porközegből képződnek, a nyilvánvalóan fiatal csillagok csoportjainak (az úgynevezett „társulásoknak”) elhelyezkedése spirális ágak Galaxisok. A tény az, hogy a rádiócsillagászati megfigyelések szerint a csillagközi gáz főként a galaxisok spirális karjaiban koncentrálódik. Ez különösen a mi galaxisunkban fordul elő. Ráadásul egyes közeli galaxisok részletes „rádiófelvételeiből” az következik, hogy a csillagközi gáz legnagyobb sűrűsége a spirál belső (a megfelelő galaxis középpontjához viszonyított) szélein figyelhető meg, aminek természetes magyarázata van, melynek részletein itt nem időzhetünk. De éppen a spirálok ezen részein figyelik meg optikai csillagászati módszerekkel a „HII-zónákat”, azaz az ionizált csillagközi gázfelhőket. ch. 3 már elmondták, hogy az ilyen felhők ionizációjának oka csak a hatalmas forró csillagok - nyilvánvalóan fiatal objektumok - ultraibolya sugárzása lehet (lásd alább). A csillagok evolúciójával kapcsolatos probléma központi kérdése az energiaforrások kérdése. Tulajdonképpen honnan származik például? nagy mennyiség energia szükséges ahhoz, hogy a napsugárzást megközelítőleg megfigyelhető szinten tartsák több milliárd évig? A Nap minden másodpercben 4x10 33 erget bocsát ki, 3 milliárd év alatt pedig 4x10 50 erget. Kétségtelen, hogy a Nap kora körülbelül 5 milliárd év. Ez legalábbis a Föld korának különböző radioaktív módszerekkel végzett modern becsléseiből következik. Nem valószínű, hogy a Nap „fiatalabb” a Földnél. A múlt században és a század elején különféle hipotéziseket javasoltak a Nap és a csillagok energiaforrásainak természetéről. Egyes tudósok például úgy vélték, hogy a forrás napenergia a meteoroidok folyamatos hullása a felszínére, mások a Nap folyamatos összenyomódásában keresték a forrást. Az ilyen folyamatok során felszabaduló potenciális energia bizonyos körülmények között sugárzássá alakulhat. Amint alább látni fogjuk, ez a forrás meglehetősen hatékony lehet a csillagfejlődés korai szakaszában, de nem képes a szükséges ideig a Nap sugárzását biztosítani. A magfizika fejlődése lehetővé tette a csillagok energiaforrásaival kapcsolatos probléma megoldását századunk harmincas éveinek végén. Ilyen forrás a thermo nukleáris reakciók szintézis a csillagok belsejében, az ott uralkodó nagyon magas hőmérsékleten (körülbelül tízmillió Kelvin). E reakciók eredményeként, amelyek sebessége erősen függ a hőmérséklettől, a protonok hélium atommagokká alakulnak, és a felszabaduló energia lassan „kiszivárog” a csillagok belén, és végül jelentősen átalakul világtér. Ez kivételes erős forrás. Ha feltételezzük, hogy a Nap eredetileg csak hidrogénből állt, ami ennek eredményeként termonukleáris reakciók teljesen héliummá alakul, a felszabaduló energia mennyisége megközelítőleg 10 52 erg lesz. Így ahhoz, hogy a sugárzást évmilliárdokon keresztül a megfigyelt szinten tartsák, elegendő, ha a Nap a kezdeti hidrogénkészletének legfeljebb 10%-át „használja el”. Most a következőképpen képzelhetjük el egy csillag fejlődését. Bizonyos okok miatt (ezek közül több is megadható) csillagközi gáz- és porfelhő kezdett kicsapódni. Elég hamar (természetesen csillagászati léptékben!) az erők hatására egyetemes gravitáció ebből a felhőből viszonylag sűrű, átlátszatlan gázgömb képződik. Szigorúan véve ez a golyó még nem nevezhető csillagnak, mivel a középső régióiban a hőmérséklet nem elegendő a termonukleáris reakciók megindulásához. A labda belsejében lévő gáznyomás még nem képes kiegyenlíteni az egyes részeinek vonzási erőit, ezért folyamatosan összenyomódik. Egyes csillagászok korábban úgy vélték, hogy az ilyen „protasztárokat” az egyes ködökben nagyon sötét, tömör képződmények, úgynevezett gömböcskék formájában figyelték meg (12. ábra). A rádiócsillagászat sikerei azonban arra kényszerítettek bennünket, hogy feladjuk ezt a meglehetősen naiv nézőpontot (lásd alább). Általában nem egy protocsillag képződik egyszerre, hanem egy többé-kevésbé sok csoportja. Ezt követően ezek a csoportok csillagszövetségekké és -halmazokká válnak, amelyek jól ismertek a csillagászok számára. Nagyon valószínű, hogy a csillag fejlődésének ebben a nagyon korai szakaszában kisebb tömegű csomók képződnek körülötte, amelyek aztán fokozatosan bolygókká alakulnak (lásd a 9. fejezetet).Rizs. 12. Gömbök diffúziós ködben
Amikor egy protocsillag összehúzódik, hőmérséklete megemelkedik, és a felszabaduló potenciális energia jelentős része kisugárzik a környező térbe. Mivel az összeomló gázgömb méretei nagyon nagyok, a felületére jutó sugárzás jelentéktelen lesz. Mivel az egységnyi felületre jutó sugárzási fluxus arányos a hőmérséklet negyedik hatványával (Stefan-Boltzmann-törvény), a csillag felületi rétegeinek hőmérséklete viszonylag alacsony, fényessége pedig majdnem megegyezik egy közönséges csillagéval. azonos tömegű. Ezért a spektrum-fényesség diagramon az ilyen csillagok a fő sorozat jobb oldalán helyezkednek el, azaz a vörös óriások vagy a vörös törpék tartományába esnek, kezdeti tömegük értékétől függően. Ezt követően a protocsillag továbbra is összehúzódik. Méretei kisebbek, a felületi hőmérséklet nő, aminek következtében a spektrum egyre „koraibb” lesz. Így a spektrum-fényesség diagram mentén haladva a protocsillag meglehetősen gyorsan „leül” a fő sorozatra. Ebben az időszakban a csillagok belsejének hőmérséklete már elegendő ahhoz, hogy ott termonukleáris reakciók induljanak el. Ugyanakkor a gáznyomás belül jövő sztárja kiegyensúlyozza a vonzást, és a gázgolyó abbahagyja az összehúzódást. A protocsillagból csillag lesz. Viszonylag kevés időbe telik, amíg a protocsillagok keresztülmennek fejlődésük legkorábbi szakaszán. Ha például a protocsillag tömege nagyobb, mint a szolárisé, csak néhány millió, ha kevesebb, több százmillió év kell hozzá. Mivel a protocsillagok evolúciós ideje viszonylag rövid, a csillagfejlődésnek ezt a legkorábbi szakaszát nehéz észlelni. Ennek ellenére láthatóan megfigyelhetőek az ilyen stádiumban lévő csillagok. Nagyon érdekes T Tauri csillagokról beszélünk, amelyek általában sötét ködökbe ágyazódnak. 1966-ban, egészen váratlanul, lehetővé vált a protocsillagok megfigyelése fejlődésük korai szakaszában. A könyv harmadik fejezetében már említettük, hogy a csillagközi közegben számos molekulát, elsősorban hidroxil-OH-t és vízgőzt, rádiócsillagászattal fedeztek fel. Nagy volt a rádiócsillagászok meglepetése, amikor az OH rádióvonalnak megfelelő 18 cm-es hullámhosszon vizsgálva az eget fényes, rendkívül kompakt (azaz kicsi szögméretek) források. Ez annyira váratlan volt, hogy először nem is hitték el, hogy ilyen fényes rádióvonalak egy hidroxilmolekulához tartozhatnak. Feltételezték, hogy ezek a vonalak valami ismeretlen anyaghoz tartoznak, amely azonnal a „megfelelő” „mysterium” nevet kapta. A "mysterium" azonban hamarosan megosztotta optikai "testvérei" - a "köd" és a "korona" - sorsát. A tény az, hogy hosszú évtizedekig a ködök fényes vonalait és a napkoronát nem tudták azonosítani egyetlen ismert spektrumvonallal sem. Ezért bizonyos, a Földön ismeretlen hipotetikus elemeknek tulajdonították őket - a „köd” és a „korona”. Ne mosolyogjunk lekezelően a csillagászok tudatlanságán századunk elején: elvégre akkor még nem volt atomelmélet! A fizika fejlődése nem hagyott helyet Mengyelejev periodikus rendszerében az egzotikus „égi állatok” számára: 1927-ben felszámolták a „ködöt”, amelynek vonalait teljesen megbízhatóan azonosították az ionizált oxigén és nitrogén „tiltott” vonalaival. 1939-1941. Meggyőzően kimutatták, hogy a titokzatos "korónium" vonalak többszörösen ionizált vas-, nikkel- és kalciumatomokhoz tartoznak. Ha évtizedekbe telt a „köd” és a „kodónia” „leleplezése”, akkor a felfedezés után néhány héten belül világossá vált, hogy a „rejtély” vonalak a közönséges hidroxilcsoporthoz tartoznak, de csak szokatlan körülmények között. A további megfigyelések mindenekelőtt azt mutatták ki, hogy a „rejtély” forrásainak rendkívül kicsi a szögmérete. Ezt az akkori új, nagyon hatékony módszer kutatás, az úgynevezett "rádió-interferometria nagyon hosszú alapvonalakon". A módszer lényege a források egyidejű megfigyelése két, egymástól több ezer kilométeres távolságra lévő rádióteleszkópon. Mint kiderült, a szögfelbontást a hullámhossz és a rádióteleszkópok közötti távolság aránya határozza meg. Esetünkben ez az érték ~3x10 -8 rad vagy több ezred ívmásodperc lehet! Megjegyzendő, hogy az optikai csillagászatban az ilyen szögfelbontás még mindig teljesen elérhetetlen. Az ilyen megfigyelések azt mutatták, hogy a "rejtély" forrásainak legalább három osztálya létezik. Itt az 1. osztályú forrásokra leszünk kíváncsiak. Mindegyik gáznemű ionizált ködben található, például a híres Orion-ködben. Mint már említettük, méretük rendkívül kicsi, sok ezerszer kisebb, mint a köd mérete. A legérdekesebb az, hogy bonyolult térszerkezettel rendelkeznek. Vegyünk például egy forrást, amely a W3 nevű ködben található.
Rizs. 13. A hidroxilvonal négy komponensének profilja
ábrán. A 13. ábra az e forrás által kibocsátott OH vonal profilját mutatja. Mint látható, nagyszámú keskeny fényes vonalból áll. Minden vonal egy bizonyos mozgási sebességnek felel meg az ezt a vonalat kibocsátó felhő látószöge mentén. Ennek a sebességnek a nagyságát a Doppler-effektus határozza meg. A különböző felhők közötti sebességkülönbség (a látóvonal mentén) eléri a ~10 km/s-ot. A fent említett interferometrikus megfigyelések azt mutatták, hogy az egyes vonalakat kibocsátó felhők térben nincsenek egy vonalban. A kép a következőképpen alakul: egy körülbelül 1,5 másodperces területen belül körülbelül 10 kompakt felhő mozog különböző sebességgel. Minden felhő egy meghatározott (frekvencia) vonalat bocsát ki. A felhők szögméretei nagyon kicsik, néhány ezred ívmásodperc nagyságrendűek. Mivel a W3 köd távolsága ismert (kb. 2000 db), a szögméretek könnyen átszámíthatók lineárisra. Kiderült, hogy annak a régiónak a lineáris méretei, ahol a felhők mozognak, 10-2 pc nagyságrendűek, és az egyes felhők méretei csak nagyságrendiek. nagyobb távolság a Földtől a Napig. Felmerülnek a kérdések: milyen felhők ezek, és miért bocsátanak ki ennyit a hidroxil rádióvezetékekben? A második kérdésre elég gyorsan megérkezett a válasz. Kiderült, hogy a sugárzási mechanizmus nagyon hasonló a laboratóriumi masereknél és lézereknél megfigyelthez. A „rejtély” forrásai tehát a 18 cm hosszú hidroxilvonal hullámán működő óriás, természetes kozmikus maserek. a vonal elérte, és a spektrális szélessége kicsi. Mint ismeretes, a sugárzás e hatás miatti felerősítése a vonalakban akkor lehetséges, ha a sugárzás terjedő közeget valamilyen módon „aktiválják”. Ez azt jelenti, hogy valamilyen „külső” energiaforrás (az úgynevezett „szivattyúzás”) abnormálisan megnöveli az atomok vagy molekulák koncentrációját a kezdeti (felső) szinten. Folyamatosan működő "szivattyúzás" nélkül maser vagy lézer lehetetlen. A kozmikus maserek „szivattyúzására” szolgáló mechanizmus természetének kérdése még nem teljesen megoldott. A „szivattyúzást” azonban valószínűleg meglehetősen erős infravörös sugárzás biztosítja. Egy másik lehetséges pumpálási mechanizmus bizonyos kémiai reakciók lehetnek. Érdemes megszakítani a kozmikus maserekről szóló történetünket, hogy elgondolkodjunk azon, milyen csodálatos jelenségekkel találkoznak a csillagászok az űrben. Az egyik legnagyobb műszaki találmányok viharos századunk, amely jelentős szerepet játszik a most átélt tudományos-technikai forradalomban, természetes körülmények között, ráadásul hatalmas léptékben könnyen megvalósítható! Egyes kozmikus maserek rádiókibocsátásának fluxusa olyan nagy, hogy még azokkal is kimutatható technikai szinten rádiócsillagászat 35 évvel ezelőtt, vagyis még a maserek és lézerek feltalálása előtt! Ehhez „csak” tudnia kellett az OH rádiókapcsolat pontos hullámhosszát, és érdeklődni kellett a probléma iránt. Egyébként nem ez az első eset, hogy az emberiség előtt álló legfontosabb tudományos-technikai problémák természetes körülmények között valósulnak meg. A Nap és a csillagok sugárzását támogató termonukleáris reakciók (lásd alább) ösztönözték a Földön nukleáris „üzemanyag” előállítására irányuló projektek kidolgozását és végrehajtását, amelyek a jövőben minden energiaproblémánkat megoldanak. Sajnos még mindig messze vagyunk attól, hogy megoldjuk ezt a legfontosabb problémát, amelyet a természet „könnyen” megoldott. Másfél évszázaddal ezelőtt az alapító hullámelmélet Fresnel (természetesen más alkalommal) megjegyezte: „A természet nevet a nehézségeinken.” Amint látjuk, Fresnel megjegyzése ma még inkább igaz. De térjünk vissza a kozmikus mesterekhez. Bár ezeknek a masereknek a „szivattyúzásának” mechanizmusa még nem teljesen tisztázott, a 18 cm-es vonalat kibocsátó felhők fizikai viszonyairól a maser mechanizmussal még mindig hozzávetőleges képet kaphatunk. a felhők elég sűrűek: in köbcentiméter legalább 10 8 -10 9 részecske van, és ezek jelentős része (és talán a legtöbb) molekula. A hőmérséklet valószínűleg nem haladja meg a kétezer Kelvint, nagy valószínűséggel körülbelül 1000 Kelvin. Ezek a tulajdonságok élesen eltérnek még a legsűrűbb csillagközi gázfelhők tulajdonságaitól is. Figyelembe véve a felhők viszonylag kis méretét, önkéntelenül arra a következtetésre jutunk, hogy nagyobb valószínűséggel hasonlítanak a szuperóriás csillagok kiterjedt, meglehetősen hideg légkörére. Nagyon valószínű, hogy ezek a felhők nem mások, mint a protocsillagok fejlődésének korai szakaszai, közvetlenül a csillagközi közegből való kondenzációjuk után. Más tények is alátámasztják ezt az állítást (amelyet a könyv szerzője még 1966-ban fogalmazott meg). Azokban a ködökben, ahol kozmikus masereket figyelnek meg, fiatal, forró csillagok láthatók (lásd alább). Következésképpen a csillagkeletkezési folyamat ott nemrég véget ért, és valószínűleg jelenleg is tart. A legkülönösebb talán az, hogy amint azt a rádiócsillagászati megfigyelések mutatják, az ilyen típusú kozmikus maserek mintegy „elmerülnek” az ionizált hidrogén kis, nagyon sűrű felhőiben. Sokan vannak ezekben a felhőkben kozmikus por, ami az optikai tartományban nem észlelhetővé teszi őket. Az ilyen "gubókat" a bennük található fiatal, forró csillag ionizálja. Az infravörös csillagászat nagyon hasznosnak bizonyult a csillagkeletkezési folyamatok tanulmányozásában. Valójában az infravörös sugarak esetében a csillagközi fényelnyelés nem olyan jelentős. Most a következő képet tudjuk elképzelni: a csillagközi közeg felhőjéből annak kondenzációja révén több különböző tömegű csomó képződik, amelyek protocsillagokká fejlődnek. Az evolúció sebessége eltérő: a masszívabb csomóknál nagyobb lesz (lásd az alábbi 2. táblázatot). Ezért a legmasszívabb csomóból először forró csillag lesz, míg a többi többé-kevésbé sokáig marad a protosztár szakaszban. Egy „újszülött” forró csillag közvetlen közelében maser sugárzás forrásaként figyeljük meg őket, ionizálva a „gubó” hidrogént, amely nem kondenzált csomókká. Ezt a durva sémát természetesen tovább finomítjuk, és természetesen jelentős változtatásokat is eszközölünk majd rajta. De tény marad: váratlanul kiderült, hogy egy ideig (valószínűleg viszonylag rövid ideig) az újszülött protocsillagok, képletesen szólva, a kvantumradiofizika legújabb módszereivel (azaz maserekkel) „üvöltöznek” születésükről... 2 év későbbi években a hidroxil kozmikus maserek felfedezése után (18 cm-es vonal) - kiderült, hogy ugyanazok a források egyidejűleg bocsátanak ki (szintén maser-mechanizmussal) vízgőz vonalat, amelynek hullámhossza 1,35 cm. A „víz” maser még nagyobb, mint a „hidroxilé”. A H2O vonalat kibocsátó felhők bár ugyanolyan kis térfogatban helyezkednek el, mint a „hidroxil” felhők, eltérő sebességgel mozognak és sokkal tömörebbek. Nem zárható ki, hogy a közeljövőben más maser vonalak* is felfedezésre kerülnek. Így egészen váratlanul fordult a rádiócsillagászat klasszikus probléma csillagkeletkezés a megfigyelő csillagászat ágában**. A fő sorozatba kerülve, és abbahagyta az összehúzódást, a csillag hosszú ideig sugárzik, gyakorlatilag anélkül, hogy megváltoztatná a spektrum-fényesség diagramon elfoglalt helyzetét. Kisugárzását a központi régiókban lezajló termonukleáris reakciók támogatják. A fő sorozat tehát mintegy a spektrum-fényesség diagram azon pontjainak geometriai elhelyezkedése, ahol a csillag (tömegétől függően) a termonukleáris reakciók következtében hosszú ideig és folyamatosan sugározhat. A csillagok helyét a fő sorozatban a tömege határozza meg. Meg kell jegyezni, hogy van még egy olyan paraméter, amely meghatározza az egyensúlyt kibocsátó csillag helyzetét a spektrum-fényesség diagramon. Ez a paraméter a csillag kezdeti kémiai összetétele. Ha a nehéz elemek relatív bősége csökken, a csillag "le fog esni" az alábbi diagramon. Ez a körülmény magyarázza a szubtörpék sorozatának jelenlétét. Mint fentebb említettük, ezekben a csillagokban a nehéz elemek relatív bősége több tízszer kisebb, mint a fő sorozatú csillagokban. Azt az időt, amikor egy csillag a fősorozaton marad, a kezdeti tömege határozza meg. Ha a tömeg nagy, akkor a csillag sugárzásának hatalmas ereje van, és gyorsan elhasználja a hidrogén „üzemanyag” tartalékait. Például a fősorozatú csillagok, amelyek tömege több tízszer nagyobb, mint a Nap (ezek az O spektrális osztályú forró kék óriások), folyamatosan sugározhatnak, miközben csak néhány millió évig maradnak ezen a sorozaton, míg a közeli tömegű csillagok napenergia, már 10-15 milliárd éve a fő sorozatban vannak. Alul a táblázat látható. 2, amely megadja a gravitációs kompresszió és a fő sorozaton való tartózkodás számított időtartamát különböző spektrális osztályú csillagok esetében. Ugyanez a táblázat mutatja a csillagok tömegének, sugarának és fényességének értékeit napelemekben.
2. táblázat
| évek | |||||
|
Spektrális osztály |
Fényesség |
gravitációs kompresszió |
maradjon a fő sorozatnál | ||
|
G2 (V) |
|||||
Rizs. 14. Különböző tömegű csillagok evolúciós nyomai a fényesség-hőmérséklet diagramon
Rizs. 15. Hertzsprung-Russell diagram az NGC 2254 csillaghalmazhoz
Rizs. 16. Hertzsprung - Russell diagram for gömbhalmaz M 3. A függőleges tengely mentén - relatív nagyság
A megfelelő diagram jól mutatja a teljes fősorozatot, beleértve a bal felső részét is, ahol a forró tömegű csillagok találhatók (a 0,2-es színindex 20 ezer K hőmérsékletnek felel meg, azaz B osztályú spektrum). Az M3 gömbhalmaz egy „régi” objektum. Jól látható, hogy az erre a halmazra szerkesztett fő sorozatdiagram felső részén szinte nincsenek csillagok. De az M 3 vörös óriás ága nagyon gazdagon képviselteti magát, míg az NGC 2254-nek nagyon kevés vörös óriása van. Ez érthető: a régi klaszterben M3 van nagy szám csillagok már „elhagyták” a fősorozatot, míg az NGC 2254 fiatal halmazban ez csak kis számú, viszonylag nagy tömegű, gyorsan fejlődő csillaggal történt. Figyelemre méltó, hogy az óriás ág az M 3 esetében meglehetősen meredeken megy felfelé, míg az NGC 2254-nél szinte vízszintes. Elméleti szempontból ez azzal magyarázható, hogy az M3-ban lényegesen kisebb a nehézelem-tartalom. És valóban, a gömbhalmazok csillagaiban (valamint más olyan csillagokban, amelyek nem annyira a galaktikus sík felé koncentrálódnak, mint inkább a galaktikus központ felé), a nehéz elemek relatív bősége jelentéktelen . Az M 3 „színindex - fényesség” diagramján egy másik, majdnem vízszintes ág látható. Az NGC 2254-hez készült diagramon nincs hasonló ág. Az elmélet a következőképpen magyarázza ennek az ágnak a megjelenését. Miután a csillag - egy vörös óriás - összehúzódó sűrű héliummagjának hőmérséklete eléri a 100-150 millió K-t, ott új nukleáris reakció indul meg. Ez a reakció abból áll, hogy három héliummagból egy szénmag képződik. Amint ez a reakció elkezdődik, a mag összenyomódása leáll. Ezt követően a felületi rétegek
a csillagok növelik a hőmérsékletüket, és a spektrum-fényesség diagramon a csillag balra fog elmozdulni. Ilyen csillagokból alakul ki az M 3 diagramjának harmadik vízszintes ága.
Rizs. 17. Összefoglaló Hertzsprung-Russell diagram 11 csillaghalmazra
ábrán. A 17. ábra sematikusan mutatja be a „szín-fényesség” összefoglaló diagramját 11 klaszterre, amelyek közül kettő (M 3 és M 92) gömb alakú. Jól látható, hogy a különböző klaszterek fő sorozatai hogyan „hajlanak” jobbra és felfelé, teljes összhangban elméleti elképzelések, amelyekről már volt szó. ábrából 17 azonnal megállapítható, hogy melyik klaszter fiatal és melyik öreg. Például a „kettős” X és h Perseus klaszter fiatal. A fő szekvencia jelentős részét "megőrizte". Az M 41 klaszter régebbi, a Hyades klaszter még régebbi, az M 67 klaszter pedig nagyon régi, amelynek szín-fényesség diagramja nagyon hasonlít az M 3 és M 92 gömbhalmazok hasonló diagramjához. Csak az óriás. A gömbhalmazok ága magasabb, összhangban a korábban tárgyalt kémiai összetételbeli különbségekkel. Így a megfigyelési adatok teljes mértékben megerősítik és igazolják az elmélet következtetéseit. Nehéznek tűnik a csillagok belsejében zajló folyamatok elméletének megfigyeléses igazolására számítani, amelyeket hatalmas vastagságú csillaganyag rejt el előlünk. Pedig az elméletet itt is állandóan a gyakorlat irányítja. csillagászati megfigyelések. Meg kell jegyezni, hogy a nagyszámú szín-fényesség diagram összeállítása óriási munkát igényelt a csillagászoktól, és radikálisan javította a megfigyelési módszereket. Másrészt az elmélet sikere belső szerkezetés a csillagok evolúciója lehetetlen lett volna a modern nélkül számítógépes technológia, nagy sebességű elektronikus számológépek használatán alapul. A magfizika területén végzett kutatások is felbecsülhetetlen értékű szolgálatot tettek az elméletnek, lehetővé téve a megszerzését mennyiségi jellemzők azok a nukleáris reakciók, amelyek a csillagok belsejében mennek végbe. Túlzás nélkül kijelenthetjük, hogy a csillagok szerkezetének és fejlődésének elméletének kidolgozása a 20. század második felének csillagászatának egyik legnagyobb vívmánya. A modern fizika fejlődése megnyitja a csillagok, és különösen a Nap belső szerkezetére vonatkozó elmélet közvetlen megfigyelési tesztelésének lehetőségét. Ez körülbelül egy erőteljes neutrínófolyam észlelésének lehetőségéről, amelyet a Napnak kellene kibocsátania, ha nukleáris reakciók zajlanak le a mélyében. Köztudott, hogy a neutrínók rendkívül gyengén lépnek kölcsönhatásba másokkal elemi részecskék. Például egy neutrínó szinte abszorpció nélkül képes átrepülni a Nap teljes vastagságán, míg a röntgensugárzás csak néhány milliméternyi anyagon tud áthaladni a nap belsejében abszorpció nélkül. Ha elképzeljük, hogy egy erős neutrínósugár minden részecske energiájával
A körülöttünk lévő világ különféle elemekből áll kémiai elemek. Hogyan keletkeztek ezek az elemek természetes körülmények között? Jelenleg az az általánosan elfogadott álláspont, hogy az alkotó elemek Naprendszer, a csillagfejlődés során keletkezett. Hol kezdődik a csillagképződés? A csillagok a gravitációs erők hatására kondenzálódnak óriási molekuláris gázfelhőkből (a „molekuláris” kifejezés azt jelenti, hogy a gáz elsősorban molekuláris formájú anyagból áll). A molekulafelhőkben koncentrálódó anyagtömeg a galaxisok össztömegének jelentős részét teszi ki. Ezek gázfelhők az elsődleges anyagok túlnyomórészt hidrogénatomokból állnak. Egy kis keverék héliummagokból áll, amelyek a prestelláris korszakban az elsődleges nukleoszintézis eredményeként jöttek létre.
Amikor a csillag anyagának tömege az akkréció következtében eléri a 0,1 naptömeget, a csillag középpontjában a hőmérséklet eléri az 1 millió K-t, és megkezdődik a protocsillag élete. új színpad- termonukleáris fúziós reakciók. Ezek a termonukleáris reakciók azonban jelentősen eltérnek az álló állapotú csillagokban, például a Napban végbemenő reakcióktól. A tény az, hogy a Napon végbemenő fúziós reakciók:
1 H + 1 H → 2 H + e + + e
A protocsillag középpontjában a hőmérséklet csak 1 millió K. Ezen a hőmérsékleten a deutériumfúziós reakció (d 2 H) hatékonyan megy végbe:
2 H + 2 H → 3 He + n + Q,
ahol Q = 3,26 MeV a felszabaduló energia.
A deutérium, akárcsak a 4 He, az Univerzum evolúciójának csillag előtti szakaszában keletkezik, és egy protocsillag anyagában a protontartalmának 10-5 százaléka. Azonban ez a kis mennyiség is elegendő ahhoz, hogy a protocsillag közepén hatékony energiaforrás jelenjen meg.
A protocsillaganyag átlátszatlansága konvektív gázáramlások kialakulásához vezet a csillagban. A felhevült gázbuborékok a csillag középpontjából a perifériára rohannak. A felszínről érkező hideg anyag pedig leereszkedik a protovessa közepére, és további mennyiségű deutériumot szállít. Az égés következő szakaszában a deutérium a protocsillag perifériájára költözik, felmelegíti a külső héját, ami a protocsillag duzzadásához vezet. A Nap tömegével megegyező tömegű protocsillag sugara ötszöröse a Napénak.
A gravitációs erők hatására a csillaganyag összenyomódása a csillag középpontjában a hőmérséklet emelkedéséhez vezet, ami megteremti a feltételeket a hidrogénégés magreakciójának megindulásához (1. ábra).
Amikor a csillag középpontjában a hőmérséklet 10-15 millió K-ra emelkedik, az ütköző hidrogénmagok mozgási energiái elegendőek a Coulomb-taszítás leküzdéséhez, és megindulnak a hidrogénégés magreakciói. A nukleáris reakciók a csillag egy korlátozott központi részén kezdődnek. A termonukleáris reakciók beindulása azonnal leállítja a csillag további összenyomódását. A hidrogén égésének termonukleáris reakciója során felszabaduló hő nyomást hoz létre, amely ellensúlyozza a gravitációs összenyomódást, és megakadályozza a csillag összeomlását. Minőségi változás áll be a csillag energiafelszabadításának mechanizmusában. Ha a hidrogénégés magreakciójának kezdete előtt a csillag felmelegedése a gravitációs kompresszió miatt következett be, most egy másik mechanizmust fedeznek fel - a magfúziós reakciók miatt energia szabadul fel. A csillag stabil méretre és fényerőre tesz szert, amely a Naphoz közeli tömegű csillagok esetében évmilliárdokig nem változik, miközben hidrogén ég. Ez a csillagfejlődés leghosszabb szakasza. Így a termonukleáris fúziós reakciók kezdeti szakasza abból áll, hogy négy hidrogénmagból héliummagok képződnek. Ahogy a hidrogén ég a csillag középső részében, ott a tartalékai kimerülnek, és a hélium felhalmozódik. A csillag közepén egy hélium mag képződik. Amikor a csillag közepén lévő hidrogén kiég, a hidrogén égésének termonukleáris reakciója miatt nem szabadul fel energia, és ismét a gravitációs erők lépnek működésbe. A hélium mag zsugorodni kezd. Ahogy összehúzódik, a csillag magja még jobban kezd felmelegedni, és a hőmérséklet a csillag közepén tovább emelkedik. Az ütköző hélium atommagok mozgási energiája megnő, és eléri azt az értéket, amely elegendő ahhoz, hogy legyőzze a Coulomb taszító erőket.
Megkezdődik a termonukleáris reakció következő szakasza - a hélium égése. A hélium nukleáris égési reakcióinak eredményeként szénatomok képződnek. Ezután megkezdődnek a szén, a neon és az oxigén égési reakciói. Ahogy a magas Z-értékű elemek égnek, a hőmérséklet és a nyomás a csillag középpontjában egyre nagyobb sebességgel növekszik, ami viszont növeli a magreakciók sebességét (2. ábra).
Ha egy hatalmas csillagnál (a csillag tömege ~ 25 naptömeg) a hidrogén égési reakciója több millió évig tart, akkor a hélium égése tízszer gyorsabban megy végbe. Az oxigén égési folyamata körülbelül 6 hónapig tart, a szilícium égése pedig egy napon belül megtörténik. Milyen elemek képződhetnek a csillagokban a termonukleáris fúziós reakciók egymást követő láncolatában? A válasz nyilvánvaló. A nehezebb elemek magfúziós reakciói mindaddig folytatódhatnak, amíg energia szabadul fel. A termonukleáris reakciók végső szakaszában a szilícium égése során magok képződnek a vas régiójában. Ez a csillagok termonukleáris fúziójának utolsó szakasza, mivel a vas régióban lévő magok rendelkeznek a maximális fajlagos kötési energiával. A termodinamikai egyensúly körülményei között a csillagokban végbemenő magreakciók jelentősen függenek a csillag tömegétől. Ez azért történik, mert a csillag tömege határozza meg a gravitációs összenyomó erők nagyságát, ami végső soron meghatározza a csillag középpontjában elérhető maximális hőmérsékletet. táblázatban Az 1. táblázat a különböző tömegű csillagok lehetséges magfúziós reakcióinak elméleti számításának eredményeit mutatja be.
Asztal 1
Különböző tömegű csillagok lehetséges magreakcióinak elméleti számítása
Ha egy csillag kezdeti tömege meghaladja a 10 M-t, akkor fejlődésének végső szakasza az úgynevezett „szupernóva-robbanás”. Amikor egy hatalmas csillag kifogy az atomenergia-forrásokból, gravitációs erők folytassa a csillag központi részének összenyomását. A degenerált elektrongáz nyomása nem elegendő a kompressziós erők ellensúlyozására. A tömörítés a hőmérséklet emelkedéséhez vezet. Ilyenkor a hőmérséklet annyira megemelkedik, hogy a csillag központi részét (magját) alkotó vasmagok hasadása neutronokká, protonokká és α-részecskékre indul. Ilyen magas hőmérsékleten (T ~ 5·10 9 K) a proton + elektron pár hatékony átalakulása neutron + neutrínó párrá történik. Mivel az alacsony energiájú neutrínók kölcsönhatási keresztmetszete (E ν< 10МэВ) с веществом
мало (σ
~ 10 -43 см 2),
то нейтрино быстро покидают центральную часть
звезды, эффективно унося энергию и охлаждая ядро
звезды. Распад ядер железа на более слабо
связанные фрагменты также интенсивно охлаждает
центральную область звезды. Следствием резкого
уменьшения температуры в центральной части
звезды является окончательная потеря
устойчивости в звезде. За несколько секунд ядро
звезды коллапсирует в сильно сжатое состояние
нейтронную звезду или черную дыру. Происходит
взрыв сверхновой с выделением огромной энергии.
В результате образования ударной волны внешняя
оболочка нагревается до температуры ~ 10 9 K и
выбрасывается в окружающее пространство под
действием давления излучения и потока нейтрино.
Невидимая до этого глазом звезда мгновенно
вспыхивает. Энергия, излучаемая сверхновой в
видимом диапазоне, сравнима с излучением целой
галактики.
A szupernóva-robbanás pillanatában a hőmérséklet meredeken megemelkedik, és a csillag külső rétegeiben nukleáris reakciók, az úgynevezett robbanásveszélyes nukleoszintézis mennek végbe. Különösen az ebből eredő intenzív neutronfluxusok vezetnek az A > 60 tömegszámú tartományba eső elemek megjelenéséhez. A szupernóva-robbanás meglehetősen ritka esemény. A ~ 10 11 csillagot számláló galaxisunkban mindössze 3 szupernóva-robbanást figyeltek meg az elmúlt 1000 évben. A szupernóva-robbanások gyakorisága és a csillagközi térbe lökött anyag mennyisége azonban elégséges a kozmikus sugarak intenzitásának magyarázatához. A szupernóva-robbanás után a csillag kondenzált magjából neutroncsillag vagy fekete lyuk alakulhat ki, attól függően, hogy a felrobbanó szupernóva központi részében mekkora anyagtömeg marad.
Így a hidrogén a csillag belsejében nehezebb elemekké olvad. A keletkező elemek aztán a szupernóva-robbanások vagy a vörös óriásokban végbemenő kevésbé katasztrofális folyamatok következtében szétszóródnak a környező térben. A csillagközi térbe kilökődött anyagot ismét felhasználják a második és az azt követő generációk csillagainak kialakulásának és fejlődésének folyamatában. Az I. és II. populációjú csillagok fejlődésével egyre nehezebb elemek keletkeznek.
Mint minden test a természetben, a csillagok sem maradhatnak változatlanok. Megszületnek, fejlődnek és végül „meghalnak”. A csillagok evolúciója évmilliárdokat vesz igénybe, de kialakulásuk idejéről vita folyik. Korábban a csillagászok úgy vélték, hogy a csillagporból való „születésük” folyamata több millió évig tartott, de nem olyan régen fényképeket készítettek a Nagy Orion-köd égboltjáról. Több év leforgása alatt egy kis
Az 1947-es fényképeken csillagszerű objektumok egy kis csoportja látható ezen a helyen. 1954-re ezek egy része már hosszúkássá vált, és öt évvel később ezek a tárgyak különálló tárgyakra bomlottak. Így először fordult elő, hogy a csillagszületési folyamat szó szerint a csillagászok szeme láttára zajlott.
Nézzük meg részletesen a csillagok szerkezetét és evolúcióját, ahol az emberi mércével mérve végtelen életük kezdődik és véget ér.
A tudósok hagyományosan azt feltételezik, hogy a csillagok a gáz- és porfelhők kondenzációjának eredményeként jönnek létre. A gravitációs erők hatására a keletkező felhőkből sűrű szerkezetű, átlátszatlan gázgömb képződik. Belső nyomása nem tudja kiegyenlíteni az őt összenyomó gravitációs erőket. Fokozatosan a golyó annyira összehúzódik, hogy a csillag belsejének hőmérséklete megemelkedik, és a golyó belsejében lévő forró gáz nyomása kiegyenlíti a külső erőket. Ezt követően a tömörítés leáll. Ennek a folyamatnak az időtartama a csillag tömegétől függ, és általában kettőtől több száz millió évig terjed.
A csillagok szerkezete nagyon magas hőmérsékletet jelent magjukban, ami hozzájárul a folyamatos termonukleáris folyamatokhoz (az őket alkotó hidrogén héliummá alakul). Ezek a folyamatok okozzák a csillagok intenzív sugárzását. Azt az időt, ameddig elfogyasztják a rendelkezésre álló hidrogénkészletet, a tömegük határozza meg. A sugárzás időtartama is ettől függ.
Amikor a hidrogéntartalékok kimerülnek, a csillagok evolúciója megközelíti a kialakulásának szakaszát, ami a következőképpen történik. Miután az energia felszabadulása megszűnik, a gravitációs erők elkezdik összenyomni a magot. Ugyanakkor a csillag mérete jelentősen megnő. A fényerő is nő, ahogy a folyamat folytatódik, de csak vékony rétegben a mag határán.
Ezt a folyamatot az összehúzódó héliummag hőmérsékletének emelkedése és a héliummagok szénmagokká történő átalakulása kíséri.
Az előrejelzések szerint Napunk nyolcmilliárd éven belül vörös óriássá válhat. Sugárja több tízszeresére, fényereje pedig százszorosára nő a jelenlegi szintekhez képest.
A csillagok élettartama, mint már említettük, a tömegétől függ. A Napnál kisebb tömegű objektumok nagyon gazdaságosan „használják fel” tartalékaikat, így akár több tízmilliárd évig is ragyoghatnak.
A csillagok evolúciója a keletkezéssel ér véget, ez történik azokkal, akiknek tömege közel van a Nap tömegéhez, azaz. nem haladja meg az 1,2-t.
Óriás csillagok, mint általában, gyorsan kimerítik a nukleáris üzemanyag-készletüket. Ez jelentős tömegvesztéssel jár együtt, különösen a külső héjak leválása miatt. Ennek eredményeként csak egy fokozatosan lehűlő központi rész marad meg, amelyben a nukleáris reakciók teljesen leálltak. Idővel az ilyen csillagok abbahagyják a kibocsátást, és láthatatlanná válnak.
De néha a csillagok normális evolúciója és szerkezete megszakad. Ez leggyakrabban olyan hatalmas objektumokra vonatkozik, amelyek minden típusú termonukleáris üzemanyagot kimerítettek. Aztán neutronokká alakíthatók, vagy És minél több tudós tanul meg ezekről a tárgyakról, annál több új kérdés merül fel.
Csillag-- olyan égitest, amelyben termonukleáris reakciók zajlanak, történtek vagy fognak bekövetkezni. A csillagok hatalmas, világító gázgömbök (plazma). Gáz-por környezetből (hidrogén és hélium) keletkezik gravitációs kompresszió eredményeként. Az anyag hőmérsékletét a csillagok belsejében millió kelvinben mérik, a felszínükön pedig több ezer kelvinben. A csillagok túlnyomó többségének energiája a hidrogént héliummá alakító termonukleáris reakciók eredményeként szabadul fel, magas hőmérsékleten a belső régiókban. A csillagokat gyakran az Univerzum fő testeinek nevezik, mivel ezek tartalmazzák a természetben található világítóanyag nagy részét. A csillagok hatalmas, gömb alakú tárgyak, amelyek héliumból és hidrogénből, valamint egyéb gázokból állnak. A csillag energiája a magjában található, ahol a hélium másodpercenként kölcsönhatásba lép a hidrogénnel. Mint minden szerves anyag az univerzumban, a csillagok is felbukkannak, fejlődnek, megváltoznak és eltűnnek – ez a folyamat több milliárd évig tart, és „Star Evolution” folyamatnak nevezik.
1. A csillagok evolúciója
A csillagok evolúciója-- azoknak a változásoknak a sorozata, amelyeken egy csillag élete során, azaz több százezer, millió vagy milliárd éven keresztül megy keresztül, miközben fényt és hőt bocsát ki. A csillagok hideg, ritkított csillagközi gázfelhőként kezdik meg életét (egy ritkított gáznemű közeg, amely kitölti a csillagok közötti teret), saját gravitációja hatására összenyomódik, és fokozatosan golyó alakot vesz fel. Összenyomva a gravitációs energia (az összes anyagi test közötti univerzális alapvető kölcsönhatás) hővé alakul, és a tárgy hőmérséklete nő. Amikor a középpontban a hőmérséklet eléri a 15-20 millió K-t, a termonukleáris reakciók megindulnak és a kompresszió leáll. Az objektum teljes értékű csillaggá válik. A csillagok életének első szakasza hasonló a Nap életéhez – a hidrogénciklus reakciói uralják. Ebben az állapotban marad élete nagy részében, a Hertzsprung-Russell diagram fő sorozatán (1. ábra) (amely a csillag abszolút magnitúdója, fényessége, spektrális osztálya és felszíni hőmérséklete között, 1910) látható, egészen addig, amíg tüzelőanyag-tartalékai elfogynak a magjában. Amikor a csillag közepén lévő összes hidrogén héliummá alakul, egy héliummag képződik, és a hidrogén termonukleáris égése a perifériáján folytatódik. Ebben az időszakban a csillag szerkezete megváltozik. Fényereje növekszik, külső rétegei kitágulnak, felszíni hőmérséklete csökken – a csillag vörös óriássá válik, amely a Hertzsprung-Russell diagramon ágat alkot. A csillag lényegesen kevesebb időt tölt ezen az ágon, mint a fő sorozaton. Amikor a héliummag felhalmozódott tömege jelentőssé válik, nem tudja elviselni saját súlyát, és zsugorodni kezd; ha a csillag elég nagy tömegű, a növekvő hőmérséklet a hélium további termonukleáris átalakulását okozhatja nehezebb elemekké (hélium szénné, szén oxigénné, oxigén szilíciummá, végül a szilícium vasvá).
2. Termonukleáris fúzió a csillagok belsejében
1939-re megállapították, hogy a csillagok energiájának forrása a csillagok belsejében fellépő termonukleáris fúzió. A legtöbb csillag azért bocsát ki sugárzást, mert magjában négy proton egyesül egy sor közbenső lépésen keresztül egyetlen alfa-részecskévé. Ez az átalakulás két fő módon történhet: proton-proton vagy p-p ciklus, illetve szén-nitrogén vagy CN ciklus. Kis tömegű csillagokban az energiafelszabadulást elsősorban az első ciklus, a nehéz csillagoknál a második ciklus biztosítja. A csillagok nukleáris üzemanyag-ellátása korlátozott, és folyamatosan sugárzásra költik. A termonukleáris fúzió folyamata, amely energiát szabadít fel és megváltoztatja a csillag anyagának összetételét, a gravitációval kombinálva, amely hajlamos a csillagot összenyomni és energiát is felszabadítani, valamint a felszínről érkező sugárzás, amely a felszabaduló energiát elszállítja. a csillagfejlődés fő mozgatórugói. A csillagok evolúciója egy óriási molekulafelhőben kezdődik, amelyet csillagbölcsőnek is neveznek. A galaxis „üres” terének nagy része valójában 0,1 és 1 közötti molekulát tartalmaz cm-enként?. A molekulafelhő sűrűsége körülbelül egymillió molekula per cm?. Egy ilyen felhő tömege méretéből adódóan 100 000-10 000 000-szer haladja meg a Nap tömegét: 50-300 fényév átmérőjű. Míg a felhő szabadon forog otthona galaxisa közepe körül, semmi sem történik. A gravitációs tér inhomogenitása miatt azonban zavarok léphetnek fel benne, ami helyi tömegkoncentrációhoz vezethet. Az ilyen zavarok a felhő gravitációs összeomlását okozzák. Az egyik ehhez vezető forgatókönyv két felhő ütközése. Egy másik összeomlást okozó esemény lehet egy felhő áthaladása egy spirálgalaxis sűrű karján. Szintén kritikus tényező lehet egy közeli szupernóva felrobbanása, amelynek lökéshulláma óriási sebességgel ütközik majd a molekulafelhővel. Az is lehetséges, hogy galaxisok ütköznek, ami csillagkeletkezési robbanást okozhat, mivel az egyes galaxisokban a gázfelhők összenyomódnak az ütközés következtében. Általánosságban elmondható, hogy a felhő tömegére ható erők bármilyen inhomogenitása elindíthatja a csillagkeletkezés folyamatát. A kialakult inhomogenitások miatt a molekuláris gáz nyomása már nem tudja megakadályozni a további összenyomódást, és a gravitációs vonzási erők hatására a gáz a leendő csillag középpontja körül gyülekezni kezd. A felszabaduló gravitációs energia fele a felhő fűtésére, a fele pedig fénysugárzásra megy el. A felhőkben a nyomás és a sűrűség a középpont felé növekszik, a központi rész összeomlása gyorsabban megy végbe, mint a periféria. Ahogy összehúzódik, a fotonok átlagos szabad útja csökken, és a felhő egyre kevésbé lesz átlátszó saját sugárzása számára. Ez gyorsabb hőmérséklet-emelkedéshez és még gyorsabb nyomásemelkedéshez vezet. Ennek eredményeként a nyomásgradiens kiegyenlíti a gravitációs erőt, és hidrosztatikus mag keletkezik, amelynek tömege a felhő tömegének körülbelül 1%-a. Ez a pillanat láthatatlan. A protocsillag további fejlődése az anyag felhalmozódása, amely továbbra is a mag „felszínére” hullik, ami ennek köszönhetően megnövekszik. A felhőben szabadon mozgó anyag tömege kimerül, és a csillag láthatóvá válik az optikai tartományban. Ezt a pillanatot tekintik a protocsillag fázis végének és a fiatal csillag fázis kezdetének. A csillagkeletkezés folyamata egységesen leírható, de a csillag fejlődésének további szakaszai szinte teljes mértékben a tömegétől függenek, és csak a csillagfejlődés legvégén játszhat szerepet a kémiai összetétel.
Termonukleáris fúzió a csillagok belsejében
Ekkor a 0,8 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok magja átlátszóvá válik a sugárzás számára, és a sugárzási energiaátvitel a magban érvényesül, míg a tetején lévő héj konvektív marad. Senki sem tudja biztosan, hogyan érkeznek a kisebb tömegű csillagok a fősorozatra, hiszen az idő, amit ezek a csillagok a fiatal kategóriában töltenek, meghaladja az Univerzum korát. Minden elképzelésünk a csillagok evolúciójáról numerikus számításokon alapul.
Ahogy a csillag összehúzódik, a degenerált elektrongáz nyomása növekedni kezd, és a csillag egy bizonyos sugaránál ez a nyomás megállítja a központi hőmérséklet emelkedését, majd csökkenteni kezdi. A 0,08-nál kisebb csillagok esetében pedig ez végzetesnek bizonyul: a nukleáris reakciók során felszabaduló energia soha nem lesz elég a sugárzás költségeinek fedezésére. Az ilyen alcsillagokat barna törpének nevezik, és sorsuk az állandó kompresszió, amíg a degenerált gáz nyomása meg nem állítja, majd fokozatos lehűlés az összes magreakció leállásával.
Fiatal közepes tömegű csillagok
A közepes tömegű (a Nap tömegének 2-8-szorosát meghaladó) fiatal csillagok minőségileg pontosan ugyanúgy fejlődnek, mint kisebb testvéreik, azzal a különbséggel, hogy a fősorozatig nincs konvektív zónájuk.
Az ilyen típusú objektumok az ún. Az Ae\Be Herbit csillagok B-F5 spektrális típusú szabálytalan változókkal. Bipoláris jet lemezeik is vannak. A kiáramlási sebesség, a fényerő és az effektív hőmérséklet lényegesen nagyobb, mint a esetén τ Bika, így hatékonyan felmelegítik és eloszlatják a protostelláris felhő maradványait.
Fiatal csillagok, amelyek tömege nagyobb, mint 8 naptömeg
Valójában ezek már normális sztárok. Miközben a hidrosztatikus mag tömege felhalmozódott, a csillagnak sikerült átugrania az összes közbenső szakaszt, és olyan mértékben felhevítette a magreakciókat, hogy azok kompenzálták a sugárzás miatti veszteségeket. Ezeknek a kiáramló csillagoknak olyan nagy a tömege és fényessége, hogy nem állítja meg egyszerűen a megmaradt csillagok összeomlását. külső területek, de visszaszorítja őket. Így a létrejövő csillag tömege észrevehetően kisebb, mint a protostelláris felhő tömege. Valószínűleg ez magyarázza, hogy galaxisunkban hiányoznak a Nap tömegénél több mint 100-200-szor nagyobb csillagok.
Egy csillag életciklusának fele
A kialakult csillagok között nagyon sokféle szín és méret található. Spektrális osztály szerint a forró kéktől a hideg vörösig terjednek, tömeg szerint 0,08 és több mint 200 között naptömegek. A csillag fényereje és színe a felületének hőmérsékletétől függ, amelyet viszont a tömege határoz meg. Ennyi, az új sztárok „elfoglalják a helyüket” a fősorozaton saját maguk szerint kémiai összetételés tömeg. Nem a csillag fizikai mozgásáról beszélünk - csak a jelzett diagramon elfoglalt helyzetéről, a csillag paramétereitől függően. Vagyis valójában csak a csillag paramétereinek megváltoztatásáról beszélünk.
Hogy mi történik ezután, az megint a csillag tömegétől függ.
Későbbi évek és a csillagok halála
Kis tömegű régi csillagok
Egyelőre nem tudni biztosan, mi történik a könnyű csillagokkal, miután hidrogénkészletük kimerül. Mivel a világegyetem 13,7 milliárd éves, ami nem elég hosszú ahhoz, hogy kimerítse a hidrogén-üzemanyag-készletét, modern elméletek az ilyen csillagokban lezajló folyamatok számítógépes modellezésén alapulnak.
Egyes csillagok csak bizonyos aktív régiókban képesek egyesíteni a héliumot, ami instabilitást és erős napszelet okoz. Ebben az esetben nem jön létre bolygóköd, és a csillag csak elpárolog, és még egy barna törpénél is kisebb lesz.
De egy csillag, amelynek tömege kisebb, mint 0,5 napelem, soha nem lesz képes héliumot szintetizálni, még akkor sem, ha a hidrogénnel járó reakciók megszűnnek a magban. Csillagburkjuk nem elég masszív ahhoz, hogy legyőzze a mag által keltett nyomást. Ezek közé a csillagok közé tartoznak a vörös törpék (például a Proxima Centauri), amelyek több száz milliárd éve szerepelnek a fő sorozatban. A magjukban lezajló termonukleáris reakciók megszűnése után fokozatosan lehűlve továbbra is gyengén bocsátanak ki az elektromágneses spektrum infravörös és mikrohullámú tartományában.
Közepes méretű csillagok
Amikor egy átlagos méretű (0,4-3,4 naptömegű) csillag eléri a vörös óriás fázist, külső rétegei tovább tágulnak, a mag összehúzódik, és a reakciók megkezdik a szén szintetizálását a héliumból. A fúzió rengeteg energiát szabadít fel, átmeneti haladékot adva a sztárnak. A Naphoz hasonló méretű csillag esetében ez a folyamat körülbelül egymilliárd évig tarthat.
A kibocsátott energia mennyiségének változása miatt a csillag instabil időszakokon megy keresztül, beleértve a méret, a felszíni hőmérséklet és az energiatermelés változásait. Az energiakibocsátás az alacsony frekvenciájú sugárzás felé tolódik el. Mindez az erős napszél és az intenzív pulzálás miatt növekvő tömegveszteséggel jár. Az ebben a fázisban lévő csillagokat ún késői típusú sztárok, OH -IR csillagok vagy Mira-szerű csillagok, pontos jellemzőiktől függően. A kilökött gáz viszonylag gazdag a csillag belsejében keletkező nehéz elemekben, például oxigénben és szénben. A gáz táguló burkot képez, és a csillagtól távolodva lehűl, lehetővé téve porrészecskék és molekulák képződését. A központi csillag erős infravörös sugárzásával ideális feltételek alakulnak ki az ilyen héjakban a maserek aktiválásához.
A hélium égési reakciói nagyon hőmérsékletérzékenyek. Néha ez nagy instabilitáshoz vezet. Heves lüktetések lépnek fel, amelyek végül elegendő mozgási energiát adnak a külső rétegeknek ahhoz, hogy kilökjenek, és bolygóköddé váljanak. A köd közepén megmarad a csillag magja, amely kihűlve hélium fehér törpévé változik, amelynek tömege általában 0,5-0,6 nap, átmérője pedig a Föld átmérőjének nagyságrendje. .
Fehér törpék
A csillagok túlnyomó többsége, beleértve a Napot is, evolúciójukat összehúzódással fejezi be, amíg a degenerált elektronok nyomása kiegyenlíti a gravitációt. Ebben az állapotban, amikor a csillag mérete százszorosára csökken, és a sűrűség milliószor nagyobb lesz, mint a víz sűrűsége, a csillagot fehér törpének nevezik. Megfosztják az energiaforrásoktól, és fokozatosan lehűlve elsötétül és láthatatlanná válik.
A Napnál nagyobb tömegű csillagokban a degenerált elektronok nyomása nem képes visszatartani a mag összenyomódását, és addig tart, amíg a részecskék többsége neutronná alakul, olyan szorosan összetömörítve, hogy a csillag méretét kilométerben mérik és 100 milliószor sűrűbb víz. Az ilyen objektumot neutroncsillagnak nevezik; egyensúlyát a degenerált neutronanyag nyomása tartja fenn.
Szupermasszív sztárok
Miután az öt naptömegnél nagyobb tömegű csillag külső rétegei szétszóródtak és vörös szuperóriást alkottak, a mag a gravitációs erők hatására összenyomódik. A kompresszió növekedésével a hőmérséklet és a sűrűség növekszik, és a termonukleáris reakciók új sorozata kezdődik meg. Az ilyen reakciókban nehéz elemek szintetizálódnak, ami átmenetileg visszafogja a mag összeomlását.
Végső soron az oktatás előrehaladtával egyre több nehéz elemek periódusos rendszer, a vas-56-ot szilíciumból szintetizálják. Eddig a pontig az elemek szintézise felszabadult nagyszámú energia, azonban a -56 vasmagban van a legnagyobb tömeghiba, és a nehezebb magok képződése kedvezőtlen. Ezért amikor egy csillag vasmagja elér egy bizonyos értéket, a benne lévő nyomás már nem képes ellenállni a hatalmas gravitációs erőnek, és a mag azonnali összeomlása az anyag neutronizálásával történik.
Hogy ezután mi történik, az nem teljesen világos. De bármi is legyen, pillanatok alatt hihetetlen erejű szupernóva-robbanást idéz elő.
A kísérő neutrínókitörés lökéshullámot vált ki. A neutrínók erős sugarai és a forgó mágneses tér kiszorítja a csillag felhalmozódott anyagának nagy részét – az úgynevezett magelemeket, köztük a vasat és a könnyebb elemeket. A felrobbanó anyagot az atommagból kibocsátott neutronok bombázzák, befogják őket, és ezáltal a vasnál nehezebb elemek halmaza jön létre, beleértve a radioaktív elemeket is, egészen az uránig (sőt talán a kaliforniumig). Így a szupernóva-robbanások magyarázzák a vasnál nehezebb elemek jelenlétét a csillagközi anyagban.
A robbanáshullám és a neutrínó sugarak elszállítják az anyagot haldokló csillag a csillagközi térbe. Ezt követően az űrben haladva ez a szupernóva-anyag összeütközhet más űrtörmelékkel, és esetleg részt vehet új csillagok, bolygók vagy műholdak kialakulásában.
A szupernóva kialakulása során lezajló folyamatokat még tanulmányozzák, és ez a kérdés egyelőre nem tisztázott. Az is kérdéses, hogy valójában mi maradt meg az eredeti csillagból. Két lehetőséget azonban mérlegelnek:
Neutroncsillagok
Ismeretes, hogy egyes szupernóváknál a szuperóriás mélyén az erős gravitáció hatására az elektronok az atommagba esnek, ahol protonokkal egyesülve neutronokat képeznek. A közeli atommagokat elválasztó elektromágneses erők eltűnnek. A csillag magja most egy sűrű labda atommagokés az egyes neutronok.
Az ilyen, neutroncsillagoknak nevezett csillagok rendkívül kicsik – legfeljebb nagy város, és elképzelhetetlenül nagy sűrűségűek. Keringési periódusuk rendkívül lerövidül a csillag méretének csökkenésével (a szögimpulzus megmaradása miatt). Egyesek 600 fordulatot tesznek meg másodpercenként. Amikor az északot és délt összekötő tengely mágneses pólus Ebből a gyorsan forgó, a Föld felé mutató csillagból észlelhető a csillag keringési periódusával megegyező időközönként ismétlődő sugárzási impulzus. Az ilyen neutroncsillagokat „pulzároknak” nevezték, és ők lettek az elsők, amelyeket felfedeztek. neutroncsillagok.
Fekete lyukak
Nem minden szupernóva válik neutroncsillaggá. Ha a csillag tömege kellően nagy, akkor a csillag összeomlása folytatódik, és maguk a neutronok elkezdenek befelé esni, amíg a sugara kisebb lesz, mint a Schwarzschild-sugár. Ezt követően a csillagból fekete lyuk lesz.
A fekete lyukak létezését az általános relativitáselmélet jósolta meg. Az általános relativitáselmélet szerint az anyag és az információ nem távozhat fekete lyuk semmiképpen. A kvantummechanika azonban kivételeket tesz lehetővé e szabály alól.
Maradt egy szám nyitott kérdések. A fő közülük: „Léteznek egyáltalán fekete lyukak?” Hiszen ahhoz, hogy biztosan kijelenthessük, hogy egy adott objektum fekete lyuk, meg kell figyelni az eseményhorizontját. Minden erre irányuló kísérlet kudarccal végződött. De még van remény, hiszen egyes tárgyakat nem lehet megmagyarázni akkréció nélkül, illetve a szilárd felület nélküli tárgyra való akkréciót, de ez nem bizonyítja a fekete lyukak létezését.
A kérdések szintén nyitottak: lehetséges-e, hogy egy csillag közvetlenül egy fekete lyukba omlik, megkerülve egy szupernóvát? Vannak szupernóvák, amelyekből később fekete lyukak lesznek? Mi a pontos befolyása egy csillag kezdeti tömegének az életciklusa végén lévő objektumok kialakulására?
