Federālā izglītības aģentūra
GOU VPO
Ufas Valsts ekonomikas un pakalpojumu akadēmija
fizikas katedra
PĀRBAUDE
disciplīnā "Mūsdienu dabaszinātņu jēdzieni"
par tēmu "Zvaigznes un to attīstība"
Pabeidzis: Lavrinenko R.S.
grupa SZ-12
Pārbaudīja: A. V. Altayskaya
Ufa-2010
Ievads ………………………………………………………………………… ... 3
Zvaigžņu evolūcijas posmi …………………………………………………………… 5
Zvaigžņu raksturojums un ķīmiskais sastāvs ……………………… ................... 11
Saules evolūcijas prognoze ………………………………………………………………………………………………………………… …………………………………………………………………………… ................... 20
Zvaigžņu siltuma enerģijas avoti …………………………………… ......... 21
Secinājums ……………………………………………………… ..............
Literatūra …………………………………………………………………………
Ievads
Skaidrā naktī bez mēness virs horizonta ar neapbruņotu aci var redzēt apmēram 3000 zvaigznes. Un katru reizi, skatoties uz zvaigžņotajām debesīm, mēs sev uzdodam jautājumu - kas ir zvaigznes? Virspusējs skatiens atradīs līdzības starp zvaigznēm un planētām. Galu galā, planētas, novērojot ar vienkāršu aci, ir redzamas kā dažādas spilgtuma gaismas punkti. Tomēr jau vairākus gadu tūkstošus pirms mums vērīgi debesu vērotāji - gani un zemnieki, stūrmaņi un karavānu šķērsošanas dalībnieki - nonāca pie secinājuma, ka zvaigznes un planētas ir dažāda rakstura parādības. Planētas, tāpat kā Mēness un Saule, maina savu pozīciju debesīs, pārvietojas no viena zvaigznāja uz otru un gada laikā izdodas nobraukt ievērojamu attālumu, kamēr zvaigznes viena pret otru ir nekustīgas. Pat dziļi veci cilvēki zvaigznāju aprises redz tieši tādas pašas kā bērnībā.
Zvaigznes nevar piederēt Saules sistēmai. Ja tās atrastos aptuveni tādā pašā attālumā kā planētas, tad nebūtu iespējams atrast izskaidrojumu viņu šķietamajai nekustīgumam. Ir dabiski pieņemt, ka zvaigznes arī pārvietojas kosmosā, taču tās ir tālu no mums, ka to šķietamā kustība ir nenozīmīga. Tiek radīta ilūzija par zvaigžņu nekustīgumu. Bet, ja zvaigznes atrodas tik tālu, tad ar šķietamo spilgtumu, kas ir salīdzināms ar šķietamo planētu spilgtumu, tām jāmācās daudzkārt spēcīgāk nekā planētām. Šis pamatojums radīja ideju, ka zvaigznes ir ķermeņi, kas pēc būtības ir līdzīgi Saulei. Šo ideju aizstāvēja Džordano Bruno. Bet jautājums pēc diviem atklājumiem beidzot tika atrisināts. Pirmo Halley izgatavoja 1718. gadā. Viņš parādīja tradicionālā nosaukuma "fiksētās zvaigznes" vienošanos. Lai noskaidrotu pastāvīgo precesiju, viņš salīdzināja viņam raksturīgo zvaigžņu katalogus ar senatnes katalogiem un galvenokārt ar Hiparka katalogu (apmēram 129. gadā pirms mūsu ēras) - pirmo zvaigžņu katalogu, kas minēts vēsturiskajos dokumentos un ar katalogu Ptolemaja "Almagest 1" (AD 138). Uz viendabīga attēla, visu zvaigžņu regulāras nobīdes fona Halijs atklāja apbrīnojamu faktu: "Trīs zvaigznes: ... vai Vērša, Aldebarana, Siriusa un Arktura acs tieši pretrunā ar šo noteikumu." Tātad tika atklāta pašu zvaigžņu kustība. Galīgo atzinību tā ieguva 18. gadsimta 70. gados, pēc tam, kad vācu astronoms Tobiass Majers un angļu astronoms Nevils Maskeļens izmērīja pareizas desmitiem zvaigžņu kustības. Otro atklājumu 1824. gadā izdarīja Džozefs Fraunhofers, veicot pirmos zvaigžņu spektru novērojumus. Vēlāk, detalizēti izpētot zvaigžņu spektrus, tika secināts, ka zvaigznes, tāpat kā Saule, sastāv no gāzes ar augstu temperatūru, kā arī to, ka visu zvaigžņu spektrus var sadalīt vairākās klasēs un Saules spektrs pieder viena no šīm klasēm. No tā izriet, ka zvaigžņu gaismai ir tāda pati daba kā Saules gaismai.
Saule ir viena no zvaigznēm. Šī ir mums ļoti tuva zvaigzne, ar kuru Zeme ir fiziski saistīta, ap kuru tā pārvietojas. Bet ir daudz zvaigžņu, tām ir atšķirīgs spožums, dažādas krāsas, tās izstaro milzīgu enerģijas daudzumu kosmosā un tāpēc, zaudējot šo enerģiju, tās nevar vien mainīties: tām jāiet kaut kāds evolūcijas ceļš.
Zvaigžņu evolūcijas posmi
Zvaigznes ir milzīgas plazmas sistēmas, kurās laika gaitā mainās fizikālās īpašības, iekšējā struktūra un ķīmiskais sastāvs. Zvaigžņu evolūcijas laiks ir ļoti garš, un nav iespējams tieši izsekot konkrētas zvaigznes attīstībai. To kompensē fakts, ka katra no daudzajām zvaigznēm debesīs iziet kādu evolūcijas pakāpi. Apkopojot novērojumus, ir iespējams atjaunot zvaigžņu evolūcijas vispārējo virzienu (pēc Hertzsprunga - Rasela diagrammas (1. attēls) to parāda galvenā secība un novirze no tās uz augšu un uz leju).
1. attēls. Herzprunga-Rasela diagramma
Hertzsprunga-Rasela diagrammā zvaigznes ir sadalītas nevienmērīgi. Apmēram 90% zvaigžņu ir koncentrētas šaurā joslā, kas šķērso diagrammu pa diagonāli. Šo sloksni sauc par galveno secību. Tās augšējais gals atrodas spilgti zilu zvaigžņu zonā. Zvaigžņu populācijas atšķirība, kas atrodas galvenajā secībā, un reģioni, kas atrodas blakus galvenajai secībai, ir vairākas lieluma pakāpes. Iemesls ir tāds, ka galvenās secības zvaigznes atrodas ūdeņraža degšanas stadijā, kas veido lielāko daļu zvaigznes mūža. Saule atrodas galvenajā secībā. Nākamie apdzīvotākie reģioni pēc galvenās kārtas ir baltie punduri, sarkanie milži un sarkanie supergiganti. Sarkanie milži un supergiganti lielākoties ir zvaigznes hēlija degšanas stadijā un smagāki kodoli.
Mūsdienu zvaigžņu struktūras un evolūcijas teorija izskaidro vispārējo zvaigžņu evolūcijas gaitu, labi saskaņojot ar novērojumu datiem.
Zvaigznes evolūcijas galvenās fāzes ir tās dzimšana (zvaigžņu veidošanās); ilgs (parasti stabilas) zvaigznes kā neatņemamas sistēmas pastāvēšanas periods hidrodinamiskajā un termiskajā līdzsvarā; un, visbeidzot, viņas "nāves" periods, t.i. neatgriezeniska nelīdzsvarotība, kas noved pie zvaigznes iznīcināšanas vai tās katastrofālas saraušanās.
Saskaņā ar vispārpieņemto gāzes un putekļu mākoņa hipotēzi zvaigzne piedzimst starpzvaigžņu gāzes un putekļu mākoņa gravitācijas saspiešanas rezultātā. Kad šāds mākonis sabiezē, vispirms tiek izveidots protostārs, kura temperatūra tā centrā vienmērīgi palielinās, līdz tā sasniedz robežu, kas nepieciešama daļiņu termiskās kustības ātruma pārsniegšanai slieksni, pēc kura protoni spēj pārvarēt savstarpējo elektrostatiskā atgrūšana un notiek kodolsintēzes kodolsintēzes reakcija.
Četru protonu kodoltermiskās kodolsintēzes daudzpakāpju reakcijas rezultātā galu galā tiek izveidots hēlija kodols (2 protoni + 2 neitroni) un atbrīvojas vesela dažādu elementāru daļiņu strūklaka. Galīgajā stāvoklī izveidoto daļiņu kopējā masa ir mazāka par četru sākotnējo protonu masu, kas nozīmē, ka reakcijas laikā tiek atbrīvota brīva enerģija. Tāpēc jaundzimušās zvaigznes iekšējais kodols ātri sasilst līdz īpaši augstai temperatūrai, un tās liekā enerģija sāk šļakstīties uz mazāk karstu virsmu - un ārā. Tajā pašā laikā spiediens zvaigznes centrā sāk pieaugt. Tādējādi, “sadedzinot” ūdeņradi termobrandu reakcijas laikā, zvaigzne neļauj gravitācijas pievilkšanās spēkiem saspiesties superblīvā stāvoklī, pretstatot nepārtraukti atjaunotajam iekšējam termiskajam spiedienam gravitācijas sabrukumam, kā rezultātā stabils rodas enerģijas līdzsvars. Tiek uzskatīts, ka zvaigznes, kas aktīvi dedzina ūdeņradi, atrodas sava dzīves cikla vai evolūcijas "galvenajā fāzē". Dažu ķīmisko elementu pārveidošanu par citiem zvaigznes iekšienē sauc par kodolsintēzi vai nukleosintēzi.
Jo īpaši Saule ir aktīvā ūdeņraža sadedzināšanas stadijā aktīvās nukleosintēzes procesā apmēram 5 miljardus gadu, un ūdenī esošajām ūdeņraža rezervēm tās turpināšanai vajadzētu pietikt mūsu zvaigznei vēl 5,5 miljardus gadu. Jo masīvāka ir zvaigzne, jo vairāk tai ir ūdeņraža degvielas, taču, lai neitralizētu gravitācijas sabrukšanas spēkus, tai, pieaugot zvaigznes masai, tai ir jāsadedzina ūdeņradis ar intensitāti, kas pārsniedz ūdeņraža rezervju augšanas ātrumu. Zvaigznēm, kuru masa ir 15 reizes lielāka par Saules masu, stabilas pastāvēšanas laiks ir tikai aptuveni 10 miljoni gadu. Šis ir ārkārtīgi nenozīmīgs laiks pēc kosmiskiem standartiem, jo \u200b\u200bmūsu Saulei atvēlētais laiks ir par 3 ballēm lielāks - apmēram 10 miljardi gadu.
Agrāk vai vēlāk jebkura zvaigzne izlietos visu sadedzināšanai pieejamo ūdeņradi tās kodolkrāsnī. Tas ir atkarīgs arī no zvaigznes masas. Saule (un visas zvaigznes to masā nepārsniedz vairāk nekā astoņas reizes) beidz manu dzīvi ļoti banāli. Kad ūdeņraža rezerves zvaigznes iekšienē ir izsmeltas, gravitācijas saspiešanas spēki, kas pacietīgi gaida šo stundu no paša zvaigznes dzimšanas brīža, sāk iegūt pārsvaru - un to ietekmē zvaigzne sākas sarauties un sabiezēt. Šim procesam ir divējāds efekts: temperatūra slāņos, kas atrodas tieši ap zvaigznes kodolu, paaugstinās līdz līmenim, kurā tur esošais ūdeņradis nonāk kodoltermiskās kodolsintēzes reakcijā, veidojot hēliju. Tajā pašā laikā temperatūra pašā kodolā, kas tagad sastāv no gandrīz viena hēlija, paaugstinās tik daudz, ka pats hēlijs - sava veida mirstošās primārās nukleosintēzes reakcijas "pelni" - nonāk jaunā kodoltermiskās kodolsintēzes reakcijā: viena oglekļa kodols veidojas no trim hēlija kodoliem. Šī kodoltermiskās kodolsintēzes sekundārā reakcija, ko veicina primārās reakcijas produkti, ir viens no galvenajiem zvaigžņu dzīves cikla momentiem.
Ar sekundāru hēlija sadegšanu zvaigznes kodolā tiek atbrīvots tik daudz enerģijas, ka zvaigzne burtiski sāk uzbriest. Jo īpaši Saules apvalks šajā dzīves posmā paplašināsies ārpus Venēras orbītas. Šajā gadījumā zvaigznes kopējā starojuma enerģija saglabājas aptuveni tādā pašā līmenī kā tās galvenajā dzīves posmā, bet, tā kā šī enerģija tagad tiek izstarota caur daudz lielāku virsmas laukumu, zvaigznes ārējais slānis atdziest līdz spektra sarkanā daļa. Zvaigzne pārvēršas par sarkanu milzi.
Saules klases zvaigznēm pēc degvielas izsīkšanas, kas baro sekundāro nukleosintēzes reakciju, atkal sākas gravitācijas sabrukšanas posms - šoreiz pēdējais. Temperatūra kodola iekšienē vairs nespēj paaugstināties līdz līmenim, kas nepieciešams nākamā termo kodolreakcijas līmeņa sākumam. Tāpēc zvaigzne saraujas, līdz gravitācijas pievilkšanas spēkus līdzsvaro nākamā spēka barjera. Tās lomu spēlē deģenerētas elektrongāzes spiediens. Elektroni, kuriem līdz šim posmam zvaigznes attīstībā bija bezdarbnieku ekstru loma, nepiedaloties kodolsintēzes reakcijās un kodolsintēzes procesā brīvi pārvietojoties starp kodoliem, noteiktā saspiešanas stadijā tiek atņemti no "dzīvojamās platības". un sāk "pretoties" zvaigznītes turpmākajai gravitācijas saspiešanai. Zvaigznes stāvoklis stabilizējas, un tas pārvēršas par deģenerētu balto punduri, kas izstaro atlikušo siltumu kosmosā, līdz tas pilnībā atdziest.
Zvaigznēm, kas ir masīvākas par Sauli, beigas būs daudz iespaidīgākas. Pēc hēlija sadegšanas to masa saspiešanas laikā izrādās pietiekama, lai serdi un apvalku sasildītu līdz temperatūrai, kas nepieciešama nākamo nukleosintēzes reakciju - oglekļa, pēc tam silīcija, magnija - un tā tālāk, kodola masu augšanai. Turklāt katras jaunas reakcijas sākumā zvaigznes kodolā iepriekšējā turpinās tās aploksnē. Faktiski visi ķīmiskie elementi līdz dzelzs formai, no kuriem sastāv Visums, tika izveidoti tieši nukleosintēzes rezultātā mirstošo šāda veida zvaigžņu dziļumos. Bet dzelzs ir robeža; tas nevar kalpot par kodolsintēzes vai sabrukšanas reakciju degvielu jebkurā temperatūrā un spiedienā, jo ārējās enerģijas pieplūdums ir vajadzīgs gan tā sabrukšanai, gan papildu nukleonu pievienošanai. Rezultātā masīvā zvaigzne pamazām uzkrāj sevī dzelzs kodolu, kas nav spējīgs kalpot kā degviela jebkādām turpmākām kodolreakcijām.
Tiklīdz temperatūra un spiediens kodola iekšienē sasniedz noteiktu līmeni, elektroni sāk mijiedarboties ar dzelzs kodolu protoniem, kā rezultātā veidojas neitroni. Un ļoti īsā laika posmā (daži teorētiķi uzskata, ka tas prasa tikai dažas sekundes), brīvi, visā iepriekšējā zvaigznes attīstībā elektroni burtiski izšķīst dzelzs kodolu protonos. Visa zvaigznes kodola viela pārvēršas par nepārtrauktu neitronu ķekaru un gravitācijas sabrukuma laikā sāk ātri sarauties, jo tai pretī esošās deģenerētās elektrongāzes spiediens nokrītas līdz nullei. Zvaigznes ārējais apvalks, no kura tiek izsists viss atbalsts, sabrūk virzienā uz centru. Sabrukušās ārējās čaulas un neitrona kodola sadursmes enerģija ir tik liela, ka tā ar milzīgu ātrumu atlec un izkliedējas no kodola visos virzienos - un zvaigzne burtiski eksplodē aklā supernovas sprādzienā. Dažu sekunžu laikā supernovas eksplozijas laikā kosmosā var izdalīties vairāk enerģijas nekā visas galaktikas zvaigznes vienā un tajā pašā laikā kopā.
Pēc supernovas eksplozijas un aploksnes izplešanās zvaigznēs, kuru masa ir aptuveni 10-30 saules masas, notiekošais gravitācijas sabrukums noved pie neitronu zvaigznes veidošanās, kuras viela tiek saspiesta, līdz sākas deģenerēto neitronu spiediens. likt par sevi manīt. Citiem vārdiem sakot, tagad neitroni (tāpat kā elektroni to darīja agrāk) sāk pretoties turpmākai saspiešanai, pieprasot savu dzīves telpu. Parasti tas notiek, kad zvaigzne sasniedz aptuveni 15 km diametru. Rezultāts ir ātri rotējoša neitronu zvaigzne, kas izstaro elektromagnētiskos impulsus tās rotācijas frekvencē; šādas zvaigznes sauc par pulsāriem. Visbeidzot, ja zvaigznes kodola masa pārsniedz 30 Saules masas, nekas nevar apturēt tās turpmāko gravitācijas sabrukumu, un supernovas eksplozijas rezultātā veidojas melnā caurums.
No globulām rodas zvaigznes, atcerieties, ka viss zvaigznes izstaro un viņu radiācijai ir ... tad abu cirkulācijas periods zvaigznes salīdzinoši viņu vispārējais smaguma centrs ir vienāds ar ... tā pēdējiem posmiem evolūcija zaudē savu stabilitāti. Tāds zvaigznes var eksplodēt kā ...
Evolūcija zvaigznes (6)
Anotācija \u003e\u003e BioloģijaGaismas atkarības diagramma zvaigznes no viņu spektrālās klases (diagramma ..., visvairāk Saules apkārtnē zvaigznes koncentrējās pa samērā šauru joslu ... dažādos attālumos. Zvaigznes attīstās un viņu evolūcija neatgriezeniski, jo viss ir iekšā ...
Evolūcija laikraksti Krievijā
Anotācija \u003e\u003e ŽurnālistikaIevads ................................................. .................................................. ......... 3 I nodaļa. Evolūcija laikraksti Krievijā ... kas, atņemot trīs zvaigznes Sociālistu darba varonis ... visu ceļu viņu evolūcijakas nav ...
Termotu kodolsintēze zvaigžņu zarnās
Šajā laikā zvaigznēm, kuru masa ir lielāka par 0,8 Saules masām, kodols kļūst caurspīdīgs starojumam, un dominēs starojuma enerģijas pārnese kodolā, savukārt augšējā aploksne paliek konvektīva. Neviens nezina, kuras zvaigznes ar mazāku masu ierodas galvenajā virknējumā, jo laiks, ko šīs zvaigznes pavada jauno kategorijā, pārsniedz Visuma vecumu. Visas mūsu idejas par šo zvaigžņu attīstību balstās uz skaitliskiem aprēķiniem.
Zvaigznei sarūkot, deģenerētās elektrongāzes spiediens sāk palielināties, un pie kāda zvaigznes rādiusa šis spiediens pārtrauc centrālās temperatūras paaugstināšanos un pēc tam sāk to pazemināt. Un zvaigznēm, kuru vērtība ir mazāka par 0,08, tas izrādās letāls: kodolreakciju laikā izdalītā enerģija nekad nebūs pietiekama, lai segtu radiācijas izmaksas. Šādas zvaigžņu zvaigznes sauc par brūniem punduriem, un to liktenis ir pastāvīga saspiešana, līdz deģenerētās gāzes spiediens to aptur, un pēc tam pakāpeniska atdzišana, pārtraucot visas kodolreakcijas.
Vidējas masas jaunās zvaigznes
Jaunās zvaigznes ar vidēju masu (no 2 līdz 8 saules masām) kvalitatīvi attīstās tāpat kā viņu mazākās māsas, izņemot to, ka tām nav konvekcijas zonu līdz galvenajai secībai.
Šāda veida objekti ir saistīti ar t.s. Herbit zvaigznes Ae \\ Be kā B-F5 spektra tipa neregulārie mainīgie. Viņiem ir arī bipolāri strūklas diski. Izplūdes ātrums, spilgtums un faktiskā temperatūra ir ievērojami augstāka nekā τ Vērsis, tāpēc tie efektīvi silda un izkliedē protostellārā mākoņa paliekas.
Jaunās zvaigznes, kuru masa pārsniedz 8 Saules masas
Patiesībā tās jau ir normālas zvaigznes. Kamēr hidrostatiskā kodola masa uzkrājās, zvaigznei izdevās izlaist visus starpposmus un uzsildīt kodolreakcijas tik lielā mērā, ka tās kompensē radiācijas zudumus. Šīm zvaigznēm ir masas aizplūde, un spožums ir tik liels, ka tas ne tikai aptur atlikušo ārējo reģionu sabrukumu, bet arī atgrūž tos. Tādējādi izveidojušās zvaigznes masa ir ievērojami mazāka nekā protostellar mākoņa masa. Visticamāk, tas izskaidro to, ka mūsu galaktikā nav zvaigžņu, kas ir lielākas par 100-200 Saules masām.
Zvaigznes dzīves vidus
Izveidoto zvaigžņu vidū ir ļoti daudz dažādu krāsu un izmēru. Spektrālā klasē tie svārstās no karsti zilas līdz auksti sarkanai, masā - no 0,08 līdz vairāk nekā 200 Saules masām. Zvaigznes spožums un krāsa ir atkarīga no tās virsmas temperatūras, kuru savukārt nosaka tās masa. Visas jaunās zvaigznes "ieņem savu vietu" galvenajā secībā pēc to ķīmiskā sastāva un masas. Mēs nerunājam par zvaigznes fizisko nobīdi - tikai par tās atrašanās vietu norādītajā diagrammā, atkarībā no zvaigznes parametriem. Tas ir, mēs faktiski runājam tikai par zvaigznes parametru maiņu.
Kas atkal notiks nākotnē, ir atkarīgs no zvaigznes masas.
Vēlāki gadi un zvaigžņu nāve
Vecas zvaigznes ar mazu masu
Līdz šim nav skaidri zināms, kas notiek ar gaismas zvaigznēm pēc to ūdeņraža padeves samazināšanās. Tā kā Visuma vecums ir 13,7 miljardi gadu, kas nav pietiekami, lai iztukšotu ūdeņraža degvielas piegādi, mūsdienu teorijas balstās uz šādās zvaigznēs notiekošo procesu datorsimulācijām.
Dažas zvaigznes hēliju var sintezēt tikai dažos aktīvos reģionos, kas izraisa nestabilitāti un spēcīgu Saules vēju. Šajā gadījumā planētas miglājs neveidojas, un zvaigzne tikai iztvaiko, kļūstot pat mazāka par brūno punduri.
Bet zvaigzne, kuras masa ir mazāka par 0,5 Saules masām, nekad nevarēs sintezēt hēliju pat pēc reakcijām ar ūdeņraža līdzdalību kodolā. Viņu zvaigžņu apvalks nav pietiekami masīvs, lai pārvarētu kodola radīto spiedienu. Starp šīm zvaigznēm ir sarkanie punduri (piemēram, Proxima Centauri), kuri simtiem miljardu gadu ir dzīvojuši galvenajā secībā. Pēc termonukleāro reakciju izbeigšanās to kodolā tie, pamazām atdziestot, turpinās vāji izstaroties elektromagnētiskā spektra infrasarkanajā un mikroviļņu diapazonā.
Vidējas zvaigznes
Kad zvaigzne sasniedz vidējo sarkanās milzu fāzes izmēru (no 0,4 līdz 3,4 saules masām), tās ārējie slāņi turpina paplašināties, serde saraujas un sākas oglekļa sintēzes reakcijas no hēlija. Kodolsintēze atbrīvo daudz enerģijas, dodot zvaigznei pagaidu atelpu. Zvaigznei, kuras izmērs ir līdzīgs Saulei, šis process var ilgt apmēram miljardu gadu.
Izmaiņas izstarotajā enerģijas daudzumā izraisa zvaigznes nestabilitātes periodus, kas ietver lieluma, virsmas temperatūras un enerģijas izdalīšanās izmaiņas. Enerģijas izdalīšanās tiek virzīta uz zemas frekvences starojumu. To visu pavada arvien lielāks masas zudums spēcīgu Saules vēju un intensīvu pulsāciju dēļ. Šīs fāzes zvaigznes ir nosauktas vēlīnā tipa zvaigznes, OH -IR zvaigznes vai pasaulei līdzīgas zvaigznes atkarībā no to precīzām īpašībām. Izspiestajā gāzē ir salīdzinoši daudz smagu elementu, kas rodas zvaigznes iekšienē, piemēram, skābeklis un ogleklis. Gāze veido paplašinošos apvalku un atdziest, virzoties prom no zvaigznes, ļaujot veidoties putekļu daļiņām un molekulām. Centrālās zvaigznes spēcīgais infrasarkanais starojums šādās aploksnēs veido ideālus apstākļus maseru aktivizēšanai.
Hēlija sadegšanas reakcijas ir ļoti jutīgas pret temperatūru. Tas dažkārt noved pie lielas nestabilitātes. Notiek vardarbīgas pulsācijas, kas galu galā piešķir pietiekami daudz kinētiskās enerģijas ārējiem slāņiem, lai tos varētu izstumt un pārvērsties par planētas miglāju. Miglā centrā paliek zvaigznes kodols, kas, atdziestot, pārvēršas par balto hēlija punduri, kura masa parasti ir līdz 0,5–0,6 Saules un diametrs ir aptuveni vienāds ar Zemes diametru.
Baltie punduri
Lielākā daļa zvaigžņu, ieskaitot Sauli, pārtrauc evolūciju, sarūkot, līdz deģenerēto elektronu spiediens līdzsvaro gravitāciju. Šajā stāvoklī, kad zvaigznes izmērs simts reizes samazinās un blīvums kļūst miljonu reižu lielāks nekā ūdens blīvums, zvaigzni sauc par balto punduri. Tam nav enerģijas avotu, un, pakāpeniski atdziestot, tas kļūst tumšs un neredzams.
Zvaigznēs, kas ir masīvākas par Sauli, deģenerēto elektronu spiediens nespēj noturēt kodola saspiešanu, un tas turpinās, līdz lielākā daļa daļiņu pārvēršas par neitroniem, kas ir tik cieši iepakoti, ka zvaigznes izmērs tiek mērīts kilometros, un blīvums ir 100 miljonus reižu lielāks par ūdens blīvumu. Šādu objektu sauc par neitronu zvaigzni; tā līdzsvaru uztur deģenerētās neitronu vielas spiediens.
Supermasīvās zvaigznes
Pēc tam, kad zvaigznes ārējie slāņi, kuru masa ir lielāka par piecām Saules masām, izkliedēti, veidojot sarkanu supergigantu, gravitācijas spēku dēļ serde sāk sarukt. Kad saspiešana turpinās, temperatūra un blīvums palielinās, un sākas jauna kodolreakciju secība. Šādās reakcijās tiek sintezēti smagie elementi, kas īslaicīgi aiztur kodola sabrukumu.
Galu galā, veidojoties arvien vairāk periodiskās sistēmas smagajiem elementiem, dzelzs -56 tiek sintezēts no silīcija. Līdz šim elementu sintēze atbrīvoja lielu enerģijas daudzumu, bet tieši dzelzs -56 kodolam ir maksimālais masas defekts, un smagāku kodolu veidošanās ir neizdevīga. Tāpēc, kad zvaigznes dzelzs kodols sasniedz noteiktu vērtību, spiediens tajā vairs nespēj izturēt kolosālo gravitācijas spēku, un tūlītējs kodola sabrukums notiek ar tās vielas neitronizāciju.
Kas notiks nākotnē, nav pilnīgi skaidrs. Bet, lai kāds tas būtu, tas dažu sekunžu laikā noved pie neticamas jaudas supernovas eksplozijas.
Pavadošais neitrīno sprādziens izraisa trieciena vilni. Spēcīgas neitrīno strūklas un rotējošs magnētiskais lauks izstumj lielāko daļu zvaigznes uzkrāto materiālu - tā dēvētos sēdekļu elementus, ieskaitot dzelzi un vieglākus elementus. Izkliedējošo vielu bombardē no kodola izstumtie neitroni, tos notverot un tādējādi izveidojot elementu kopumu, kas ir smagāki par dzelzi, ieskaitot radioaktīvos, līdz pat urānam (un, iespējams, pat līdz kalifornijam). Tādējādi supernovas sprādzieni izskaidro starpzvaigžņu vielā smagāku par dzelzi elementu klātbūtni.
Sprādziena vilnis un neitrīno strūklas aizved materiālu prom no mirstošās zvaigznes un nonāk starpzvaigžņu telpā. Pēc tam, pārvietojoties pa kosmosu, šis supernovas materiāls var sadurties ar citiem kosmosa atkritumiem un, iespējams, piedalīties jaunu zvaigžņu, planētu vai satelītu veidošanā.
Supernovas veidošanās laikā notiekošie procesi joprojām tiek pētīti, un līdz šim šajā jautājumā nav skaidrības. Ir arī apšaubāms, kas patiesībā paliek no sākotnējās zvaigznes. Tomēr tiek apsvērti divi varianti:
Neitronu zvaigznes
Ir zināms, ka dažās supernovās spēcīga gravitācija supergiganta iekšienē liek elektroniem nokrist uz atomu kodolu, kur tie saplūst ar protoniem, veidojot neitronus. Elektromagnētiskie spēki, kas atdala tuvējos kodolus, pazūd. Zvaigznes kodols tagad ir blīva atomu kodolu un atsevišķu neitronu bumba.
Šādas zvaigznes, kas pazīstamas kā neitronu zvaigznes, ir ārkārtīgi mazas - ne vairāk kā lielas pilsētas lielumā - un tām ir neiedomājami liels blīvums. Viņu apgriezienu periods kļūst ārkārtīgi īss, jo zvaigznes izmērs samazinās (leņķiskā impulsa saglabāšanas dēļ). Daži veic 600 apgriezienus sekundē. Kad ass, kas savieno šīs strauji rotējošās zvaigznes ziemeļu un dienvidu magnētiskos polus, norāda uz Zemi, var reģistrēt radiācijas impulsu, kas atkārtojas ar intervālu, kas vienāds ar zvaigznes revolūcijas periodu. Šādas neitronu zvaigznes sauca par "pulsāriem" un kļuva par pirmajām atklātajām neitronu zvaigznēm.
Melnie caurumi
Ne visas supernovas kļūst par neitronu zvaigznēm. Ja zvaigznei ir pietiekami liela masa, tad zvaigznes sabrukums turpināsies un paši neitroni sāks krist uz iekšu, līdz tās rādiuss kļūs mazāks par Švarcilda rādiusu. Pēc tam zvaigzne kļūst par melno caurumu.
Melno caurumu esamību paredzēja vispārējā relativitāte. Saskaņā ar vispārējo relativitāti viela un informācija nekādos apstākļos nevar atstāt melno caurumu. Tomēr kvantu mehānika pieļauj iespējamus šī noteikuma izņēmumus.
Palikuši vairāki atklāti jautājumi. Galvenais viņu vidū: "Vai vispār ir melni caurumi?" Patiešām, lai droši pateiktu, ka dots objekts ir melnā bedre, ir jāievēro tā notikumu horizonts. Visi mēģinājumi to izdarīt ir beigušies ar neveiksmi. Bet joprojām ir cerība, jo dažus objektus nevar izskaidrot, nepiesaistot akrēciju, un akreciju objektam bez cietas virsmas, taču pati melno caurumu esamība to nepierāda.
Atklāti ir arī jautājumi: vai zvaigznei ir iespējams sabrukt tieši melnajā caurumā, apejot supernovu? Vai ir supernovas, kas vēlāk kļūs par melnajiem caurumiem? Kāda ir precīzā sākotnējās zvaigznes masas ietekme uz objektu veidošanos tās dzīves cikla beigās?
Katrs no mums vismaz vienu reizi savā dzīvē ielūkojās zvaigžņotajās debesīs. Kāds paskatījās uz šo skaistumu, piedzīvojot romantiskas jūtas, cits mēģināja saprast, no kurienes rodas šis skaistums. Dzīve kosmosā, atšķirībā no dzīves uz mūsu planētas, plūst citā ātrumā. Laiks kosmosā dzīvo savās kategorijās, attālumi un izmēri Visumā ir kolosāli. Mēs reti domājam par to, ka mūsu acu priekšā pastāvīgi notiek galaktiku un zvaigžņu evolūcija. Katrs objekts plašajā telpā ir noteiktu fizisku procesu sekas. Galaktikām, zvaigznēm un pat planētām ir galvenie attīstības posmi.
Mūsu planēta un mēs visi esam atkarīgi no sava gaismas. Cik ilgi saule mūs priecēs ar savu siltumu, elpojot Saules sistēmā dzīvību? Kas mūs sagaida pēc miljoniem un miljardiem gadu? Šajā sakarā ir interesanti uzzināt vairāk par to, kādi ir astronomisko objektu evolūcijas posmi, no kurienes nāk zvaigznes un kā beidzas šo brīnišķīgo gaismekļu dzīve nakts debesīs.
Zvaigžņu izcelsme, dzimšana un attīstība
Zvaigžņu un planētu evolūcija, kas apdzīvo mūsu Piena ceļa galaktiku un visu Visumu, lielākoties ir labi pētīta. Kosmosā fizikas likumi ir nesatricināmi, kas palīdz izprast kosmosa objektu izcelsmi. Šajā gadījumā ir pieņemts paļauties uz Lielā sprādziena teoriju, kas tagad ir dominējošā doktrīna par Visuma rašanās procesu. Notikums, kas satricināja Visumu un pēc kosmiskajiem standartiem noveda pie Visuma veidošanās, ir zibenīgs. Kosmosam mirkļi pāriet no zvaigznes dzimšanas līdz tās nāvei. Milzīgi attālumi rada ilūziju par Visuma pastāvību. Zvaigzne, kas uzliesmoja tālumā, mums mirdz miljardiem gadu, tajā laikā tās vairs var nebūt.
Galaktiku un zvaigžņu evolūcijas teorija ir Lielā sprādziena teorijas attīstība. Mācība par zvaigžņu dzimšanu un zvaigžņu sistēmu parādīšanos atšķiras notiekošā mērogā un laika posmā, ko, atšķirībā no Visuma kopumā, var novērot ar mūsdienu zinātnes līdzekļiem.
Pētot zvaigžņu dzīves ciklu, varat izmantot mums tuvākās zvaigznes piemēru. Saule ir viena no simts triljoniem zvaigžņu mūsu redzes laukā. Turklāt attālums no Zemes līdz Saulei (150 miljoni km) nodrošina unikālu iespēju izpētīt objektu, neatstājot Saules sistēmu. Saņemtā informācija ļaus mums detalizēti saprast, kā citas zvaigznes ir sakārtotas, cik ātri šie gigantiskie siltuma avoti ir izsmelti, kādi ir zvaigznes attīstības posmi un kāds būs šīs spožās dzīves fināls - kluss un blāvs vai dzirkstošs, sprādzienbīstams.
Pēc Lielā sprādziena mazākās daļiņas veidoja starpzvaigžņu mākoņus, kas kļuva par triljonu zvaigžņu "maternitāti". Raksturīgi, ka visas zvaigznes piedzima vienlaicīgi saraušanās un izplešanās rezultātā. Kosmiskās gāzes saspiešana mākoņos radās paša gravitācijas un līdzīgu procesu ietekmē jaunās zvaigznēs tuvumā. Izplešanās radās no starpzvaigžņu gāzes iekšējā spiediena un no magnētiskajiem laukiem gāzes mākoņa iekšpusē. Mākonis brīvi griezās ap savu masas centru.
Pēc sprādziena izveidojušies gāzes mākoņi par 98% sastāv no atomu un molekulārā ūdeņraža un hēlija. Putekļi un cietās mikroskopiskās daļiņas veido tikai 2% no šī masīva. Iepriekš tika uzskatīts, ka jebkuras zvaigznes centrā atrodas dzelzs kodols, kas sakarsēts līdz miljona grādu temperatūrai. Tieši šis aspekts izskaidroja gigantisko zvaigznes masu.
Fizisko spēku pretestībā dominēja saspiešanas spēki, jo gaisma, kas rodas enerģijas izdalīšanās rezultātā, neiekļūst gāzes mākonī. Gaisma kopā ar daļu no atbrīvotās enerģijas izplatās uz āru, veidojot zemākas temperatūras un zema spiediena zonu blīvas gāzes uzkrāšanās iekšpusē. Kamēr šajā stāvoklī kosmiskā gāze tiek ātri saspiesta, gravitācijas pievilcības spēku ietekme noved pie tā, ka daļiņas sāk veidot zvaigžņu vielu. Ja gāzes uzkrāšanās ir blīva, intensīva saspiešana izraisa zvaigžņu kopas veidošanos. Kad gāzes mākoņa izmērs ir mazs, saspiešanas rezultātā veidojas viena zvaigzne.
Īss notiekošā apraksts ir tāds, ka nākotnes zvaigzne iziet divus posmus - ātru un lēnu saspiešanu līdz protostāra stāvoklim. Vienkāršā un saprotamā valodā ātra saspiešana ir zvaigžņu vielas krišana uz protostāra centru. Lēna saspiešana notiek jau uz izveidotā protostāra centra fona. Nākamo simtu tūkstošu gadu laikā jaunā veidojuma apjoms samazinās, un tā blīvums palielinās miljoniem reižu. Zvaigžņu vielas lielā blīvuma dēļ protostars pakāpeniski kļūst necaurspīdīgs, un notiekošā saspiešana izraisa iekšējo reakciju mehānismu. Iekšējā spiediena un temperatūras paaugstināšanās rezultātā veidojas nākotnes zvaigzne ar savu smaguma centru.
Šajā stāvoklī protostārs paliek miljoniem gadu, lēnām atdodot siltumu un pamazām sarūkot, samazinoties izmēram. Rezultātā tiek iezīmētas jaunas zvaigznes kontūras, un tās matērijas blīvums kļūst salīdzināms ar ūdens blīvumu.
Mūsu zvaigznes vidējais blīvums ir 1,4 kg / cm3 - gandrīz tāds pats kā ūdens blīvums sāļajā Nāves jūrā. Centrā Saules blīvums ir 100 kg / cm3. Zvaigžņu viela nav šķidrā stāvoklī, bet gan plazmas formā.
Milzīga spiediena un aptuveni 100 miljonu K temperatūras ietekmē sākas ūdeņraža cikla termobrandu reakcijas. Kompresija apstājas, objekta masa palielinās, kad gravitācijas enerģija tiek pārveidota par ūdeņraža termoelektrisko sadedzināšanu. No šī brīža jaunā zvaigzne, izstarojot enerģiju, sāk zaudēt masu.
Iepriekš minētā zvaigznes veidošanās versija ir tikai primitīva diagramma, kas apraksta zvaigznes evolūcijas un dzimšanas sākuma posmu. Mūsdienās šādi procesi mūsu galaktikā un visā Visumā ir praktiski neredzami, pateicoties intensīvajam zvaigžņu materiāla izsīkumam. Visā apzinātajā mūsu Galaktikas novērojumu vēsturē ir novērotas tikai dažas jaunas zvaigznes. Visuma mērogā šo skaitli var palielināt simtiem un tūkstošiem reižu.
Lielāko daļu savas dzīves protostārus no cilvēka acs slēpj putekļains apvalks. Radiāciju no kodola var novērot tikai infrasarkanajā diapazonā, kas ir vienīgais veids, kā redzēt zvaigzni. Piemēram, Orionas miglājā 1967. gadā astrofiziķi infrasarkanajā diapazonā atklāja jaunu zvaigzni, kuras starojuma temperatūra bija 700 grādi pēc Kelvina. Pēc tam izrādījās, ka protostaru dzimtene ir kompakti avoti, kas ir pieejami ne tikai mūsu galaktikā, bet arī citos Visuma nostūros, kas atrodas tālu no mums. Papildus infrasarkanajam starojumam jauno zvaigžņu dzimtās vietas iezīmē intensīvi radio signāli.
Zvaigžņu izpētes process un evolūcijas diagramma
Visu zināšanu pazīšanas procesu var aptuveni sadalīt vairākos posmos. Pašā sākumā jums jānosaka attālums līdz zvaigznei. Informācija par to, cik tālu zvaigzne ir no mums, cik ilgi gaisma no tās aizgājusi, sniedz priekšstatu par to, kas ar šo zvaigzni notika visu šo laiku. Pēc tam, kad cilvēks iemācījās izmērīt attālumu līdz attālām zvaigznēm, kļuva skaidrs, ka zvaigznes ir vienas un tās pašas saules, tikai dažāda lieluma un ar atšķirīgu likteni. Zinot attālumu līdz zvaigznei, zvaigznes kodoltermiskās kodolsintēzes procesu var izsekot pēc gaismas līmeņa un izstarotās enerģijas daudzuma.
Pēc attāluma noteikšanas līdz zvaigznei varat izmantot spektrālo analīzi, lai aprēķinātu zvaigznes ķīmisko sastāvu un uzzinātu tās struktūru un vecumu. Pateicoties spektrogrāfa parādīšanās brīdim, zinātnieki varēja izpētīt zvaigžņu gaismas būtību. Šī ierīce var noteikt un izmērīt zvaigžņu vielas gāzes sastāvu, kas zvaigznei piemīt dažādos tās pastāvēšanas posmos.
Pētot Saules un citu zvaigžņu enerģijas spektrālo analīzi, zinātnieki ir nonākuši pie secinājuma, ka zvaigžņu un planētu evolūcijai ir kopīgas saknes. Visiem kosmiskajiem ķermeņiem ir vienāds tips, līdzīgs ķīmiskais sastāvs un tie radušies no vienas un tās pašas vielas, kas radusies Lielā sprādziena rezultātā.
Zvaigžņu viela sastāv no tiem pašiem ķīmiskajiem elementiem (līdz dzelzs) kā mūsu planēta. Atšķirība ir tikai noteiktu elementu daudzumā un procesos, kas notiek uz Saules un zemes debess iekšienē. Tas atšķir zvaigznes no citiem Visuma objektiem. Zvaigžņu izcelsme būtu jāskata arī citas fiziskās disciplīnas - kvantu mehānikas - kontekstā. Saskaņā ar šo teoriju jautājums, kas nosaka zvaigžņu vielu, sastāv no pastāvīgi skaldošiem atomiem un elementārdaļiņām, kas rada savu mikrokosmosu. Šajā gaismā zvaigžņu struktūra, sastāvs, struktūra un evolūcija ir interesanta. Kā izrādījās, lielākā daļa mūsu zvaigznes un daudzas citas zvaigznes ir tikai divi elementi - ūdeņradis un hēlijs. Teorētiskais modelis, kas apraksta zvaigznes struktūru, ļaus izprast to struktūru un galveno atšķirību no citiem kosmosa objektiem.
Galvenā iezīme ir tā, ka daudziem Visuma objektiem ir noteikts izmērs un forma, savukārt zvaigzne, attīstoties, var mainīt izmēru. Karstā gāze ir atomu kombinācija, kas ir brīvi saistīti viens ar otru. Miljoniem gadu pēc zvaigznes izveidošanās sākas zvaigžņu vielas virsmas slāņa atdzišana. Zvaigzne lielāko daļu enerģijas izdala kosmosam, samazinoties vai palielinoties. Siltuma un enerģijas pārnešana notiek no zvaigznes iekšpuses uz virsmu, kas ietekmē starojuma intensitāti. Citiem vārdiem sakot, viena un tā pati zvaigzne dažādos pastāvēšanas periodos izskatās atšķirīgi. Termonukleārie procesi, kuru pamatā ir ūdeņraža cikla reakcijas, veicina vieglo ūdeņraža atomu pārveidošanos par smagākiem elementiem - hēliju un oglekli. Pēc astrofiziķu un kodolzinātnieku domām, šāda termo kodolreakcija ir visefektīvākā attiecībā uz radīto siltuma daudzumu.
Kāpēc kodoltermiskā kodolsintēze nebeidzas ar šāda reaktora eksploziju? Lieta ir tāda, ka tajā esošie gravitācijas lauka spēki var uzturēt zvaigžņu vielu stabilizētajā tilpumā. No tā var izdarīt nepārprotamu secinājumu: jebkura zvaigzne ir masīvs ķermenis, kas saglabā savu lielumu, pateicoties līdzsvaram starp gravitācijas spēkiem un termonukleāro reakciju enerģiju. Šī ideālā dabiskā dizaina rezultāts ir siltuma avots, kas var darboties ilgu laiku. Tiek pieņemts, ka pirmās dzīvības formas uz Zemes parādījās pirms 3 miljardiem gadu. Tālajos laikos saule sildīja mūsu planētu tāpat kā tagad. Līdz ar to mūsu zvaigzne ir maz mainījusies, neskatoties uz to, ka izstarotā siltuma un saules enerģijas skala ir kolosāla - vairāk nekā 3-4 miljoni tonnu sekundē.
Nav grūti aprēķināt, cik daudz mūsu pastāvēšanas gadu laikā mūsu zvaigzne ir zaudējusi svaru. Tas būs milzīgs skaitlis, tomēr tā milzīgās masas un lielā blīvuma dēļ šādi zaudējumi Visuma mērogā izskatās nenozīmīgi.
Zvaigžņu evolūcijas posmi
Zvaigznes liktenis ir atkarīgs no sākotnējās zvaigznes masas un tās ķīmiskā sastāva. Kamēr galvenās ūdeņraža rezerves ir koncentrētas kodolā, zvaigzne paliek tā sauktajā galvenajā secībā. Tiklīdz ir tendence uz zvaigznes lieluma palielināšanos, tas nozīmē, ka galvenais kodolsintēzes avots ir izžuvis. Sākās garais debess ķermeņa transformācijas pēdējais ceļš.
Visumā veidotie gaismekļi sākotnēji tiek sadalīti trīs visizplatītākajos tipos:
- parastās zvaigznes (dzeltenie punduri);
- rūķu zvaigznes;
- milzu zvaigznes.
Zemas masas zvaigznes (punduri) lēnām sadedzina ūdeņraža rezerves un diezgan mierīgi dzīvo savu dzīvi.
Viņiem pieder lielākā daļa šādu Visuma zvaigžņu un mūsu zvaigzne - dzeltenais punduris. Sākoties vecumdienām, dzeltenais punduris kļūst par sarkanu milzi vai supergigantu.
Balstoties uz zvaigžņu rašanās teoriju, zvaigžņu veidošanās process Visumā nav beidzies. Mūsu galaktikas spožākās zvaigznes ir ne tikai lielākās, salīdzinot ar Sauli, bet arī jaunākās. Astrofiziķi un astronomi šīs zvaigznes sauc par zilajām supergigantēm. Galu galā viņus gaida tāds pats liktenis, kādu pārdzīvo triljoni citu zvaigžņu. Pirmkārt, ātra dzimšana, izcila un dedzīga dzīve, pēc kuras iestājas lēnas sabrukšanas periods. Tik lielām zvaigznēm kā Saule ir ilgs dzīves cikls, tās atrodas galvenajā secībā (tās vidū).
Izmantojot datus par zvaigznes masu, var pieņemt tās attīstības ceļu. Skaidra šīs teorijas ilustrācija ir mūsu zvaigznes attīstība. Nekas nav mūžīgs. Termotu kodolsintēzes rezultātā ūdeņradis pārvēršas par hēliju, tāpēc tā sākotnējās rezerves tiek patērētas un samazinātas. Kādreiz, ne visai drīz, šie krājumi beigsies. Spriežot pēc fakta, ka mūsu Saule turpina spīdēt vairāk nekā 5 miljardus gadu, nemainot tās lielumu, nobriedis zvaigznes vecums joprojām var ilgt aptuveni to pašu periodu.
Ūdeņraža rezervju izsīkšana novedīs pie tā, ka gravitācijas ietekmē saules kodols sāks ātri sarauties. Kodola blīvums kļūs ļoti augsts, kā rezultātā termobrandu procesi virzīsies uz slāņiem, kas atrodas blakus kodolam. Šo stāvokli sauc par sabrukumu, ko var izraisīt termonukleāro reakciju pāreja zvaigznes augšējos slāņos. Augsta spiediena rezultātā tiek aktivizētas termobrandu reakcijas, piedaloties hēlijam.
Ūdeņraža un hēlija rezerves šajā zvaigznes daļā ilgs vēl miljoniem gadu. Ne tik drīz ūdeņraža rezervju izsīkšana izraisīs radiācijas intensitātes palielināšanos, aploksnes un pašas zvaigznes lieluma palielināšanos. Tā rezultātā mūsu Saule kļūs ļoti liela. Ja mēs šo attēlu iedomājamies desmitiem miljardu gadu laikā, tad žilbinoši spilgta diska vietā debesīs karāsies karsti sarkans gigantisku izmēru disks. Sarkanie milži ir dabiska zvaigznes attīstības fāze, tās pārejas stāvoklis mainīgo zvaigžņu kategorijā.
Šādas transformācijas rezultātā attālums no Zemes līdz Saulei tiks samazināts, tā ka Zeme nokļūs Saules vainaga ietekmes zonā un sāks tajā "cept". Temperatūra uz planētas virsmas pieaugs desmitkārtīgi, kas novedīs pie atmosfēras izzušanas un ūdens iztvaikošanas. Rezultātā planēta pārvērtīsies par nedzīvu akmeņainu tuksnesi.
Zvaigžņu evolūcijas pēdējie posmi
Nonākot sarkanā giganta fāzē, normāla zvaigzne gravitācijas procesu ietekmē kļūst par balto punduri. Ja zvaigznes masa ir aptuveni vienāda ar mūsu Saules masu, visi galvenie procesi tajā noritēs mierīgi, bez impulsiem un eksplozīvām reakcijām. Baltais punduris ilgi mirs, sadedzinot līdz zemei.
Gadījumos, kad sākotnēji zvaigznei bija 1,4 reizes lielāka Saules masa, baltais punduris nebūs pēdējais posms. Ar lielu masu zvaigznes iekšienē zvaigžņu vielas blīvēšanas procesi sākas atomu, molekulārajā līmenī. Protoni pārvēršas par neitroniem, zvaigznes blīvums palielinās, un tās lielums strauji samazinās.
Zinātnei zināmo neitronu zvaigžņu diametrs ir 10-15 km. Pie tik maza izmēra neitronu zvaigznei ir milzīga masa. Viens kubikcentimetrs zvaigžņu vielas var nosvērt miljardus tonnu.
Gadījumā, ja mums sākotnēji bija darīšana ar lielas masas zvaigzni, evolūcijas pēdējais posms iegūst citas formas. Masīvas zvaigznes liktenis ir melnā caurums - objekts ar neizpētītu dabu un neparedzamu uzvedību. Milzīgā zvaigznes masa palielina gravitācijas spēkus, kas virza spiedes spēkus. Šo procesu nav iespējams apturēt. Matērijas blīvums aug, līdz tas pārvēršas par bezgalību, veidojot vienskaitļa telpu (Einšteina relativitātes teorija). Šādas zvaigznes rādiuss galu galā kļūs nulle, kļūstot par melno caurumu kosmosā. Melno caurumu būtu ievērojami vairāk, ja masīvas un supermasīvas zvaigznes aizņemtu lielāko daļu kosmosa vietas.
Jāatzīmē, ka sarkanajam milzenim pārveidojoties par neitronu zvaigzni vai melno caurumu, Visums var piedzīvot unikālu parādību - jauna kosmosa objekta dzimšanu.
Supernovas dzimšana ir visiespaidīgākais zvaigžņu evolūcijas pēdējais posms. Šeit darbojas dabiskais dabas likums: viena ķermeņa pastāvēšanas pārtraukšana rada jaunu dzīvi. Tāda cikla periods kā supernovas dzimšana galvenokārt attiecas uz masīvām zvaigznēm. Iztērētās ūdeņraža rezerves noved pie tā, ka hēlijs un ogleklis tiek iekļauti kodoltermiskās kodolsintēzes procesā. Šīs reakcijas rezultātā spiediens atkal paaugstinās, un zvaigznes centrā izveidojas dzelzs kodols. Spēcīgāko gravitācijas spēku ietekmē masas centrs pāriet uz zvaigznes centrālo daļu. Kodols kļūst tik smags, ka nespēj izturēt savu smagumu. Tā rezultātā sākas strauja kodola paplašināšanās, kas izraisa tūlītēju eksploziju. Supernovas dzimšana ir sprādziens, zvērīga spēka trieciena vilnis, spilgta zibsnis Visuma plašumos.
Jāatzīmē, ka mūsu Saule nav masīva zvaigzne, tāpēc šāds liktenis to neapdraud, un mūsu planētai nevajadzētu baidīties no šādām beigām. Vairumā gadījumu supernovas sprādzieni notiek tālu galaktikās, kas izskaidro to diezgan reto atklāšanu.
Visbeidzot
Zvaigžņu evolūcija ir process, kas ilgst desmitiem miljardu gadu. Mūsu ideja par notiekošajiem procesiem ir tikai matemātisks un fizisks modelis, teorija. Zemes laiks ir tikai brīdis milzīgajā laika ciklā, kurā dzīvo mūsu Visums. Mēs varam tikai novērot to, kas notika pirms miljardiem gadu, un uzminēt, ar ko varētu saskarties nākamās zemnieku paaudzes.
Ja jums ir kādi jautājumi, atstājiet tos komentāros zem raksta. Mēs vai mūsu apmeklētāji labprāt atbildēsim uz tiem
Zvaigžņu mūžs sastāv no vairākiem posmiem, kuriem cauri miljoniem un miljardiem gadu gaismekļi nepārtraukti tiecas pēc neizbēgamas beigas, pārvēršoties spilgtos uzliesmojumos vai drūmās melnās caurumos.
Jebkura veida zvaigznes mūžs ir neticami ilgs un sarežģīts process, ko papildina kosmiskā mēroga parādības. Tās daudzpusību vienkārši nav iespējams pilnībā izsekot un izpētīt, pat izmantojot visu mūsdienu zinātnes arsenālu. Bet, pamatojoties uz šīm unikālajām zināšanām, kas uzkrātas un apstrādātas visā zemes astronomijas pastāvēšanas periodā, mums kļūst pieejami veseli vērtīgas informācijas slāņi. Tas ļauj sasaistīt gaismekļu dzīves cikla epizožu secību samērā sakarīgās teorijās un simulēt to attīstību. Kādi ir šie posmi?
Nepalaidiet garām vizuālo interaktīvo lietojumprogrammu ""!
Sērija I. Protostars
Zvaigžņu dzīves ceļš, tāpat kā visi makrokosma un mikrokosma objekti, sākas no dzimšanas. Šis notikums rodas no neticami milzīga mākoņa veidošanās, kura iekšpusē parādās pirmās molekulas, tāpēc veidošanos sauc par molekulāru. Dažreiz tiek izmantots arī cits termins, kas tieši atklāj procesa būtību - zvaigžņu šūpulis.
Tikai tad, kad šādā mākonī nepārvaramu apstākļu dēļ notiek ārkārtīgi strauja tā sastāvdaļu daļiņu saspiešana ar masu, tas ir, gravitācijas sabrukums, sāk veidoties nākotnes zvaigzne. Iemesls tam ir gravitācijas enerģijas uzliesmojums, kura daļa saspiež gāzes molekulas un silda mātes mākoni. Tad veidojuma caurspīdīgums pamazām sāk izzust, kas veicina vēl lielāku apkuri un spiediena palielināšanos tā centrā. Pēdējā epizode protostellar fāzē ir vielas uzkrāšanās, kas nokrīt uz kodola, kuras laikā topošā zvaigzne aug un kļūst redzama pēc izstarotās gaismas spiediena, kas burtiski slauka visus putekļus uz nomali.
Atrodiet protostarus Oriona miglājā!
Šī milzīgā Oriona miglāja panorāma ir ņemta no attēliem. Šis miglājs ir viena no lielākajām un tuvākajām zvaigžņu šūpulēm mums. Mēģiniet šajā miglājā atrast protostarus, jo šīs panorāmas izšķirtspēja ļauj to izdarīt.
II sērija. Jaunās zvaigznes
Fomalhaut, attēls no DSS kataloga. Ap šo zvaigzni joprojām ir protoplanetārais disks.
Nākamais zvaigznes dzīves posms vai cikls ir tās kosmiskās bērnības periods, kas, savukārt, ir sadalīts trīs posmos: mazo (<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 ceļa ziedu laiks
Saule nošāva H alfa līnijā. Mūsu zvaigzne ir vislabākajā laikā.
Viņu dzīves vidū kosmiskiem gaismekļiem var būt visdažādākās krāsas, masas un izmēri. Krāsu palete svārstās no zilganām nokrāsām līdz sarkanām, un to masa var būt ievērojami mazāka par sauli vai pārsniegt to vairāk nekā trīssimt reižu. Zvaigžņu dzīves cikla galvenā secība ilgst apmēram desmit miljardus gadu. Pēc tam ūdeņradis beidzas kosmiskā ķermeņa kodolā. Šis brīdis tiek uzskatīts par objekta dzīves pāreju uz nākamo posmu. Sakarā ar ūdeņraža resursu izsīkšanu kodolā, kodolreakcijas apstājas. Tomēr jaunizveidotās zvaigznes saraušanās periodā sākas sabrukums, kas noved pie termonukleāro reakciju parādīšanās jau ar hēlija piedalīšanos. Šis process stimulē neticamu zvaigznes paplašināšanos. Un tagad viņa tiek uzskatīta par sarkano milzi.
IV sērija. Zvaigžņu pastāvēšanas beigas un viņu nāve
Vecie gaismekļi, tāpat kā viņu jaunie kolēģi, ir sadalīti vairākos veidos: mazas masas, vidēja lieluma, supermasīvas zvaigznes utt. Kas attiecas uz objektiem ar nelielu masu, joprojām nav iespējams precīzi pateikt, kādi procesi ar tiem notiek to pastāvēšanas pēdējos posmos. Visas šādas parādības hipotētiski apraksta, izmantojot datorsimulācijas, nevis pamatojoties uz to rūpīgiem novērojumiem. Pēc pēdējās oglekļa un skābekļa izdegšanas zvaigznes atmosfēras apvalks palielinās, un tas ātri zaudē gāzes komponentu. Evolūcijas ceļa beigās gaismekļi tiek atkārtoti saspiesti, un to blīvums, gluži pretēji, ievērojami palielinās. Šāda zvaigzne tiek uzskatīta par balto punduri. Tad tā dzīves fāzē seko sarkanā supergiganta periods. Pēdējais zvaigznes pastāvēšanas ciklā ir tās pārveidošanās ļoti spēcīgas saspiešanas rezultātā par neitronu zvaigzni. Tomēr ne visi šādi kosmiskie ķermeņi par tādiem kļūst. Daži, visbiežāk parametru ziņā lielākie (vairāk nekā 20-30 saules masas), sabrukšanas rezultātā kļūst par melnajiem caurumiem.
Interesanti fakti no zvaigžņu dzīves cikliem
Viena no savdabīgākajām un ievērojamākajām ziņām no kosmosa zvaigžņu dzīves ir tā, ka lielākā daļa mūsu gaismas ķermeņu atrodas sarkano punduru stadijā. Šādu priekšmetu masa ir ievērojami mazāka nekā Saules masai.
Tas ir arī diezgan interesanti, ka neitronu zvaigžņu magnētiskā pievilcība ir miljardiem reižu lielāka nekā analogais zemes gaismas starojums.
Masas ietekme uz zvaigzni
Vēl viens tikpat izklaidējošs fakts ir lielāko zināmo zvaigžņu veidu pastāvēšanas ilgums. Sakarā ar to, ka to masa spēj simtiem reižu pārsniegt Saules masu, enerģijas izdalīšanās ir arī daudzkārt lielāka, dažreiz pat miljoniem reižu. Līdz ar to viņu dzīves periods ilgst daudz mazāk. Dažos gadījumos to eksistence der tikai dažiem miljoniem gadu salīdzinājumā ar miljardiem gadu ilgu dzīvi zvaigznēm ar nelielu masu.
Interesants fakts ir arī pretstats melnajiem caurumiem baltajiem punduriem. Jāatzīmē, ka pirmie rodas no gigantiskākajām zvaigznēm masā, bet otrie, gluži pretēji, no mazākajiem.
Visumā ir milzīgs skaits unikālu parādību, par kurām mēs varam runāt bezgalīgi, jo kosmoss ir ārkārtīgi slikti pētīts un izpētīts. Visas mūsdienu zinātnes rīcībā esošās zināšanas par zvaigznēm un to dzīves cikliem galvenokārt iegūst no novērojumiem un teorētiskiem aprēķiniem. Šādas maz izpētītas parādības un objekti rada nepārtrauktu darbu tūkstošiem pētnieku un zinātnieku: astronomiem, fiziķiem, matemātiķiem, ķīmiķiem. Pateicoties viņu nepārtrauktajam darbam, šīs zināšanas nepārtraukti krājas, tiek papildinātas un mainītas, tādējādi kļūstot precīzākas, uzticamākas un visaptverošākas.
\u003e Zvaigznes dzīves cikls
Apraksts zvaigžņu dzīve un nāve: attīstības stadijas ar foto, molekulāri mākoņi, protostar, T Tauri, galvenā secība, sarkanais milzis, baltais punduris.
Viss šajā pasaulē attīstās. Jebkurš cikls sākas ar dzimšanu, augšanu un beidzas ar nāvi. Protams, zvaigznēs šie cikli notiek īpašā veidā. Atcerēsimies tikai to, ka viņu laika grafiki ir plašāki un tiek mērīti miljonos un miljardos gadu. Turklāt viņu nāvei ir noteiktas sekas. Kā tas izskatās zvaigžņu dzīves cikls?
Pirmais zvaigznes dzīves cikls: molekulārie mākoņi
Sāksim ar zvaigznes piedzimšanu. Iedomājieties milzīgu aukstas molekulārās gāzes mākoni, kas var droši pastāvēt Visumā bez jebkādām izmaiņām. Bet pēkšņi supernova eksplodē netālu no tā, vai arī tā ietriecas citā mākonī. Šī grūdiena dēļ tiek aktivizēts iznīcināšanas process. Tas ir sadalīts mazās daļās, no kurām katra tiek ievilkta sevī. Kā jūs jau sapratāt, visi šie kaudzes gatavojas kļūt par zvaigznēm. Gravitācija silda temperatūru, un uzkrātais impulss atbalsta rotācijas procesu. Apakšējā diagrammā skaidri parādīts zvaigžņu cikls (debess ķermeņa ar fotogrāfiju dzīve, attīstības stadijas, transformācijas iespējas un nāve).
Otrās zvaigznes dzīves cikls:Protostar
Materiāls sabiezē blīvāk, uzsilst un gravitācijas sabrukuma rezultātā tiek atgrūsts. Šādu objektu sauc par protostaru, ap kuru veidojas materiāla disks. Daļa tiek piesaistīta objektam, palielinot tā masu. Pārējie gruveši sagrupēs un izveidos planētu sistēmu. Zvaigznes turpmākā attīstība ir atkarīga no masas.
Zvaigznes trešais dzīves cikls:T Vērsis
Kad materiāls nokļūst zvaigznē, tiek atbrīvots milzīgs enerģijas daudzums. Jaunais zvaigžņu posms tika nosaukts pēc prototipa - T Taurus. Tā ir mainīga zvaigzne, kas atrodas 600 gaismas gadu attālumā.
Tas var kļūt ļoti spilgts, jo materiāls sadalās un atbrīvo enerģiju. Bet centrālajā daļā nav pietiekamas temperatūras, lai atbalstītu kodolsintēzi. Šī fāze ilgst 100 miljonus gadu.
Ceturtais zvaigznes dzīves cikls:Galvenā secība
Noteiktā brīdī debess ķermeņa temperatūra paaugstinās līdz vajadzīgajam līmenim, aktivizējot kodolsintēzi. Visas zvaigznes to izdzīvo. Ūdeņradis pārveidojas par hēliju, atbrīvojot milzīgu daudzumu siltuma un enerģijas.
Enerģija izdalās kā gamma stari, bet zvaigznes lēnas kustības dēļ tā nokrīt ar viļņa garumu. Gaisma tiek virzīta uz āru un saskaras ar gravitāciju. Var uzskatīt, ka šeit tiek izveidots ideāls līdzsvars.
Cik ilgi viņa būs galvenajā secībā? Mums jāturpina no zvaigznes masas. Sarkanie punduri (puse no Saules masas) spēj iztērēt simtiem miljardu (triljonus) gadu degvielas. Vidējās zvaigznes (piemēram) dzīvo 10-15 miljardi. Bet lielākie ir miljardi vai miljoni gadu. Uz diagrammas skatieties, kā izskatās dažādu klašu zvaigžņu evolūcija un nāve.
Zvaigznes piektais dzīves cikls:Sarkanais milzis
Kušanas procesā ūdeņradis nonāk, un hēlijs uzkrājas. Kad ūdeņraža vispār nav, visas enerģiskās reakcijas sasalst, un zvaigzne gravitācijas dēļ sāk sarauties. Ūdeņraža apvalks ap serdi uzsilst un aizdegas, izraisot objekta pieaugumu 1000 līdz 10 000 reižu. Kādā noteiktā brīdī mūsu Saule atkārtos šo likteni, pieaugot līdz zemes orbītai.
Temperatūras un spiediena pīķi un hēlijs saplūst ar oglekli. Šajā brīdī zvaigzne saraujas un pārstāj būt sarkanais milzis. Ar lielāku masu objekts sadedzinās citus smagus elementus.
Zvaigznes sestais dzīves cikls:Baltais punduris
Zvaigznei ar saules masu nav pietiekama gravitācijas spiediena, lai sakausētu oglekli. Tāpēc nāve iestājas līdz ar hēlija beigām. Ārējie slāņi tiek izmesti un parādās balts punduris. Sākumā tas ir karsts, bet pēc simtiem miljardu gadu tas atdzisīs.