Dažādu masu zvaigžņu evolūcija
Astronomi nevar novērot vienas zvaigznes dzīvi no sākuma līdz beigām, jo pat visīsākā mūža zvaigznes pastāv miljoniem gadu - ilgāks mūžs visas cilvēces. Mainīt laika gaitā fiziskās īpašības Un ķīmiskais sastāvs zvaigznes, t.i. zvaigžņu evolūciju, astronomi pēta, salīdzinot daudzu zvaigžņu raksturlielumus, kas atrodas uz dažādi posmi evolūcija.
Fiziskās shēmas, kas savieno novērotās zvaigžņu īpašības, atspoguļotas krāsu un spilgtuma diagrammā - Hertzprung - Rassell diagrammā, uz kuras zvaigznes veido atsevišķas grupas - secības: galvenā zvaigžņu secība, supergigantu secības, spilgti un vāji milži, subgianti, apakšrūķi un baltie punduri.
Lielāko daļu savas dzīves jebkura zvaigzne atrodas tā sauktajā krāsu un spilgtuma diagrammas galvenajā secībā. Visi pārējie zvaigznes evolūcijas posmi pirms kompaktas paliekas veidošanās aizņem ne vairāk kā 10% no šī laika. Tāpēc lielākā daļa mūsu galaktikā novēroto zvaigžņu ir pieticīgi sarkani punduri ar Saules masu vai mazāku. Galvenā secība satur apmēram 90% no visām novērotajām zvaigznēm.
Zvaigznes mūža ilgums un par ko tā pārvēršas beigās dzīves ceļš, pilnībā nosaka tā masa. Zvaigznes, kuru masa ir lielāka par Sauli, dzīvo daudz mazāk nekā Saule, un masīvāko zvaigžņu dzīves ilgums ir tikai miljoniem gadu. Lielākajai daļai zvaigžņu dzīves ilgums ir aptuveni 15 miljardi gadu. Pēc tam, kad zvaigzne ir iztērējusi savus enerģijas avotus, tā sāk atdzist un sarauties. Gala produkts Evolūcijas zvaigznes ir kompakti masīvi objekti, kuru blīvums ir daudzkārt lielāks nekā parastajām zvaigznēm.
Zvaigznes dažādas masas galu galā nonāk vienā no trim stāvokļiem: baltajiem punduriem, neitronu zvaigznēm vai melnajiem caurumiem. Ja zvaigznes masa ir maza, tad gravitācijas spēki ir salīdzinoši vāji un zvaigznes saspiešana (gravitācijas sabrukums) apstājas. Tas pāriet uz stabilu baltā pundura stāvokli. Ja masa pārsniedz kritisko vērtību, saspiešana turpinās. Pie ļoti liela blīvuma elektroni savienojas ar protoniem, veidojot neitronus. Drīz vien gandrīz visa zvaigzne sastāv tikai no neitroniem un tai ir tik milzīgs blīvums, ka milzīgā zvaigžņu masa tiek koncentrēta ļoti mazā lodītē ar vairāku kilometru rādiusu un kompresija apstājas – veidojas neitronu zvaigzne. Ja zvaigznes masa ir tik liela, ka pat neitronu zvaigznes veidošanās neapturēs gravitācijas sabrukumu, tad pēdējais posms zvaigznes evolūcija būs melnais caurums.
Astrofizika jau ir panākusi pietiekamu progresu zvaigžņu evolūcijas izpētē. Teorētiskie modeļi ko atbalsta uzticami novērojumi, un, lai gan ir dažas nepilnības, vispārējais priekšstats par zvaigznes dzīves ciklu ir zināms jau sen.
Dzimšana
Viss sākas ar molekulāro mākoni. Tie ir milzīgi starpzvaigžņu gāzes apgabali, kas ir pietiekami blīvi, lai tajos varētu veidoties ūdeņraža molekulas.
Tad notiek notikums. Varbūt to izraisīs triecienvilnis no supernovas, kas eksplodēja tuvumā, vai varbūt dabiskā dinamika molekulārā mākoņa iekšpusē. Tomēr ir tikai viens iznākums – gravitācijas nestabilitāte noved pie gravitācijas centra veidošanās kaut kur mākoņa iekšpusē.
Padodoties gravitācijas kārdinājumam, apkārtējā matērija sāk griezties ap šo centru un noslāņojas uz tā virsmas. Pamazām veidojas līdzsvarots sfērisks kodols ar pieaugošu temperatūru un spilgtumu - protozvaigzne.
Gāzu un putekļu disks ap protozvaigzni griežas arvien ātrāk, tā pieaugošā blīvuma un masas dēļ tā dziļumos saduras arvien vairāk daļiņu, un temperatūra turpina celties.
Tiklīdz tas sasniedz miljoniem grādu, protozvaigznes centrā notiek pirmā kodoltermiskā reakcija. Divi ūdeņraža kodoli pārvar Kulona barjeru un apvienojas, veidojot hēlija kodolu. Tad vēl divi kodoli, tad vēl viens... līdz ķēdes reakcija aptver visu reģionu, kurā temperatūra ļauj ūdeņradim sintezēt hēliju.
Pēc tam kodoltermisko reakciju enerģija strauji sasniedz zvaigznes virsmu, strauji palielinot tās spilgtumu. Tātad protozvaigzne, ja tai ir pietiekami daudz masas, pārvēršas par pilnvērtīgu jaunu zvaigzni.
Aktīvais zvaigžņu veidošanās reģions N44 / ©ESO, NASA
Nav bērnības, nav pusaudžu, nav jaunības
Visas protozvaigznes, kas pietiekami uzsilst, lai to dziļumos izraisītu kodoltermisku reakciju, nonāk garākajā un visvairāk stabils periods, kas aizņem 90% no visas to pastāvēšanas.
Viss, kas ar viņiem notiek šajā posmā, tā ir pakāpeniska ūdeņraža sadedzināšana kodoltermisko reakciju zonā. Burtiski "deg cauri dzīvei". Zvaigzne ļoti lēni – miljardos gadu – kļūs karstāka, palielināsies kodoltermisko reakciju intensitāte, palielināsies arī spožums, bet nekas vairāk.
Protams, ir iespējami notikumi, kas paātrina zvaigžņu evolūciju – piemēram, tuvums vai pat sadursme ar citu zvaigzni, taču tas nekādi nav atkarīgs no atsevišķas zvaigznes dzīves cikla.
Ir arī savdabīgas "nedzīvi dzimušas" zvaigznes, kuras nevar sasniegt galveno secību - tas ir, tās nespēj tikt galā ar kodoltermisko reakciju iekšējo spiedienu.
Tie ir mazmasas (mazāk nekā 0,0767 no Saules masas) protozvaigznes - tās pašas, kuras sauc par brūnajiem punduriem. Nepietiekamas gravitācijas saspiešanas dēļ tie zaudē vairāk enerģijas, nekā veidojas ūdeņraža sintēzes rezultātā. Laika gaitā termo kodolreakcijasšo zvaigžņu dzīlēs beidzas, un viņiem atliek tikai ilga, bet neizbēgama atdzišana.
Mākslinieka iespaids par brūno punduri / ©ESO/I. Crossfield/N. Risinger
Satrauktas vecumdienas
Atšķirībā no cilvēkiem, masveida zvaigžņu “dzīves” aktīvākais un interesantākais posms sākas to pastāvēšanas beigās.
Katras atsevišķās zvaigznes tālākā evolūcija, kas ir sasniegusi galvenās secības beigas - tas ir, brīdis, kad zvaigznes centrā vairs nav palicis ūdeņraža kodolsintēzei -, ir tieši atkarīga no zvaigznes masas un tās ķīmiskās vielas. sastāvu.
Jo mazāka ir zvaigznes masa galvenajā virknējumā, jo ilgāks būs tās “dzīve” un mazāk grandiozas tās beigas. Piemēram, zvaigznes, kuru masa ir mazāka par pusi no Saules masas — tās sauc par sarkanajiem punduriem — kopš Lielā sprādziena nekad nav “mirušas”. Saskaņā ar aprēķiniem un datorsimulācijām šādas zvaigznes vājās kodoltermisko reakciju intensitātes dēļ var mierīgi sadedzināt ūdeņradi desmitiem miljardu līdz desmitiem triljonu gadu, un ceļojuma beigās tās, iespējams, nodzisīs tāpat. kā brūnie punduri.
Zvaigznes ar vidējo masu no puse līdz desmit Saules masām pēc ūdeņraža izdegšanas centrā spēj sadedzināt smagākas zvaigznes. ķīmiskie elementi tā sastāvā - vispirms hēlijs, tad ogleklis, skābeklis un pēc tam, atkarībā no masas veiksmes, līdz dzelzs-56 (dzelzs izotops, ko dažreiz sauc par "termonukleāro sadegšanas pelnu").
Šādām zvaigznēm fāzi, kas seko galvenajai secībai, sauc par sarkano milzu stadiju. Palaižot hēlija kodoltermiskās reakcijas, tad oglekļa reakcijas utt. katru reizi noved pie būtiskām zvaigznes pārvērtībām.
Savā ziņā tās ir nāves sāpes. Pēc tam zvaigzne izplešas simtiem reižu un kļūst sarkana, pēc tam atkal saraujas. Mainās arī spožums – palielinās tūkstošiem reižu, pēc tam atkal samazinās.
Šī procesa beigās sarkanā milža ārējais apvalks tiek izliets, veidojot iespaidīgu planētu miglāju. Centrā paliek atklāts kodols - baltais hēlija punduris, kura masa ir aptuveni puse no Saules un kura rādiuss ir aptuveni vienāds ar Zemes rādiusu.
Baltajiem punduriem ir līdzīgs sarkano punduru liktenis - tie mierīgi izdeg no miljardiem līdz triljoniem gadu, ja vien tuvumā, protams, nav kāda pavadošā zvaigzne, kuras dēļ baltais punduris var palielināt savu masu.
KOI-256 sistēma, kas sastāv no sarkanajiem un baltajiem punduriem / © NASA/JPL-Caltech
Ekstrēmas vecumdienas
Ja zvaigznei ir īpaši paveicies ar savu masu un tā ir aptuveni 12 Saules vai vairāk, tad tās evolūcijas pēdējos posmus raksturo daudz ekstrēmāki notikumi.
Ja sarkanā milža kodola masa pārsniedz Čandrasekharas robežu 1,44 Saules masas, tad zvaigzne finālā ne tikai nomet čaulu, bet atbrīvo uzkrāto enerģiju spēcīgā kodoltermiskā sprādzienā – supernovā.
Supernovas palieku sirdī, kas ar milzīgu spēku izkliedē zvaigžņu vielu daudzus gaismas gadus apkārt, šajā gadījumā paliek nevis baltais punduris, bet gan īpaši blīva neitronu zvaigzne, kuras rādiuss ir tikai 10-20 kilometri.
Taču, ja sarkanā milža masa ir lielāka par 30 Saules masām (pareizāk sakot, jau supergiganta) un tā kodola masa pārsniedz Openheimera-Volkova robežu, kas vienāda ar aptuveni 2,5-3 Saules masām, tad ne balts. nerodas punduris, ne neitronu zvaigzne.
Supernovas paliekas centrā parādās kaut kas daudz iespaidīgāks - melnais caurums, jo sprāgstošās zvaigznes kodols ir tik ļoti saspiests, ka pat neitroni sāk sabrukt, un nekas cits, ieskaitot gaismu, nevar atstāt jaundzimušo melno caurumu - pareizāk sakot, tā notikumu horizonts.
Īpaši masīvas zvaigznes - zilie supergiganti - var apiet sarkano supergiganta stadiju un arī eksplodēt supernovā.
Supernova SN 1994D galaktikā NGC 4526 (spilgts punkts apakšējā kreisajā stūrī) / © NASA
Kas sagaida mūsu Sauli?
Saule ir vidējas masas zvaigzne, tāpēc, rūpīgi izlasot raksta iepriekšējo daļu, jūs pats varat precīzi paredzēt, uz kādu ceļu atrodas mūsu zvaigzne.
Tomēr cilvēce saskarsies ar virkni astronomisku satricinājumu, pat pirms Saule pārvērtīsies par sarkano milzi. Dzīvība uz Zemes kļūs neiespējama miljarda gadu laikā, kad kodoltermisko reakciju intensitāte Saules centrā kļūs pietiekama, lai iztvaicētu Zemes okeānus. Paralēli tam uzlabosies apstākļi dzīvībai uz Marsa, kas kādā brīdī var padarīt to piemērotu dzīvošanai.
Pēc aptuveni 7 miljardiem gadu Saule sasils pietiekami, lai tās ārējos reģionos izraisītu kodoltermisko reakciju. Saules rādiuss palielināsies aptuveni 250 reižu, bet spožums palielināsies par 2700 reižu - tā pārtaps sarkanā milzi.
Palielinātā saules vēja dēļ zvaigzne šajā posmā zaudēs līdz pat trešdaļai savas masas, taču tai būs laiks absorbēt Merkuru.
Saules kodola masa ūdeņraža sadegšanas dēļ ap to palielināsies tik daudz, ka notiks tā sauktais hēlija uzliesmojums, un sāksies hēlija kodolu termokodolsintēze ogleklī un skābeklī. Zvaigznes rādiuss ievērojami samazināsies līdz 11 standarta saules.
Saules aktivitāte / © NASA/Goddard/SDO
Tomēr pēc 100 miljoniem gadu reakcija ar hēliju pārvietosies uz zvaigznes ārējiem apgabaliem, un tā atkal palielināsies līdz sarkanā milža izmēram, spožumam un rādiusam.
Saules vējš šajā posmā kļūs tik spēcīgs, ka tas izpūtīs zvaigznes ārējos apgabalus kosmosā, un tie veidos plašu planētu miglāju.
Un kur bija Saule, tur paliks baltais punduris Zemes lielumā. Sākumā ārkārtīgi spilgts, bet, laikam ejot, tas kļūst arvien blāvāks.
Lai arī zvaigznes cilvēka laika skalā šķiet mūžīgas, tās, tāpat kā viss dabā, dzimst, dzīvo un mirst. Saskaņā ar vispārpieņemto gāzes-putekļu mākoņu hipotēzi, zvaigzne rodas starpzvaigžņu gāzes-putekļu mākoņa gravitācijas saspiešanas rezultātā. Šādam mākonim sabiezējoties, tas vispirms veidojas protozvaigzne, temperatūra tās centrā nepārtraukti palielinās, līdz tā sasniedz robežu, kas nepieciešama, lai daļiņu termiskās kustības ātrums pārsniegtu slieksni, pēc kura protoni spēj pārvarēt savstarpējās elektrostatiskās atgrūšanās makroskopiskos spēkus ( cm. Kulona likumu) un iesaistīties kodolsintēzes reakcijā ( cm. Kodolu sabrukšana un saplūšana).
Daudzpakāpju kodolsintēzes reakcijas rezultātā četri protoni galu galā veido hēlija kodolu (2 protoni + 2 neitroni) un atbrīvojas vesela dažādu elementārdaļiņu strūklaka. Galīgajā stāvoklī izveidoto daļiņu kopējā masa ir mazākčetru sākotnējo protonu masas, kas nozīmē, ka reakcijas laikā tiek atbrīvota brīvā enerģija ( cm. Relativitātes teorija). Šī iemesla dēļ jaundzimušās zvaigznes iekšējais kodols ātri uzsilst līdz īpaši augstām temperatūrām, un tās liekā enerģija sāk šļakstīties uz tās mazāk karsto virsmu - un ārā. Tajā pašā laikā spiediens zvaigznes centrā sāk palielināties ( cm. Ideālas gāzes stāvokļa vienādojums). Tādējādi, “sadedzinot” ūdeņradi termokodolreakcijas procesā, zvaigzne neļauj gravitācijas pievilkšanas spēkiem saspiesties līdz superblīvam stāvoklim, pretdarbojoties gravitācijas sabrukumam ar nepārtraukti atjaunotu iekšējo termisko spiedienu, kā rezultātā rodas stabils. enerģijas līdzsvars. Tiek uzskatīts, ka zvaigznes, kas aktīvi sadedzina ūdeņradi, atrodas sava dzīves cikla vai evolūcijas "primārajā fāzē" ( cm. Hercprunga-Rasela diagramma). Tiek saukta viena ķīmiskā elementa pārvēršana citā zvaigznes iekšienē kodolsintēze vai nukleosintēze.
Konkrēti, Saule ir bijusi aktīvajā ūdeņraža sadedzināšanas stadijā aktīvās nukleosintēzes procesā aptuveni 5 miljardus gadu, un ūdeņraža rezervēm kodolā tās turpināšanai vajadzētu pietikt mūsu gaismeklim vēl 5,5 miljardus gadu. Jo zvaigzne ir masīvāka, jo lielāka tai ir ūdeņraža degvielas padeve, taču, lai neitralizētu gravitācijas sabrukšanas spēkus, tai ir jāsadedzina ūdeņradis ar intensitāti, kas pārsniedz ūdeņraža rezervju pieauguma ātrumu, pieaugot zvaigznes masai. Tādējādi, jo masīvāka ir zvaigzne, jo īsāks tās mūžs, ko nosaka ūdeņraža rezervju izsīkums, un lielākās zvaigznes burtiski izdeg “kādos” desmitos miljonu gadu. Savukārt mazākās zvaigznes ērti dzīvo simtiem miljardu gadu. Tātad šajā mērogā mūsu Saule pieder pie “spēcīgās vidusšķiras”.
Tomēr agrāk vai vēlāk jebkura zvaigzne iztērēs visu sadedzināšanai piemēroto ūdeņradi savā kodoltermiskajā krāsnī. Ko tālāk? Tas ir atkarīgs arī no zvaigznes masas. Saule (un visas zvaigznes, kuru masa nepārsniedz astoņas reizes) manu dzīvi beidz ļoti banāli. Zvaigznes zarnās izsīkstot ūdeņraža rezervēm, gravitācijas saspiešanas spēki, kas pacietīgi gaidīja šo stundu kopš paša zvaigznes dzimšanas brīža, sāk gūt virsroku – un to ietekmē. zvaigzne sāk sarukt un kļūt blīvāka. Šim procesam ir divējāda ietekme: temperatūra slāņos, kas atrodas tieši ap zvaigznes kodolu, paaugstinās līdz līmenim, kurā tur esošais ūdeņradis beidzot tiek pakļauts kodolsintēzei, veidojot hēliju. Tajā pašā laikā temperatūra pašā kodolā, kas tagad sastāv gandrīz tikai no hēlija, paaugstinās tik daudz, ka pats hēlijs - sava veida izbalējošās primārās nukleosintēzes reakcijas "pelni" - nonāk jaunā kodolsintēzes reakcijā: no trim. hēlija kodoli veidojas viens oglekļa kodols. Šis sekundārās kodolsintēzes reakcijas process, kuram primārās reakcijas produkti kalpo par degvielu, ir viens no tiem galvenie punkti zvaigžņu dzīves cikls.
Hēlija otrreizējās sadegšanas laikā zvaigznes kodolā izdalās tik daudz enerģijas, ka zvaigzne burtiski sāk uzpūsties. Jo īpaši Saules apvalks šajā dzīves posmā paplašināsies ārpus Veneras orbītas. Šajā gadījumā zvaigznes starojuma kopējā enerģija paliek aptuveni tādā pašā līmenī kā tās dzīves galvenajā fāzē, taču, tā kā šī enerģija tagad tiek izstarota caur daudz lielāku virsmas laukumu, zvaigznes ārējais slānis atdziest līdz spektra sarkanā daļa. Zvaigzne pārvēršas par sarkanais milzis.
Saules klases zvaigznēm pēc tam, kad ir izsmelta degviela, kas baro sekundāro nukleosintēzes reakciju, atkal sākas gravitācijas sabrukuma stadija - šoreiz galīgā. Temperatūra kodola iekšienē vairs nespēj paaugstināties līdz līmenim, kas nepieciešams, lai uzsāktu nākamo termonukleārās reakcijas līmeni. Tāpēc zvaigzne saraujas, līdz gravitācijas pievilkšanās spēkus līdzsvaro nākamā spēka barjera. Viņa lomu spēlē deģenerēts elektronu gāzes spiediens(cm. Chandrasekhar limits). Elektroniem, kuri līdz šim zvaigznes evolūcijā spēlēja bezdarbnieku statistu lomu, nepiedaloties kodolsintēzes reakcijās un brīvi pārvietojoties starp kodoliem saplūšanas procesā, noteiktā kompresijas stadijā tiek atņemta “dzīves telpa”. un sāk “pretoties” turpmākai zvaigznes gravitācijas saspiešanai. Zvaigznes stāvoklis stabilizējas, un tā pārvēršas par deģenerātu baltais punduris, kas izstaros atlikušo siltumu kosmosā, līdz tas pilnībā atdziest.
Zvaigznes, kas ir masīvākas par Sauli, saskaras ar daudz iespaidīgāku galu. Pēc hēlija sadegšanas to masa saspiešanas laikā izrādās pietiekama, lai kodolu un apvalku uzsildītu līdz temperatūrai, kas nepieciešama, lai, augot kodolmasām, uzsāktu nākamās nukleosintēzes reakcijas - ogleklis, pēc tam silīcijs, magnijs un tā tālāk. Turklāt, sākoties katrai jaunai reakcijai zvaigznes kodolā, iepriekšējā turpinās tās čaulā. Faktiski visi ķīmiskie elementi, tostarp dzelzs, kas veido Visumu, radās tieši nukleosintēzes rezultātā šāda veida mirstošu zvaigžņu dziļumos. Bet dzelzs ir robeža; tas nevar kalpot par degvielu kodolsintēzes vai sabrukšanas reakcijām jebkurā temperatūrā vai spiedienā, jo gan tā sabrukšanai, gan papildu nukleonu pievienošanai tai ir nepieciešama ārējās enerģijas pieplūde. Tā rezultātā masīva zvaigzne pakāpeniski uzkrāj sevī dzelzs kodolu, kas nevar kalpot par degvielu turpmākām kodolreakcijām.
Kad temperatūra un spiediens kodola iekšpusē sasniedz noteiktu līmeni, elektroni sāk mijiedarboties ar dzelzs kodolu protoniem, kā rezultātā veidojas neitroni. Un ļoti īsā laika posmā - daži teorētiķi uzskata, ka tas aizņem dažas sekundes - elektroni, kas bija brīvi visā zvaigznes iepriekšējās evolūcijas laikā, burtiski izšķīst dzelzs kodolu protonos, visa zvaigznes kodola viela pārvēršas par ciets neitronu ķekars un sāk strauji saspiesties gravitācijas sabrukuma gadījumā, jo deģenerētās elektronu gāzes pretspiediens nokrītas līdz nullei. Zvaigznes ārējais apvalks, no kura tiek izsists viss balsts, sabrūk virzienā uz centru. Sabrukušā ārējā apvalka sadursmes enerģija ar neitronu kodolu ir tik augsta, ka tā atsitiena ar milzīgu ātrumu un izkliedējas visos virzienos no kodola - un zvaigzne burtiski uzsprāgst apžilbinošā zibspuldzē. supernova zvaigznes. Dažu sekunžu laikā supernovas sprādziens kosmosā var izdalīt vairāk enerģijas nekā visas galaktikas zvaigznes kopā tajā pašā laikā.
Pēc supernovas sprādziena un zvaigžņu čaulas izplešanās, kuru masa ir aptuveni 10-30 Saules masas, notiekošais gravitācijas sabrukums noved pie neitronu zvaigznes veidošanās, kuras viela tiek saspiesta, līdz tā sāk sevi manīt. deģenerētu neitronu spiediens - citiem vārdiem sakot, tagad neitroni (tāpat kā elektroni to darīja agrāk) sāk pretoties turpmākai saspiešanai, kas prasa sev dzīves telpa. Tas parasti notiek, kad zvaigzne sasniedz apmēram 15 km diametru. Rezultāts ir strauji rotējoša neitronu zvaigzne, kas izstaro elektromagnētiskos impulsus ar tās rotācijas frekvenci; tādas zvaigznes sauc pulsāri. Visbeidzot, ja zvaigznes kodola masa pārsniedz 30 Saules masas, nekas nevar apturēt tās turpmāku gravitācijas sabrukumu, un supernovas sprādziens izraisa
Zvaigžņu mūžs sastāv no vairākiem posmiem, caur kuriem miljoniem un miljardiem gadu gaismekļi nepārtraukti tiecas pretī neizbēgamajam finālam, pārvēršoties spilgtos uzliesmojumos vai drūmos melnos caurumos.
Jebkura veida zvaigznes mūžs ir neticami ilgs un sarežģīts process, ko pavada kosmiskā mēroga parādības. Tās daudzpusību vienkārši nav iespējams pilnībā izsekot un izpētīt, pat izmantojot visu arsenālu mūsdienu zinātne. Bet, pamatojoties uz unikālajām zināšanām, kas uzkrātas un apstrādātas visā sauszemes astronomijas pastāvēšanas laikā, mums kļūst pieejami veseli vērtīgākās informācijas slāņi. Tas ļauj saistīt epizožu secību no gaismekļu dzīves cikla samērā sakarīgās teorijās un modelēt to attīstību. Kādi ir šie posmi?
Nepalaidiet garām vizuālo, interaktīvo lietotni ""!
Sērija I. Protostars
Zvaigžņu dzīves ceļš, tāpat kā visi makrokosmosa un mikrokosmosa objekti, sākas ar dzimšanu. Šis notikums rodas, veidojoties neticami milzīgam mākonim, kurā parādās pirmās molekulas, tāpēc veidojumu sauc par molekulāru. Dažkārt tiek lietots cits termins, kas tieši atklāj procesa būtību – zvaigžņu šūpulis.
Tikai tad, kad šādā mākonī nepārvaramu apstākļu dēļ notiek ārkārtīgi strauja to veidojošo daļiņu, kurām ir masa, saspiešana, t.i., gravitācijas sabrukums, sāk veidoties nākotnes zvaigzne. Iemesls tam ir gravitācijas enerģijas pieplūdums, kura daļa saspiež gāzes molekulas un uzsilda mātes mākoni. Tad pamazām sāk izzust veidojuma caurspīdīgums, kas veicina vēl lielāku uzkaršanu un spiediena palielināšanos tās centrā. Pēdējā epizode protozvaigžņu fāzē ir matērijas uzkrāšanās, kas nokrīt uz kodolu, kuras laikā topošā zvaigzne aug un kļūst redzama pēc tam, kad izstarotās gaismas spiediens burtiski aizslauka visus putekļus uz nomalēm.
Atrodiet protozvaigznes Oriona miglājā!
Šī milzīgā Oriona miglāja panorāma nāk no attēliem. Šis miglājs ir viens no lielākajiem un mums tuvākajiem zvaigžņu šūpuļiem. Mēģiniet šajā miglājā atrast protozvaigznes, jo šīs panorāmas izšķirtspēja ļauj to izdarīt.
II sērija. Jaunas zvaigznes
Fomalhaut, attēls no DSS kataloga. Ap šo zvaigzni joprojām ir protoplanetārs disks.
Nākamais zvaigznes dzīves posms jeb cikls ir tās kosmiskās bērnības periods, kas, savukārt, iedalās trīs posmos: jaunās mazgadīgās zvaigznes (<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.
III sērija. Zvaigznes dzīves ziedu laiki
Saule fotografēta H alfa līnijā. Mūsu zvaigzne ir savos spēka gados.
Dzīves vidū kosmiskajiem gaismekļiem var būt ļoti dažādas krāsas, masas un izmēri. Krāsu palete svārstās no zilganiem līdz sarkaniem toņiem, un to masa var būt ievērojami mazāka par saules masu vai vairāk nekā trīs simti reižu lielāka. Galvenā zvaigžņu dzīves cikla secība ilgst apmēram desmit miljardus gadu. Pēc tam kosmiskā ķermeņa kodolam beidzas ūdeņradis. Šis brīdis tiek uzskatīts par objekta dzīves pāreju uz nākamo posmu. Sakarā ar ūdeņraža resursu izsīkumu kodolā, termokodolreakcijas apstājas. Tomēr zvaigznes atjaunotās saspiešanas periodā sākas sabrukums, kas izraisa kodoltermiskās reakcijas ar hēlija piedalīšanos. Šis process stimulē vienkārši neticamu zvaigznes izplešanos. Un tagad to uzskata par sarkano gigantu.
IV sērija. Zvaigžņu pastāvēšanas beigas un to nāve
Vecās zvaigznes, tāpat kā to jaunās līdzinieces, iedala vairākos veidos: mazmasas, vidēja izmēra, supermasīvas un. Attiecībā uz objektiem ar mazu masu joprojām nav iespējams precīzi pateikt, kādi procesi ar tiem notiek pēdējos eksistences posmos. Visas šādas parādības ir hipotētiski aprakstītas, izmantojot datorsimulācijas, nevis pamatojoties uz rūpīgiem to novērojumiem. Pēc galīgās oglekļa un skābekļa izdegšanas zvaigznes atmosfēras apvalks palielinās un tās gāzes komponents strauji zaudē. Evolūcijas ceļa beigās zvaigznes tiek daudzkārt saspiestas, un to blīvums, gluži pretēji, ievērojami palielinās. Šāda zvaigzne tiek uzskatīta par balto punduri. Pēc tam tās dzīves fāzei seko sarkanais supergiganta periods. Pēdējā lieta zvaigznes dzīves ciklā ir tās pārtapšana ļoti spēcīgas saspiešanas rezultātā par neitronu zvaigzni. Tomēr ne visi šādi kosmiskie ķermeņi kļūst par tādiem. Daži, visbiežāk pēc parametriem lielākie (vairāk nekā 20-30 saules masas), sabrukšanas rezultātā kļūst par melnajiem caurumiem.
Interesanti fakti par zvaigžņu dzīves cikliem
Viena no savdabīgākajām un ievērojamākajām kosmosa zvaigžņu dzīves ziņām ir tāda, ka lielākā daļa mūsējo spīdekļu atrodas sarkano punduru stadijā. Šādu objektu masa ir daudz mazāka nekā Saules masa.
Diezgan interesanti ir arī tas, ka neitronu zvaigžņu magnētiskā pievilcība ir miljardiem reižu lielāka nekā līdzīgs Zemes zvaigznes starojums.
Masas ietekme uz zvaigzni
Vēl viens tikpat interesants fakts ir lielāko zināmo zvaigžņu veidu pastāvēšanas ilgums. Sakarā ar to, ka to masa var būt simtiem reižu lielāka nekā saules, arī to enerģijas izdalīšanās ir daudzkārt lielāka, dažreiz pat miljoniem reižu. Līdz ar to viņu dzīves ilgums ir daudz īsāks. Dažos gadījumos to pastāvēšana ilgst tikai dažus miljonus gadu, salīdzinot ar zemas masas zvaigžņu dzīves miljardiem gadu.
Interesants fakts ir arī kontrasts starp melnajiem caurumiem un baltajiem punduriem. Zīmīgi, ka pirmās rodas no masas ziņā gigantiskākajām zvaigznēm, bet otrās, gluži pretēji, no mazākajām.
Visumā ir milzīgs skaits unikālu parādību, par kurām mēs varam runāt bezgalīgi, jo kosmoss ir ārkārtīgi vāji pētīts un izpētīts. Visas mūsdienu zinātnei piederošās cilvēku zināšanas par zvaigznēm un to dzīves cikliem galvenokārt ir iegūtas no novērojumiem un teorētiskiem aprēķiniem. Šādas maz pētītas parādības un objekti ir pamats pastāvīgam darbam tūkstošiem pētnieku un zinātnieku: astronomiem, fiziķiem, matemātiķiem un ķīmiķiem. Pateicoties viņu nepārtrauktajam darbam, šīs zināšanas tiek pastāvīgi uzkrātas, papildinātas un mainītas, tādējādi kļūstot precīzākas, uzticamākas un visaptverošākas.
Zvaigžņu evolūcija ir fiziskas izmaiņas. īpašības, iekšējās struktūras un ķīmija zvaigžņu sastāvs laika gaitā. Teorijas svarīgākie uzdevumi E.Z. - zvaigžņu veidošanās, to novērojamo īpašību izmaiņu skaidrošana, dažādu zvaigžņu grupu ģenētiskās saiknes izpēte, to gala stāvokļu analīze.
Tā kā mums zināmajā Visuma daļā apm. 98-99% no novērotās matērijas masas atrodas zvaigznēs vai ir izgājušas zvaigžņu stadiju, skaidro E.Z. yavl. viena no svarīgākajām astrofizikas problēmām.
Zvaigzne stacionārā stāvoklī ir gāzes bumba, kas atrodas hidrostatiskā stāvoklī. un termiskais līdzsvars (t.i., gravitācijas spēku darbību līdzsvaro iekšējais spiediens, un starojuma radītos enerģijas zudumus kompensē zvaigznes zarnās izdalītā enerģija, sk.). Zvaigznes “dzimšana” ir hidrostatiski līdzsvara objekta veidošanās, kura starojumu atbalsta savējais. enerģijas avoti. Zvaigznes “nāve” ir neatgriezeniska nelīdzsvarotība, kas noved pie zvaigznes iznīcināšanas vai tās katastrofas. saspiešana.
Gravitācijas izolācija enerģijai var būt izšķiroša nozīme tikai tad, ja zvaigznes iekšpuses temperatūra nav pietiekama, lai kodolenerģija izdalītos, lai kompensētu enerģijas zudumus, un zvaigznei kopumā vai tās daļai ir jāsaraujas, lai saglabātu līdzsvaru. Siltumenerģijas atbrīvošana kļūst svarīga tikai pēc kodolenerģijas rezervju izsmelšanas. T.o., E.z. var attēlot kā konsekventas izmaiņas zvaigžņu enerģijas avotos.
Raksturīgais laiks E.z. pārāk liels, lai visu evolūciju varētu tieši izsekot. Tāpēc galvenais E.Z. izpētes metode yavl. zvaigžņu modeļu secību konstruēšana, kas apraksta iekšējās izmaiņas struktūras un ķīmija zvaigžņu sastāvs laika gaitā. Evolūcija. Pēc tam secības tiek salīdzinātas ar novērojumu rezultātiem, piemēram, ar (G.-R.D.), kurā apkopoti novērojumi par lielu skaitu zvaigžņu dažādos evolūcijas posmos. Īpaši svarīga loma ir salīdzinājumā ar G.-R.d. zvaigžņu kopām, jo visām kopas zvaigznēm ir viena un tā pati sākotnējā ķīmiskā viela. sastāvu un veidojās gandrīz vienlaicīgi. Saskaņā ar G.-R.d. dažāda vecuma kopas, bija iespējams noteikt virzienu E.Z. Evolūcija detalizēti. sekvences tiek aprēķinātas, skaitliski risinot diferenciālvienādojumu sistēmu, kas apraksta masas, blīvuma, temperatūras un spilgtuma sadalījumu pa zvaigzni, kam pievienoti zvaigžņu vielas enerģijas izdalīšanās un necaurredzamības likumi un vienādojumi, kas apraksta ķīmisko īpašību izmaiņas. zvaigžņu sastāvs laika gaitā.
Zvaigznes evolūcijas gaita galvenokārt ir atkarīga no tās masas un sākotnējās ķīmijas. sastāvu. Zvaigznes rotācijai un tās magnētiskajam laukam var būt noteikta, bet ne būtiska loma. jomā, tomēr šo faktoru loma E.Z. vēl nav pietiekami izpētīts. Chem. Zvaigznes sastāvs ir atkarīgs no tā veidošanās laika un no tās atrašanās vietas Galaktikā veidošanās brīdī. Pirmās paaudzes zvaigznes veidojās no matērijas, kuras sastāvu noteica kosmoloģija. nosacījumiem. Acīmredzot tas saturēja aptuveni 70% ūdeņraža, 30% hēlija un nenozīmīgu deitērija un litija piejaukumu. Pirmās paaudzes zvaigžņu evolūcijas laikā veidojās smagie elementi (seko hēlijam), kas tika izmesti starpzvaigžņu telpā matērijas aizplūšanas rezultātā no zvaigznēm vai zvaigžņu sprādzienu laikā. Nākamo paaudžu zvaigznes veidojās no vielas, kas satur līdz 3-4% (pēc masas) smago elementu.
Vistiešākā norāde uz to, ka zvaigžņu veidošanās Galaktikā joprojām turpinās, ir šī parādība. masveida spožu zvaigžņu spektra esamība. O un B klases, kuru kalpošanas laiks nevar pārsniegt ~ 10 7 gadus. Zvaigžņu veidošanās ātrums mūsdienās. ēra tiek lēsta 5 gadā.
2. Zvaigžņu veidošanās, gravitācijas saspiešanas stadija
Saskaņā ar visizplatītāko skatījumu zvaigznes veidojas gravitācijas spēku rezultātā. matērijas kondensācija starpzvaigžņu vidē. Nepieciešamā starpzvaigžņu vides sadalīšana divās fāzēs - blīvos aukstos mākoņos un retinātā vidē ar augstāku temperatūru - var notikt Reilijas-Teilora termiskās nestabilitātes ietekmē starpzvaigžņu magnētiskajā laukā. lauks. Gāzes-putekļu kompleksi ar masu 
, raksturīgais izmērs (10-100) gab un daļiņu koncentrācija n~10 2 cm -3 . faktiski tiek novēroti to radioviļņu emisijas dēļ. Šādu mākoņu saspiešanai (sabrukšanai) nepieciešami noteikti nosacījumi: gravitācija. Mākoņa daļiņām ir jāpārsniedz daļiņu termiskās kustības enerģijas, mākoņa kopumā rotācijas enerģijas un magnētiskā lauka summa. mākoņa enerģija (Džinsu kritērijs). Ja ņem vērā tikai termiskās kustības enerģiju, tad, precīzi ar vienības kārtas koeficientu, džinsu kritēriju raksta šādā formā: align="absmiddle" width="205" height="20">, kur ir mākoņa masa, T- gāzes temperatūra K, n- daļiņu skaits uz 1 cm3. Ar tipisku modernu starpzvaigžņu mākoņi temperatūra K var sabrukt tikai mākoņi, kuru masa nav mazāka par . Džinsu kritērijs norāda, ka faktiski novērotā masas spektra zvaigžņu veidošanai daļiņu koncentrācijai brūkošajos mākoņos jāsasniedz (10 3 -10 6) cm -3, t.i. 10-1000 reižu augstāks nekā novērots tipiskajos mākoņos. Taču šādas daļiņu koncentrācijas var sasniegt mākoņu dziļumos, kas jau sākuši sabrukt. No tā izriet, ka tas notiek secīgā procesā, kas tiek veikts vairākos posmos. posmi, masīvu mākoņu sadrumstalotība. Šis attēls dabiski izskaidro zvaigžņu dzimšanu grupās - klasteros. Tajā pašā laikā joprojām neskaidri paliek jautājumi, kas saistīti ar termisko līdzsvaru mākonī, ātruma lauku tajā un mehānismu, kas nosaka fragmentu masas spektru.
Tiek saukti sabrukušie zvaigžņu masas objekti protozvaigznes. Sfēriski simetriskas nerotējošas protozvaigznes sabrukums bez magnētiskā lauka. lauki ietver vairākus. posmos. Sākotnējā laika brīdī mākonis ir viendabīgs un izotermisks. Tas ir caurspīdīgs. starojums, tāpēc sabrukums nāk ar tilpuma enerģijas zudumiem, Ch. arr. putekļu termiskā starojuma dēļ griezums pārraida savu kinētiku. gāzes daļiņas enerģija. Viendabīgā mākonī nav spiediena gradienta, un režīmā sākas kompresija Brīvais kritiens ar raksturīgo laiku, kur G- , - mākoņu blīvums. Sākoties kompresijai, parādās retināšanas vilnis, kas virzās uz centru ar skaņas ātrumu, un kopš sabrukums notiek ātrāk tur, kur blīvums ir lielāks, protozvaigzne tiek sadalīta kompaktā kodolā un pagarinātā apvalkā, kurā viela tiek sadalīta saskaņā ar likumu. Kad daļiņu koncentrācija kodolā sasniedz ~ 10 11 cm -3, tā kļūst necaurredzama putekļu graudu IR starojumam. Kodolā izdalītā enerģija lēnām sūcas uz virsmu radiācijas siltuma vadīšanas dēļ. Temperatūra sāk pieaugt gandrīz adiabātiski, tas noved pie spiediena palielināšanās, un kodols kļūst hidrostatisks. līdzsvaru. Apvalks turpina krist uz serdes, un tas parādās tā perifērijā. Kodola parametri šajā laikā vāji atkarīgi no protozvaigznes kopējās masas: K. Kodola masai pieaugot akrecijas dēļ, tā temperatūra mainās gandrīz adiabātiski, līdz sasniedz 2000 K, kad sākas H 2 molekulu disociācija. . Enerģijas patēriņa rezultātā disociācijai, nevis kinētikas pieaugumam. daļiņu enerģija, adiabātiskā indeksa vērtība kļūst mazāka par 4/3, spiediena izmaiņas nespēj kompensēt gravitācijas spēkus un serde atkal sabrūk (sk.). Tiek veidots jauns kodols ar parametriem, ko ieskauj trieciena priekšpuse, uz kuras sakrājas pirmā serdeņa paliekas. Līdzīga kodola pārkārtošanās notiek ar ūdeņradi.
Kodola tālāka augšana uz čaulas matērijas rēķina turpinās līdz visa matērija nokrīt uz zvaigznes vai tiek izkliedēta tās ietekmē vai, ja kodols ir pietiekami masīvs (sk.). Protosvaigznes ar raksturīgu čaulas vielas laiku t a >t kn, tāpēc to spožumu nosaka sabrūkošo kodolu enerģijas izdalīšanās.
Zvaigzne, kas sastāv no serdes un apvalka, tiek novērota kā IR avots, jo tiek apstrādāts starojums apvalkā (aploksnes putekļi, absorbējot UV starojuma fotonus no kodola, izstaro IR diapazonā). Kad apvalks kļūst optiski plāns, protozvaigzni sāk novērot kā parastu zvaigžņu dabas objektu. Masīvākās zvaigznes saglabā čaulas, līdz zvaigznes centrā sākas ūdeņraža kodoltermiskā degšana. Radiācijas spiediens ierobežo zvaigžņu masu līdz . Pat ja veidojas masīvākas zvaigznes, tās izrādās pulsējoši nestabilas un var zaudēt savu spēku. daļa no masas ūdeņraža sadegšanas stadijā kodolā. Protozvaigžņu čaulas sabrukšanas un izkliedes stadijas ilgums ir tādā pašā kārtībā kā vecāku mākoņa brīvā kritiena laiks, t.i. 10 5 -10 6 gadi. Apgaismotas ar kodolu, tumšās vielas gabali no čaulas paliekām, ko paātrina zvaigžņu vējš, tiek identificēti ar Herbig-Haro objektiem (zvaigžņu kopas ar emisijas spektru). Mazmasas zvaigznes, kad tās kļūst redzamas, atrodas G.-R.D. reģionā, ko aizņem T Tauri zvaigznes (punduris), masīvākas ir reģionā, kur atrodas Herbiga emisijas zvaigznes (neregulāras agrīnas spektra klases ar emisijas līnijām spektros ).Evolūcija. protozvaigžņu serdeņu pēdas ar nemainīgu masu hidrostatiskajā stadijā. kompresijas ir parādītas attēlā. 1. Mazas masas zvaigznēm brīdī, kad tiek izveidots hidrostatiskais spēks. līdzsvars, apstākļi kodolos ir tādi, ka enerģija tiek nodota tiem. Aprēķini liecina, ka pilnībā konvektīvās zvaigznes virsmas temperatūra ir gandrīz nemainīga. Zvaigznes rādiuss nepārtraukti samazinās, jo viņa turpina sarukt. Ar nemainīgu virsmas temperatūru un rādiusa samazināšanos zvaigznes spilgtumam vajadzētu krist arī uz G.-R.D. Šis evolūcijas posms atbilst vertikālām sliežu ceļa sekcijām.
Saspiešanai turpinoties, temperatūra zvaigznes iekšpusē paaugstinās, matērija kļūst caurspīdīgāka, un zvaigznēm ar align="absmiddle" width="90" height="17"> ir starojoši kodoli, bet čaumalas paliek konvektīvas. Mazāk masīvas zvaigznes paliek pilnīgi konvektīvās. To spožumu regulē plāns starojošs slānis fotosfērā. Jo masīvāka ir zvaigzne un augstāka tās efektīvā temperatūra, jo lielāks ir tās izstarojošais kodols (zvaigznēs ar align="absmiddle" width="74" height="17"> starojuma kodols parādās nekavējoties). Galu galā gandrīz visa zvaigzne (izņemot virsmas konvekcijas zonu zvaigznēm ar masu) nonāk starojuma līdzsvara stāvoklī, kurā visa kodolā izdalītā enerģija tiek pārnesta ar starojumu.
3. Evolūcija, kas balstīta uz kodolreakcijām
Pie temperatūras kodolos ~ 10 6 K sākas pirmās kodolreakcijas - izdeg deitērijs, litijs, bors. Šo elementu primārais daudzums ir tik mazs, ka to izdegšana praktiski neiztur saspiešanu. Saspiešana apstājas, kad temperatūra zvaigznes centrā sasniedz ~ 10 6 K un ūdeņradis aizdegas, jo Ūdeņraža kodoltermiskās sadegšanas laikā izdalītā enerģija ir pietiekama, lai kompensētu radiācijas zudumus (sk.). Viendabīgas zvaigznes, kuru kodolos deg ūdeņradis, veidojas uz G.-R.D. sākotnējā galvenā secība (IMS). Masīvas zvaigznes sasniedz NGP ātrāk nekā mazmasas zvaigznes, jo to enerģijas zuduma ātrums uz masas vienību un līdz ar to arī evolūcijas ātrums ir lielāks nekā mazmasas zvaigznēm. Kopš iestāšanās NGP E.z. notiek, pamatojoties uz kodoldegšanu, kuras galvenie posmi ir apkopoti tabulā. Kodola sadegšana var notikt pirms dzelzs grupas elementu veidošanās, kam ir vislielākā saistīšanās enerģija starp visiem kodoliem. Evolūcija. zvaigžņu pēdas uz G.-R.D. ir parādīti attēlā. 2. Evolūcija centrālās vērtības zvaigžņu temperatūra un blīvums parādīts attēlā. 3. Pie K galvenā. enerģijas avots yavl. ūdeņraža cikla reakcija kopumā T- oglekļa-slāpekļa (CNO) cikla reakcijas (sk.). Blakusefekts CNO cikla fenomens nosakot nuklīdu līdzsvara koncentrāciju 14 N, 12 C, 13 C - attiecīgi 95%, 4% un 1% no svara. Slāpekļa pārsvaru slāņos, kur notika ūdeņraža sadegšana, apstiprina novērojumu rezultāti, kuros šie slāņi parādās uz virsmas ārējās zuduma rezultātā. slāņi. Zvaigznēs, kuru centrā tiek realizēts CNO cikls ( align="absmiddle" width="74" height="17">), parādās konvektīvs kodols. Iemesls tam ir ļoti lielā enerģijas izdalīšanās atkarība no temperatūras: . Starojuma enerģijas plūsma ~ T 4(skat.), tāpēc tas nevar nodot visu atbrīvoto enerģiju, un ir jānotiek konvekcijai, kas ir efektīvāka par starojuma pārnesi. Masīvākajās zvaigznēs vairāk nekā 50% zvaigžņu masas klāj konvekcija. Konvektīvās kodola nozīmi evolūcijā nosaka fakts, ka kodoldegviela vienmērīgi iztukšojas reģionā, kas ir daudz lielāks par efektīvas sadegšanas apgabalu, savukārt zvaigznēs bez konvekcijas kodola tā sākotnēji izdeg tikai nelielā centra tuvumā. , kur temperatūra ir diezgan augsta. Ūdeņraža izdegšanas laiks svārstās no ~ 10 10 gadiem līdz gadiem . Visu turpmāko kodoldegšanas posmu laiks nepārsniedz 10% no ūdeņraža sadegšanas laika, tāpēc uz G.-R.D. veidojas zvaigznes ūdeņraža sadegšanas stadijā. blīvi apdzīvots reģions - (GP). Zvaigznēs, kuru temperatūra centrā nekad nesasniedz ūdeņraža sadegšanai nepieciešamās vērtības, tās saraujas uz nenoteiktu laiku, pārvēršoties par “melnajiem” punduriem. Ūdeņraža izdegšana palielina vid. molekulārais svars kodola vielas, un tādējādi uzturēt hidrostatisko. Līdzsvars, spiedienam centrā ir jāpalielinās, kas nozīmē temperatūras paaugstināšanos centrā un temperatūras gradienta paaugstināšanos pāri zvaigznei un līdz ar to arī spilgtumu. Spilgtuma palielināšanos izraisa arī vielas necaurredzamības samazināšanās, palielinoties temperatūrai. Kodols saraujas, lai uzturētu kodolenerģijas izdalīšanās apstākļus ar ūdeņraža satura samazināšanos, un apvalks paplašinās, jo ir jāpārnes palielinātā enerģijas plūsma no serdeņa. Uz G.-R.d. zvaigzne pārvietojas pa labi no NGP. Necaurredzamības samazināšanās izraisa konvektīvo kodolu nāvi visās zvaigznēs, izņemot masīvākās. Masīvu zvaigžņu evolūcijas ātrums ir visaugstākais, un tās ir pirmās, kas atstāj MS. Kalpošanas laiks MS ir paredzēts zvaigznēm ar apm. 10 miljoni gadu, no apm. 70 miljonus gadu, un no apm. 10 miljardi gadu.Kad ūdeņraža saturs kodolā samazinās līdz 1%, zvaigžņu čaulu izplešanās ar align="absmiddle" width="66" height="17"> tiek aizstāta ar vispārēju zvaigznes kontrakciju, kas nepieciešama, lai uzturētu enerģijas izdalīšanos. . Korpusa saspiešana izraisa ūdeņraža uzkarsēšanu slānī, kas atrodas blakus hēlija kodolam, līdz tā kodoltermiskās sadegšanas temperatūrai, un rodas slāņa enerģijas izdalīšanās avots. Zvaigznēs ar masu, kurās tā ir mazāk atkarīga no temperatūras un enerģijas izdalīšanās apgabals nav tik spēcīgi koncentrēts uz centru, nav vispārējas saspiešanas stadijas.
E.z. pēc ūdeņraža izdegšanas ir atkarīgs no to masas. Vissvarīgākais faktors, kas ietekmē zvaigžņu evolūcijas gaitu ar masu , javl. elektronu gāzes deģenerācija pie augsta blīvuma. Lielā blīvuma dēļ kvantu stāvokļu ar zemu enerģiju skaits Pauli principa dēļ ir ierobežots un elektroni piepilda kvantu līmeņus ar lielu enerģiju, ievērojami pārsniedzot to termiskās kustības enerģiju. Svarīgākā īpašība deģenerēta gāze ir tas, ka tās spiediens lpp atkarīgs tikai no blīvuma: nerelativistiskajai deģenerācijai un relativistiskajai deģenerācijai. Elektronu gāzes spiediens ir daudz lielāks par jonu spiedienu. Tas izriet no tā, kas ir būtiski E.Z. Secinājums: tā kā gravitācijas spēks, kas iedarbojas uz relatīvi deģenerētas gāzes tilpuma vienību, ir atkarīgs no blīvuma tāpat kā spiediena gradients, ir jābūt ierobežojošai masai (sk.), lai pie align="absmiddle" width="66 " augstums ="15"> elektronu spiediens nevar neitralizēt gravitāciju, un sākas saspiešana. Limit weight align="absmiddle" width="139" height="17">. Apgabala robeža, kurā elektronu gāze ir deģenerēta, ir parādīta attēlā. 3. Mazmasas zvaigznēs deģenerācijai ir manāma loma jau hēlija kodolu veidošanās procesā.
Otrs faktors, kas nosaka E.z. vēlākos posmos tie ir neitrīno enerģijas zudumi. Zvaigžņu dziļumos T~10 8 K galvenais. Dzemdībās lomu spēlē: fotoneitronu process, plazmas svārstību kvantu (plazmonu) sadalīšanās neitrīno-antineitrono pāros (), elektronu-pozitronu pāru iznīcināšana () un (sk.). Neitrīno vissvarīgākā iezīme ir tā, ka zvaigznes viela tiem ir gandrīz caurspīdīga un neitrīno brīvi noņem enerģiju no zvaigznes.
Hēlija kodols, kurā vēl nav radušies apstākļi hēlija sadegšanai, tiek saspiests. Temperatūra slāņainā avotā, kas atrodas blakus kodolam, palielinās, un palielinās ūdeņraža sadegšanas ātrums. Nepieciešamība pārnest palielinātu enerģijas plūsmu noved pie apvalka paplašināšanās, kam daļa enerģijas tiek izšķiesta. Tā kā zvaigznes spožums nemainās, tās virsmas temperatūra pazeminās, un uz G.-R.D. zvaigzne pārvietojas uz apgabalu, ko aizņem sarkanie milži. Zvaigznes pārstrukturēšanās laiks ir par divām kārtām mazāks nekā laiks, kas nepieciešams, lai kodolā izdegtu ūdeņradis, tāpēc starp MS joslu un sarkano supergigantu reģionu ir maz zvaigžņu . Samazinoties čaulas temperatūrai, palielinās tā caurspīdīgums, kā rezultātā parādās ārējais izskats. konvektīvā zona un zvaigznes spožums palielinās.
Enerģijas noņemšana no kodola, izmantojot deģenerētu elektronu siltumvadītspēju un neitrīno zudumus zvaigznēs, aizkavē hēlija sadegšanas brīdi. Temperatūra sāk manāmi paaugstināties tikai tad, kad kodols kļūst gandrīz izotermisks. Degšana 4 Viņš nosaka E.Z. no brīža, kad enerģijas izdalīšanās pārsniedz enerģijas zudumus caur siltumvadītspēju un neitrīno starojumu. Tas pats nosacījums attiecas uz visu turpmāko kodoldegvielas veidu sadedzināšanu.
Zvaigžņu kodolu, kas izgatavoti no deģenerētas gāzes, ko dzesē neitrīno, ievērojama iezīme ir "konverģence" - sliežu konverģence, kas raksturo blīvuma un temperatūras saistību. Tc zvaigznes centrā (3. att.). Enerģijas izdalīšanās ātrumu serdeņa saspiešanas laikā nosaka vielas pievienošanas ātrums caur slāņa avotu, un tas ir atkarīgs tikai no serdeņa masas konkrētam degvielas veidam. Kodolā ir jāsaglabā enerģijas pieplūdes un aizplūšanas līdzsvars, tāpēc zvaigžņu kodolos tiek izveidots vienāds temperatūras un blīvuma sadalījums. Līdz brīdim, kad 4 He aizdegas, kodola masa ir atkarīga no smago elementu satura. Deģenerētas gāzes kodolos 4 He sadegšanai ir termiska sprādziena raksturs, jo degšanas laikā izdalītā enerģija palielinās elektronu termiskās kustības enerģiju, bet spiediens paliek gandrīz nemainīgs, palielinoties temperatūrai līdz siltumenerģija elektroni nav vienādi ar elektronu deģenerētās gāzes enerģiju. Tad deģenerācija tiek noņemta un kodols strauji izplešas - notiek hēlija uzliesmojums. Hēlija uzliesmojumus, iespējams, pavada zvaigžņu vielas zudums. gadā, kur masīvās zvaigznes jau sen ir beigušas evolūciju un sarkanajiem milžiem ir masa, zvaigznes hēlija degšanas stadijā atrodas G.-R.D. horizontālajā atzarā.
Zvaigžņu hēlija serdeņos ar align="absmiddle" width="90" height="17"> gāze nav deģenerējusies, 4 Viņš aizdegas klusi, bet serdeņi arī izplešas, palielinoties Tc. Masīvākajās zvaigznēs 4 He sadegšana notiek pat tad, kad tās ir aktīvas. zilie supergianti. Kodola paplašināšanās noved pie samazināšanās Tūdeņraža slāņa avota reģionā, un zvaigznes spožums pēc hēlija sprādziena samazinās. Lai uzturētu termisko līdzsvaru, apvalks saraujas, un zvaigzne atstāj sarkano supergiantu reģionu. Kad kodolā esošais 4 He ir izsmelts, kodola saspiešana un apvalka paplašināšanās sākas no jauna, zvaigzne atkal kļūst par sarkano supergigantu. Veidojas slāņains 4 He degšanas avots, kas dominē enerģijas izdalīšanā. Atkal parādās ārējais. konvektīvā zona. Hēlijam un ūdeņradim izdegot, slāņa avotu biezums samazinās. Plāns hēlija degšanas slānis izrādās termiski nestabils, jo ar ļoti spēcīgu enerģijas izdalīšanās jutību pret temperatūru (), vielas siltumvadītspēja ir nepietiekama, lai nodzēstu siltuma traucējumus degšanas slānī. Termisko uzliesmojumu laikā slānī notiek konvekcija. Ja tas iekļūst ar ūdeņradi bagātos slāņos, tad lēna procesa rezultātā ( s-process, skat.) elementi tiek sintezēti ar atomu masas no 22 Ne līdz 209 B.
Radiācijas spiediens uz putekļiem un molekulām, kas veidojas aukstā, sarkano supergigantu paplašinātajos apvalkos, izraisa nepārtrauktu vielas zudumu ar ātrumu līdz pat gadam. Nepārtrauktu masas zudumu var papildināt ar zaudējumiem, ko izraisa slāņa degšanas nestabilitāte vai pulsācijas, kas var izraisīt viena vai vairāku izdalīšanos. čaumalas. Kad vielas daudzums virs oglekļa-skābekļa kodola kļūst mazāks par noteiktu robežu, apvalks ir spiests saspiesties, lai uzturētu temperatūru degšanas slāņos, līdz kompresija spēj uzturēt degšanu; zvaigzne G.-R.D. pārvietojas gandrīz horizontāli pa kreisi. Šajā posmā degšanas slāņu nestabilitāte var izraisīt arī apvalka paplašināšanos un vielas zudumu. Kamēr zvaigzne ir pietiekami karsta, tā tiek novērota kā kodols ar vienu vai vairākiem. čaumalas. Kad slāņu avoti virzās uz zvaigznes virsmu tik ļoti, ka temperatūra tajos kļūst zemāka par kodoldegšanai nepieciešamo, zvaigzne atdziest, pārvēršoties baltā pundurī ar , izstarojot jonu komponenta siltumenerģijas patēriņa dēļ. tā lieta. Baltajiem punduriem raksturīgais atdzišanas laiks ir ~ 10 9 gadi. Atsevišķo zvaigžņu masas, kas pārvēršas par baltajiem punduriem, apakšējā robeža ir neskaidra, tā tiek lēsta 3-6. C zvaigznēs elektronu gāze deģenerējas oglekļa-skābekļa (C,O-) zvaigžņu kodolu augšanas stadijā. Tāpat kā zvaigžņu hēlija kodolos, neitrīno enerģijas zudumu dēļ centrā un oglekļa sadegšanas brīdī C,O kodolā notiek apstākļu “konverģence”. 12 C sadegšanai šādos apstākļos, visticamāk, ir sprādziena raksturs un tā noved pie pilnīgas zvaigznes iznīcināšanas. Pilnīga iznīcināšana var nenotikt, ja 
. Šāds blīvums ir sasniedzams, ja kodola augšanas ātrumu nosaka satelītu vielas uzkrāšanās ciešā binārā sistēmā.