Еволюція зірок розглянути різні шляхи розвитку. Еволюція зірок з наукового погляду

Утворюються шляхом конденсації міжзоряного середовища. Шляхом спостережень вдалося визначити, що зірки виникали в різний часі виникають донині.

Головною проблемою в еволюції зірок є питання про виникнення їхньої енергії, завдяки якій вони світяться і випромінюють величезну кількість енергії. Раніше висувалося багато теорій, покликаних виявити джерела енергії зірок. Вважали, що безперервним джерелом зоряної енергії є безперервне стиснення. Це джерело звичайно хороше, але не може підтримувати відповідне випромінювання протягом довгого часу. У середині XX століття було знайдено відповідь це питання. Джерелом випромінювання є термоядерні реакції синтезу. В результаті цих реакцій водень перетворюється на гелій, а енергія, що звільняється, проходить крізь надра зірки, трансформується і випромінюється у світовий простір (варто відзначити, що чим більше температура, тим швидше йдуть ці реакції; саме тому гарячі масивні зірки швидше сходять з головної послідовності).

Тепер уявімо виникнення зірки…

Почала конденсуватися хмара міжзоряного газопилового середовища. З цієї хмари утворюється досить щільний газова куля. Тиск усередині кулі поки що не в змозі врівноважити сили тяжіння, тому він стискатиметься (можливо в цей час навколо зірки утворюються згустки з меншою масою, які в результаті перетворюються на планети). При стисканні температура підвищується. Таким чином, зірка поступово сідає на головну послідовність. Потім тиск газу всередині зірки врівноважує тяжіння і протозірки перетворюється на зірку.

Рання стадія еволюції зірки дуже велика і зірка у цей час занурена в туманність, тому протозірку дуже важко знайти.

Перетворення водню на гелій відбувається лише у центральних областях зірки. У зовнішніх шарах вміст водню залишається майже постійним. Оскільки кількість водню обмежена, рано чи пізно він вигоряє. Виділення енергії у центрі зірки припиняється і ядро ​​зірки починає стискатися, а оболонка набухати. Якщо зірка менше 1,2 маси сонця, вона скидає зовнішній шар (освіта планетарної туманності).

Після того, як від зірки відокремлюється оболонка, відкриваються її дуже гарячі внутрішні шари, а оболонка тим часом відходить все далі. Через кілька десятків тисяч років оболонка розпадеться і залишиться тільки дуже гаряча і щільна зірка, поступово остигаючи вона перетвориться на білий карлик. Поступово остигаючи вони перетворюються на невидимі чорні карлики. Чорні карлики - це дуже щільні і холодні зірки, розміром трохи більше Землі, але мають порівнянну масу з масою сонця. Процес остигання білих карликів триває кілька сотень мільйонів років.

Якщо маса зірки від 1,2 до 2,5 сонячної, то така зірка вибухне. Цей вибух називається спалахом наднової. Зірка, що спалахнула, за кілька секунд збільшує свою світність у сотні мільйонів разів. Такі спалахи відбуваються дуже рідко. У нашій Галактиці вибух наднової відбувається приблизно раз на сто років. Після такого спалаху залишається туманність, яка має велике радіовипромінювання, а також дуже швидко розлітається, і так звана нейтронна зірка (про це трохи пізніше). Крім величезного радіовипромінювання, така туманність буде ще джерелом рентгенівського випромінювання, але це випромінювання поглинається атмосферою землі, тому може спостерігатися лише з космосу.

Існує кілька гіпотез про причину вибухів зірок (наднових), проте загальновизнаної теорії поки що немає. Є припущення, що це відбувається через надто швидкий спад внутрішніх шарів зірки до центру. Зірка швидко стискається до катастрофічно маленького розмірублизько 10км, а щільність її у такому стані становить 10 17 кг/м 3 , що близько до густини атомного ядра. Ця зірка складається з нейтронів (при цьому електрони, як би вдавлюються в протони), саме тому вона називається «НЕЙТРОННИЙ». Її початкова температура близько мільярда кельвінів, але надалі вона швидко остигатиме.

Ця зірка через її невеликий розмір і швидке охолодження довгий час вважалася неможливою для спостереження. Але через деякий час було виявлено пульсари. Ці пульсари й виявилися нейтронними зірками. Названо вони так через короткочасне випромінювання радіоімпульсів. Тобто. зірка хіба що «блимає». Це відкриття було зроблено випадково і нещодавно, саме у 1967 року. Ці періодичні імпульси обумовлені тим, що при дуже швидкому обертанні повз наш погляд постійно миготить конус магнітної осі, яка утворює кут з віссю обертання.

Пульсар може бути виявлений тільки для нас умовах орієнтування магнітної осі, а це приблизно 5% їх загальної кількості. Частина пульсарів немає у радіо туманностях, оскільки туманності порівняно швидко розсіюються. Через сотню тисячі років ці туманності перестають бути видимими, а вік пульсарів обчислюється десятками мільйонів років.

Якщо маса зірки перевищує 2,5 сонячні, то наприкінці свого існування вона як би впаде в себе і буде розчавлена ​​власною вагою. За лічені секунди вона перетвориться на крапку. Це явище отримало назву «гравітаційний колапс», а також цей об'єкт стали називати «чорною діркою».

З усього вище сказаного видно, що фінальна стадія еволюції зірки залежить від її маси, але при цьому необхідно враховувати неминучу нею втрату цієї маси і обертання.

Астрофізика вже досить просунулась у вивченні еволюції зірок. Теоретичні моделі підкріплені надійними спостереженнями, і, попри наявність деяких прогалин, загальна картина життєвого циклу зірки давно відома.

Народження

Все починається з молекулярної хмари. Це величезні області міжзоряного газу досить щільні для того, щоб у них сформувалися молекули водню.

Потім відбувається подія. Можливо, воно буде викликано ударною хвилею від наднової, а може й природної динамікою всередині молекулярної хмари. Однак результат один - гравітаційна нестійкість призводить до формування центру тяжіння десь усередині хмари.

Піддаючись спокусі гравітації, оточуюча речовина починає обертатися навколо цього центру і нашаровується на поверхню. Поступово утворюється врівноважене сферичне ядро ​​з температурою і світністю, що зростає, - протозірка.

Газопиловий диск навколо протозірки обертається все швидше, через її зростаючу щільність і масу все більше частинок стикаються в її надрах, температура продовжує зростати.

Щойно вона сягає мільйонів градусів, у центрі протозірки відбувається перша термоядерна реакція. Два ядра водню долають кулоновський бар'єр і з'єднуються, утворюючи ядро ​​гелію. Потім – інші два ядра, потім – інші… поки що ланцюжкова реакціяне охопить всю область, де температура дозволяє водню синтезувати гелій.

Енергія термоядерних реакцій потім швидко досягає поверхні світила, різко збільшуючи його яскравість. Так протозірка, якщо має достатню масу, перетворюється на повноцінну молоду зірку.

Область активного зіркоутворення N44 / ©ESO, NASA

Ні дитинства, ні юнацтва, ні юності

Всі протозірки, які розігріваються достатньо для запуску термоядерної реакції у своїх надрах, потім вступають у найтриваліший і стабільніший період, що займає 90% всього часу їхнього існування.

Все, що з ними відбувається на цьому етапі, це поступове вигоряння водню в зоні термоядерних реакцій. Буквальне «пропалювання життя». Зірка дуже повільно – протягом мільярдів років – ставатиме гарячіше, зростатиме інтенсивність термоядерних реакцій, як і світність, але не більше.

Звичайно, можливі події, які прискорюють зіркову еволюцію – наприклад, близьке сусідство чи навіть зіткнення з іншою зіркою, проте від життєвого циклу окремого світила це не залежить.

Є й своєрідні «мертвонароджені» зірки, які не можуть вийти на головну послідовність – тобто не здатні впоратися із внутрішнім тиском термоядерних реакцій.

Це маломасивні (менше 0,0767 від маси Сонця) протозірки – ті, які називають коричневими карликами. Через недостатнє гравітаційне стискування вони втрачають енергії більше, ніж утворюється в результаті синтезу водню. Згодом термоядерні реакції в надрах цих зірок припиняються, і все, що їм залишається, це тривале, але неминуче охолодження.

Коричневий карлик у виставі художника / ©ESO/I. Crossfield/N. Risinger

Неспокійна старість

На відміну від людей, найактивніша і найцікавіша фаза в «життя» масивних зірок починається до кінця їхнього існування.

Подальша еволюція кожного окремого світила, що досяг кінця головної послідовності - тобто точки, коли водню для термоядерного синтезу в центрі зірки вже не залишилося - безпосередньо залежить від маси світила і його хімічного складу.

Чим меншою масою володіє зірка на головній послідовності, тим тривалішою буде її життя, і менш грандіозним буде її фінал. Наприклад, зірки з масою менше половини від маси Сонця – такі, що називаються червоними карликами – взагалі ще жодного разу не «вмирали» з моменту Великого вибуху. Згідно з обчисленнями та комп'ютерним моделюванням, такі зірки через слабку інтенсивність термоядерних реакцій можуть спокійно спалювати водень від десятків мільярдів до десятків трильйонів років, а наприкінці свого шляху, ймовірно, згаснуть так само, як коричневі карлики.

Зірки із середньою масою від половини до десяти мас Сонця після вигоряння водню в центрі виявляються здатними спалювати важчі хімічні елементи у своєму складі – спочатку гелій, потім вуглець, кисень і далі, наскільки пощастило з масою, аж до заліза-56 (ізотоп заліза, який іноді називають "попелом термоядерного горіння").

Для таких зірок фаза, яка йде за головною послідовністю, називається стадією червоного гіганта. Запуск гелієвих термоядерних реакцій, потім вуглецевих і т.д. щоразу призводить до значних трансформацій зірки.

У певному сенсі це передсмертна агонія. Зірка то розширюється сотні разів і червоніє, то знову стискається. Світливість також змінюється – то в тисячі разів збільшується, то знову зменшується.

Наприкінці цього процесу зовнішня оболонка червоного гіганта скидається, утворюючи видовищну планетарну туманність. У центрі залишається оголене ядро ​​- білий гелієвий карлик з масою приблизно в половину сонячної та радіусом, приблизно рівним радіусуЗемлі.

Білі карлики мають долю, схожу на червоні карлики – спокійне вигоряння протягом мільярдів-трильйонів років, якщо, звичайно, поруч немає зірки-компаньйона, за рахунок якої білий карлик може збільшити свою масу.

Система KOI-256, що складається з червоного та білого карликів / © NASA/JPL-Caltech

Екстремальна старість

Якщо зірці особливо пощастило з масою, вона дорівнює приблизно 12 сонячним і більше, то фінальні стадії її еволюції характеризуються значно екстремальними подіями.

Якщо маса ядра червоного гіганта перевищує межу Чандрасекара, що дорівнює 1,44 сонячної маси, то зірка не просто скидають свою оболонку у фіналі, але вивільняє енергію, що накопичилася, в потужному термоядерному вибуху - надновій.

У серці залишків наднової, що розкидає зіркову речовину з величезною силою на багато світлових років навколо, залишається в цьому випадку вже не білий карлик, а надщільна нейтронна зірка, радіусом всього 10-20 кілометрів.

Однак якщо маса червоного гіганта більше 30 сонячних мас (вірніше, вже надгіганта), а маса його ядра перевищує межу Оппенгеймера-Волкова, що дорівнює приблизно 2,5-3 мас Сонця, то не утворюється вже ні білий карлик, ні нейтронна зірка.

У центрі останків наднової з'являється щось куди більш вражаюче - чорна діра, тому що ядро ​​зірки, що вибухнула, стискується настільки сильно, що колапсувати починають навіть нейтрони, і більше вже ніщо, включаючи світло, не може покинути меж новонародженої чорної діри - вірніше, її горизонту подій.

Особливо масивні зірки – блакитні надгіганти – можуть пройти стадію червоного надгіганта і також вибухнути в надновій.

Наднова SN 1994D у галактиці NGC 4526 (яскрава точка в нижньому лівому кутку) / © NASA

А що чекає на наше Сонце?

Сонце відноситься до зірок середньої маси, тому якщо ви уважно читали попередню частинустатті, то вже самі можете передбачити, яким саме шляхом знаходиться наша зірка.

Однак людство ще до перетворення Сонця на червоного гіганта чекає на низку астрономічних потрясінь. Життя на Землі стане неможливим вже через мільярд років, коли інтенсивність термоядерних реакцій у центрі Сонця стане достатньою, щоб випарувати земні океани. Паралельно з цим умови для життя на Марсі покращуватимуться, що в певний момент може зробити його придатним для проживання.

Приблизно через 7 мільярдів років Сонце розігріється достатньо, щоб термоядерна реакція була запущена у зовнішніх областях. Радіус Сонця збільшиться приблизно у 250 разів, а світність у 2700 разів – відбудеться перетворення на червоного гіганта.

Через сонячний вітер, що посилився, зірка на цьому етапі втратить до третини своєї маси, проте встигне поглинути Меркурій.

Маса сонячного ядра за рахунок вигоряння водню навколо нього збільшиться потім настільки, що станеться так званий гелієвий спалах, і розпочнеться термоядерний синтез ядер гелію у вуглець та кисень. Радіус зірки значно зменшиться до 11 стандартних сонячних.

Сонячна активність / ©NASA/Goddard/SDO

Однак уже через 100 мільйонів років реакція з гелієм перейде на зовнішні області зірки, і та знову збільшиться до розмірів, світності та радіусу червоного гіганта.

Сонячний вітер на цій стадії стане настільки сильним, що віднесе зовнішні області зірки в космічний простір, і вони утворюють велику планетарну туманність.

А там, де було Сонце, залишиться білий карлик розміром із Землю. Спочатку вкрай яскравий, але з часом все більш тьмяний.

Термоядерний синтез у надрах зірок

У цей час для зірок масою більше, ніж 0.8 мас Сонця, ядро ​​стає прозорим для випромінювання, і візьме гору променистий перенесення енергії в ядрі, а нагорі оболонка залишається конвективною. Якими прибувають на головну послідовність зірки меншої маси, достовірно ніхто не знає, оскільки час знаходження цих зірок у розряді молодих перевищує вік Всесвіту. Усі наші уявлення про еволюцію цих зірок тримаються на чисельних розрахунках.

У міру стиснення зірки починає збільшуватися тиск виродженого електронного газу і на якомусь радіусі зірки цей тиск зупиняє зростання центральної температури, а потім починає її знижувати. І для зірок менше 0.08 це виявляється фатальним: енергії, що виділяється, в ході ядерних реакцій ніколи не вистачить, щоб покрити витрати на випромінювання. Такі недо-зірки отримали назву коричневі карлики, і їхня доля - це постійне стиснення, поки тиск виродженого газу не зупинить його, а потім - поступове остигання із зупинкою всіх ядерних реакцій.

Молоді зірки проміжної маси

Молоді зірки проміжної маси (від 2 до 8 маси Сонця) якісно еволюціонують так само, як і їх менші сестри, за винятком, що в них немає конвективних зон аж до головної послідовності.

Об'єкти цього асоціюються з т. зв. зірками Ae \ Be Хербіта неправильними змінними спектрального типу B-F5. Вони також спостерігаються диски біполярні джети. Швидкість закінчення, світність та ефективна температура істотно більша, ніж для τ Тільця тому вони ефективно нагрівають і розсіюють залишки протозіркового хмари.

Молоді зірки з масою понад 8 сонячних мас

Насправді, це вже нормальні зірки. Поки накопичувалася маса гідростатичного ядра, зірка встигла проскочити всі проміжні стадії і розігріти ядерні реакції настільки, щоб компенсували втрати на випромінювання. У цих зірок закінчення маси і світність настільки велика, що не просто зупиняє колапсування зовнішніх областей, що залишилися, але штовхає їх назад. Таким чином, маса зірки помітно менше масипротозіркового хмари. Швидше за все цим і пояснюється відсутність у нашій галактиці зірок понад 100-200 мас Сонця.

Середина життєвого циклу зірки

Серед сформованих зірок зустрічається величезне різноманіття кольорів і розмірів. За спектральним класом вони варіюються від гарячих блакитних до холодних червоних, за масою - від 0,08 до більш ніж 200 сонячних мас. Світність і колір зірки залежить від температури її поверхні, яка, своєю чергою, визначається масою. Все, нові зірки «займають своє місце» на головній послідовності згідно зі своїм хімічним складом та масою. Не йдеться про фізичне переміщення зірки - тільки про її становище на зазначеній діаграмі, що залежить від параметрів зірки. Тобто йдеться, фактично, лише про зміну параметрів зірки.

Те, що відбувається надалі, знову залежить від маси зірки.

Пізні роки та загибель зірок

Старі зірки з малою масою

На сьогодні достовірно невідомо, що відбувається з легкими зірками після виснаження запасу водню. Оскільки вік всесвіту становить 13,7 мільярда років, що недостатньо для виснаження запасу водневого палива, сучасні теоріїґрунтуються на комп'ютерному моделюванні процесів, що відбуваються у таких зірках.

Деякі зірки можуть синтезувати гелій лише в деяких активних ділянках, що спричиняє нестабільність та сильні сонячні вітри. У цьому випадку утворення планетарної туманності не відбувається, а зірка лише випаровується, стаючи навіть меншою за коричневий карлик.

Але зірка з масою менше 0,5 сонячної ніколи не зможе синтезувати гелій навіть після того, як в ядрі припиняться реакції за участю водню. Зоряна оболонка у них недостатньо масивна, щоб подолати тиск, що виробляється ядром. До таких зірок відносяться червоні карлики (такі як Проксима Центавра), термін перебування яких на головній послідовності складає сотні мільярдів років. Після припинення в їх ядрі термоядерних реакцій, вони, поступово остигаючи, продовжуватимуть слабо випромінювати в інфрачервоному та мікрохвильовому діапазонах електромагнітного спектра.

Зірки середнього розміру

При досягненні зіркою середньої величини(Від 0,4 до 3,4 сонячних мас) фази червоного гіганта, її зовнішні шари продовжують розширюватися, ядро ​​стискатися, і починаються реакції синтезу вуглецю з гелію. Синтез вивільняє багато енергії, даючи зірці тимчасове відстрочення. Для зірки за розміром схожою на Сонце, цей процес може зайняти близько мільярда років.

Зміни у величині енергії, що випускається, змушують зірку пройти через періоди нестабільності, що включають зміни в розмірі, температурі поверхні і випуску енергії. Випуск енергії зміщується у бік низькочастотного випромінювання. Все це супроводжується наростаючою втратою маси внаслідок сильних сонячних вітрівта інтенсивних пульсацій. Зірки, що у цій фазі, отримали назву зірок пізнього типу, OH-IR зірокабо світоподібних зірок, залежно від їх точних характеристик. Газ, що викидається, відносно багатий важкими елементами, виробленими в надрах зірки, такими як кисень і вуглець . Газ утворює оболонку, що розширюється, і охолоджується в міру віддалення від зірки, уможливлюючи утворення частинок пилу і молекул. При сильному інфрачервоному випромінюванні центральної зірки у таких оболонках формуються ідеальні умови для активізації мазерів.

Реакції спалювання гелію дуже чутливі до температури. Іноді це призводить до великої нестабільності. Виникають сильні пульсації, які зрештою повідомляють зовнішнім шарам достатньо кінетичної енергії, щоб бути викинутими і перетворитися на планетарну туманність. У центрі туманності залишається ядро ​​зірки, яке, остигаючи, перетворюється на гелієвий білий карлик, який зазвичай має масу до 0,5-0,6 сонячних і діаметр порядку діаметра Землі.

Білі карлики

Переважна більшість зірок, і Сонце в тому числі, закінчують еволюцію, стискаючи доти, доки тиск вироджених електронів не врівноважить гравітацію. У цьому стані, коли розмір зірки зменшується в сотню разів, а щільність стає в мільйон разів вищою за щільність води, зірку називають білим карликом. Вона позбавлена ​​джерел енергії і, поступово остигаючи, стає темною та невидимою.

У зірок більш масивних, ніж Сонце, тиск вироджених електронів не може стримати стиснення ядра, і воно триває доти, доки більшість частинок не перетвориться на нейтрони, упаковані так щільно, що розмір зірки вимірюється кілометрами, а щільність у 100 млн разів перевищує щільність води. Такий об'єкт називають нейтронною зіркою; його рівновага підтримується тиском виродженої нейтронної речовини.

Надмасивні зірки

Після того, як зовнішні шари зірки, з масою більшою за п'ять сонячних, розлетілися утворивши червоний надгігант, ядро ​​внаслідок сил гравітації починає стискатися. У міру стиснення збільшуються температура і густина, і починається нова послідовність термоядерних реакцій. У таких реакціях синтезуються важкі елементи, що тимчасово стримує колапс ядра.

Зрештою, з утворенням все більш важких елементів періодичної системи , з кремнію синтезується залізо -56. Аж до цього моменту синтез елементів вивільняв велика кількістьенергії, однак саме ядро ​​заліза -56 має максимальний дефект маси та утворення більш важких ядер невигідно. Тому коли залізне ядро ​​зірки досягає певної величини, то тиск у ньому вже не в змозі протистояти колосальній силі гравітації і відбувається негайний колапс ядра з нейтронізацією його речовини.

Те, що відбувається надалі, не до кінця зрозуміло. Але що б це не було, це за лічені секунди призводить до вибуху наднової зірки неймовірної сили.

Супутній цьому сплеск нейтрино провокує ударну хвилю. Сильні струмені нейтрино і магнітне поле, що обертається, виштовхують велику частину накопиченого зіркою матеріалу - так звані розсадкові елементи, включаючи залізо і більш легкі елементи. Малітія, що розлітається, бомбардується нейтронами, що вириваються з ядра, захоплюючи їх і тим самим створюючи набір елементів важче заліза, включаючи радіоактивні, аж до урану (а можливо, навіть до каліфорнію). Таким чином, вибухи наднових пояснюють наявність у міжзоряній речовині елементів важчих за залізо.

Вибухова хвиля і струмені нейтрино забирають матеріал геть від зірки, що вмирає, в міжзоряне простір. Надалі, переміщаючись по космосу, цей матеріал наднової може зіткнутися з іншим космічним сміттям, і, можливо, брати участь у освіті нових зірок, планет чи супутників.

Процеси, що протікають при освіті наднової, досі вивчаються, і поки що в цьому питанні немає ясності. Також стоїть під питанням, що насправді залишається від початкової зірки. Проте розглядаються два варіанти:

Нейтронні зірки

Відомо, що в деяких наднових сильна гравітація в надрах надгіганта змушує електрони впасти на атомне ядро, де вони, зливаючись з протонами, утворюють нейтрони. Електромагнітні сили, що поділяють прилеглі ядра, зникають. Ядро зірки тепер є щільною кулею з атомних ядер та окремих нейтронів.

Такі зірки, відомі, як нейтронні зірки, надзвичайно малі - не більше розміру великого містаі мають неймовірно високу щільність. Період їхнього обігу стає надзвичайно малий у міру зменшення розміру зірки (завдяки збереженню моменту імпульсу). Деякі роблять 600 обертів за секунду. Коли вісь, що з'єднує північний та південний магнітний полюсцієї зірки, що швидко обертається, вказує на Землю, можна зафіксувати імпульс випромінювання, що повторюється через проміжки часу, рівні періоду звернення зірки. Такі нейтронні зірки одержали назву «пульсари», і стали першими відкритими нейтронними зірками.

Чорні діри

Не всі наднові стають нейтронними зірками. Якщо зірка має досить велику масу, то колапс зірки продовжиться і самі нейтрони почнуть обрушуватися всередину, поки її радіус не стане меншим за Шварцшильдовський. Після цього зірка стає чорною діркою.

Існування чорних дірок було передбачено загальною теорією відносності. Згідно з ВТО матерія та інформація не може залишати чорну діркуні за яких умов. Тим не менш, квантова механіка уможливлює виключення з цього правила.

Залишається низка відкритих питань. Головне серед них: «А чи є чорні дірки взагалі?» Адже щоб сказати точно, що цей об'єкт – це чорна дірка, необхідно спостерігати його обрій подій. Усі спроби це зробити закінчувалися провалом. Але надія поки є, оскільки деякі об'єкти не можна пояснити без залучення акреції, причому акреції на об'єкт без твердої поверхні, але існування чорних дірок це не доводить.

Також відкриті питання: чи можливий колапс зірки безпосередньо в чорну дірку, минаючи наднову? Чи існують наднові, які згодом стануть чорними дірками? Який точний вплив початкової маси зірки формування об'єктів наприкінці її життєвого циклу?

Вивчення зоряної еволюції неможливе спостереженням лише за однією зіркою - багато змін у зірках протікають надто повільно, щоб бути поміченими навіть після багатьох століть. Тому вчені вивчають безліч зірок, кожна з яких знаходиться на певній стадії життєвого циклу. За останні кілька десятиліть широкого поширення в астрофізиці набуло моделювання структури зірок з використанням обчислювальної техніки.

Енциклопедичний YouTube

1 / 5

✪ Зірки та зоряна еволюція (розповідає астрофізик Сергій Попов)

✪ Зірки та зоряна еволюція (розповідають Сергій Попов та Ілгоніс Вілкс)

✪ Еволюція зірок. Еволюція блакитного гіганта за 3 хвилини

✪ Сурдін В.Г. Зоряна еволюція Частина 1

✪ С. А. Ламзін - "Зоряна еволюція"

Субтитри

Термоядерний синтез у надрах зірок

Молоді зірки

p align="justify"> Процес формування зірок можна описати єдиним чином, але наступні стадії еволюції зірки майже повністю залежать від її маси, і лише в самому кінці еволюції зірки свою роль може зіграти її хімічний склад.

Молоді зірки малої маси

Молоді зірки малої маси (до трьох мас Сонця) [ ], що знаходяться на підході до головної послідовності, повністю конвективні, - процес конвекції охоплює все тіло зірки. Це ще по суті протозірки, в центрах яких тільки-но починаються ядерні реакції, і все випромінювання відбувається, в основному, через гравітаційне стискування. Доки гідростатична рівновага не встановиться, світність зірки зменшується при незмінній ефективної температури. На діаграмі Герцшпрунга-Рассела такі зірки формують майже вертикальний трек, званий треком Хаяші. У міру уповільнення стиску молода зірка наближається до головної послідовності. Об'єкти такого типу асоціюються із зірками  типу T Тельця.

У цей час у зірок масою більше 0,8 мас Сонця ядро ​​стає прозорим для випромінювання, і променисте перенесення енергії в ядрі стає переважним, оскільки конвекція все більше утруднюється все більшим ущільненням зіркової речовини. У зовнішніх шарах тіла зірки превалює конвективне перенесення енергії.

Про те, якими характеристиками в момент попадання на головну послідовність мають зірки меншої маси, достовірно невідомо, оскільки час знаходження цих зірок у розряді молодих перевищує вік Всесвіту [ ]. Всі уявлення про еволюцію цих зірок базуються лише на чисельних розрахунках та математичному моделюванні.

У міру стиснення зірки починає зростати тиск виродженого електронного газу та при досягненні певного радіусузірки стиск зупиняється, що призводить до зупинки подальшого зростання температури в ядрі зірки, що викликається стисненням, а потім і її зниження. Для зірок менше 0,0767 мас Сонця це не відбувається: енергії, що виділяється в ході ядерних реакцій, ніколи не вистачить, щоб врівноважити внутрішній тиск і гравітаційний стиск. Такі «недозірки» випромінюють енергії більше, ніж утворюється в процесі термоядерних реакцій, і відносяться до так званих коричневих карликів. Їхня доля - постійне стиснення, поки тиск виродженого газу не зупинить його, і, потім, поступове охолодження з припиненням всіх термоядерних реакцій, що почалися.

Молоді зірки проміжної маси

Молоді зірки проміжної маси (від 2 до 8 мас Сонця) [ ] якісно еволюціонують так само, як і їх менші сестри та брати, за тим винятком, що в них немає конвективних зон аж до головної послідовності.

Об'єкти цього асоціюються з т. зв. зірками Ae\Be Хербіга неправильними змінними спектрального класу B-F0. У них також спостерігаються диски та біполярні джети. Швидкість витікання речовини з поверхні, світність і ефективна температура істотно вище, ніж для Тельця, тому вони ефективно нагрівають і розсіюють залишки протозіркового хмари.

Молоді зірки з масою понад 8 сонячних мас

Зірки з такими масами вже мають характеристики нормальних зірок, оскільки пройшли всі проміжні стадії і змогли досягти такої швидкості ядерних реакцій, яка компенсувала втрати енергії на випромінювання, поки накопичувалася маса для досягнення гідростатичної рівноваги ядра. У цих зірок закінчення маси і світність настільки великі, що не просто зупиняють гравітаційний колапс зовнішніх областей молекулярної хмари, що ще не стали частиною зірки, але, навпаки, розганяють їх геть. Таким чином, маса зірки помітно менше маси протозіркового хмари. Швидше за все, цим і пояснюється відсутність у нашій галактиці зірок із масою більше, ніж близько 300 мас Сонця.

Середина життєвого циклу зірки

Серед зірок зустрічається широке різноманіття кольорів та розмірів. За спектральним класом вони варіюються від гарячих блакитних до холодних червоних, за масою - від 0,0767 до близько 300 Сонячних мас за останніми оцінками. Світність і колір зірки залежить від температури її поверхні, яка, своєю чергою, визначається її масою. Всі нові зірки «займають своє місце» на головній послідовності згідно зі своїм хімічним складом і масою. Йдеться, звісно, ​​йдеться про фізичному переміщенні зірки - лише її становищі на зазначеної діаграмі, залежить від властивостей зірки. Фактично переміщення зірки по діаграмі відповідає лише зміні параметрів зірки.

Термоядерне «горіння» речовини, що відновилося на новому рівні, стає причиною жахливого розширення зірки. Зірка «розпухає», стаючи дуже «пухкою», та її розмір збільшується приблизно 100 раз. Так зірка стає червоним гігантом, а фаза горіння гелію триває близько кількох мільйонів років. Практично всі червоні гіганти є змінними зірками.

Фінальні стадії зоряної еволюції

Старі зірки з малою масою

Нині достовірно невідомо, що відбувається з легкими зірками після виснаження запасу водню у надрах. Оскільки вік Всесвіту становить 13,7 мільярдів років, що недостатньо для виснаження запасу водневого палива в таких зірках, сучасні теорії ґрунтуються на комп'ютерному моделюванні процесів, що відбуваються в таких зірках.

Деякі зірки можуть синтезувати гелій лише в деяких активних зонах, що викликає їхню нестабільність і сильні зоряні вітри. У цьому випадку утворення планетарної туманності не відбувається, і зірка лише випаровується, стаючи навіть менше, ніж коричневий карлик [ ] .

Зірка з масою менше 0,5 сонячної не в змозі перетворювати гелій навіть після того, як у її ядрі припиняться реакції за участю водню, - маса такої зірки занадто мала для того, щоб забезпечити нову фазугравітаційного стиску до ступеня, достатнього для «запалювання» гелію. До таких зірок відносяться червоні карлики, такі як Проксима Центавра, термін перебування яких на головній послідовності становить від десятків мільярдів до десятків трильйонів років. Після припинення в їх ядрах термоядерних реакцій, вони, поступово остигаючи, продовжуватимуть слабо випромінювати в інфрачервоному та мікрохвильовому діапазонах електромагнітного спектра.

Зірки середнього розміру

При досягненні зіркою середньої величини (від 0,4 до 3,4 сонячних мас) [ ] фази червоного гіганта в її ядрі закінчується водень, і починаються реакції синтезу вуглецю з гелію. Цей процес йде за більш високих температур і тому потік енергії від ядра збільшується і, як наслідок, зовнішні шари зірки починають розширюватися. Початок синтезу вуглецю знаменує нову стадію в житті зірки і триває деякий час. Для зірки, за розміром близькою до Сонця, цей процес може тривати близько мільярда років.

Зміни у величині випромінюваної енергії змушують зірку пройти через періоди нестабільності, що включають зміни розміру, температури поверхні і випуск енергії. Випуск енергії зміщується у бік низькочастотного випромінювання. Все це супроводжується наростаючою втратою маси внаслідок сильних зоряних вітрів та інтенсивних пульсацій. Зірки, що у цій фазі, отримали назву «зірок пізнього типу» (також «зірки-пенсіонери»), OH-IR зірокабо світоподібних зірок, залежно від їх точних характеристик. Газ, що викидається, відносно багатий на вироби в надрах зірки важкими елементами, такими як кисень і вуглець . Газ утворює оболонку, що розширюється, і охолоджується в міру віддалення від зірки, уможливлюючи утворення частинок пилу і молекул. При сильному інфрачервоному випромінюванні зірки-джерела у таких оболонках формуються ідеальні умови для активації космічних мазерів.

Реакції термоядерного спалювання гелію дуже чутливі до температури. Іноді це призводить до великої нестабільності. Виникають сильні пульсації, які в результаті повідомляють зовнішнім шарам достатнє прискорення, щоб бути скинутими і перетворитися на планетарну туманність. У центрі такої туманності залишається оголене ядро ​​зірки, в якому припиняються термоядерні реакції, і воно, остигаючи, перетворюється на гелієвий білий карлик, як правило, що має масу до 0,5-0,6 Сонячних мас і діаметр порядку діаметра Землі.

Переважна більшість зірок, і Сонце у тому числі, завершують свою еволюцію, стискаючись доти, доки тиск вироджених електронів не врівноважить гравітацію. У цьому стані, коли розмір зірки зменшується в сотню разів, а щільність стає в мільйон разів вищою за щільність води, зірку називають білим карликом. Вона позбавлена ​​джерел енергії і, поступово остигаючи, стає невидимим чорним карликом.

У зірок масивніших, ніж Сонце, тиск вироджених електронів неспроможна зупинити подальше стиск ядра, і електрони починають «вдавлюватися» в атомні ядра , що перетворює протони на нейтрони , між якими немає сили електростатичного відштовхування. Така нейтронізація речовини призводить до того, що розмір зірки, яка тепер, фактично, є одним величезним атомним ядром, вимірюється кількома кілометрами, а щільність у 100 млн разів перевищує щільність води. Такий об'єкт називають нейтронною зіркою; його рівновага підтримується тиском виродженої нейтронної речовини.

Надмасивні зірки

Після того, як зірка з масою більшою, ніж п'ять Сонячних мас, входить до стадії червоного надгіганта, її ядро ​​під дією сил гравітації починає стискатися. У міру стиснення зростають температура та щільність, і починається нова послідовність термоядерних реакцій. У таких реакціях синтезуються все більш важкі елементи: гелій, вуглець, кисень, кремній та залізо, що тимчасово стримує колапс ядра.

В результаті в міру утворення все більш важких елементів Періодичної системи, з кремнію синтезується залізо-56. На цій стадії подальший екзотермічний термоядерний синтез стає неможливим, оскільки ядро ​​заліза-56 має максимальний дефект маси і утворення більш важких ядер з виділенням енергії неможливе. Тому коли залізне ядро ​​зірки досягає певного розміру, то тиск у ньому вже не в змозі протистояти вазі вищерозташованих шарів зірки, і відбувається негайний колапс ядра з нейтронізацією його речовини.

Те, що відбувається далі, поки що до кінця не ясно, але, в будь-якому випадку, процеси, що відбуваються в лічені секунди, призводять до вибуху наднової зірки неймовірної потужності.

Сильні струмені нейтрино і магнітне поле, що обертається, виштовхують більшу частину накопиченого зіркою матеріалу. [ ] - звані рассадочные елементи, включаючи залізо і більш легкі елементи. Малітія, що розлітається, бомбардується нейтронами, що вилітають із зіркового ядра, захоплюючи їх і тим самим створюючи набір елементів важче заліза, включаючи радіоактивні, аж до урану (а можливо, навіть до каліфорнії). Таким чином, вибухи наднових пояснюють наявність у міжзоряній речовині елементів важчих заліза, але це не є єдиним. можливий спосібїх утворення, що, наприклад, демонструють технецієві зірки.

Вибухова хвиля та струмені нейтрино забирають речовину геть від зірки, що вмирає [ ] у міжзоряне простір. Надалі, остигаючи і переміщаючись по космосу, цей матеріал надновий може зіткнутися з іншим космічним «утилем» і, можливо, брати участь в утворенні нових зірок, планет або супутників.

Процеси, що протікають при освіті наднової, досі вивчаються, і поки що в цьому питанні немає ясності. Також під питанням залишається момент, що насправді залишається від початкової зірки. Тим не менш, розглядаються два варіанти: нейтронні зірки та чорні дірки.

Нейтронні зірки

Відомо, що в деяких наднових сильна гравітація в надрах надгіганта змушує електрони поглинутися атомним ядром, де вони, зливаючись з протонами, утворюють нейтрони. Цей процес називається нейтронізацією. Електромагнітні сили, що поділяють прилеглі ядра, зникають. Ядро зірки тепер є щільною кулею з атомних ядер та окремих нейтронів.

Такі зірки, відомі, як нейтронні зірки, надзвичайно малі - трохи більше розміру великого міста, і мають неймовірно високу щільність. Період їх обігу стає надзвичайно малий у міру зменшення розміру зірки (завдяки збереженню моменту імпульсу). Деякі нейтронні зірки роблять 600 обертів на секунду. У деяких з них кут між вектором випромінювання та віссю обертання може бути таким, що Земля потрапляє в конус, що утворюється цим випромінюванням; в цьому випадку можна зафіксувати імпульс випромінювання, що повторюється через проміжки часу, що рівні періоду звернення зірки. Такі нейтронні зірки одержали назву «пульсари», і стали першими відкритими нейтронними зірками.

Чорні діри

Не всі зірки, пройшовши фазу вибуху наднової, стають нейтронними зірками. Якщо зірка має досить велику масу, то колапс такої зірки продовжиться, і самі нейтрони почнуть обрушуватися всередину, поки її радіус не стане менше радіусу Шварцшильда. Після цього зірка стає чорною діркою.

Існування чорних дірок було передбачено загальною теорією відносності. Відповідно до цієї теорії,

Кожен із нас хоча б раз у житті дивився у зоряне небо. Хтось дивився на цю красу, відчуваючи романтичні почуття, інший намагався зрозуміти, звідки береться ця краса. Життя в космосі, на відміну від життя на нашій планеті, протікає на іншій швидкості. Час у космічному просторіживе своїми категоріями, відстані та розміри у Всесвіті колосальні. Ми рідко замислюємося над тим, що на наших очах постійно відбувається еволюція галактик та зірок. Кожен об'єкт у безкрайньому космосі є наслідком певних фізичних процесів. У галактик, у зірок і навіть планет є основні фази розвитку.

Наша планета і ми всі залежимо від нашого світила. Як довго Сонце радуватиме нас своїм теплом, вдихаючи життя у Сонячну систему? Що чекає нас у майбутньому через мільйони та мільярди років? У зв'язку з цим цікаво більше дізнатися про те, які етапи еволюції астрономічних об'єктів, звідки беруться зірки і чим закінчується життя цих чудових світил у нічному небі.

Походження, народження та еволюція зірок

Еволюція зірок і планет, що населяють нашу галактику Чумацький шляхі весь Всесвіт, здебільшогонепогано вивчена. У космосі непорушно діють закони фізики, які допомагають зрозуміти походження космічних об'єктів. Спиратися в даному випадку прийнято на теорію Великого Вибуху, яка є домінантною доктриною про процес походження Всесвіту. Подія, що вразила світобудову і привела до формування всесвіту, за космічними мірками блискавично. Для космосу від народження зірки до її загибелі минають миті. Величезні відстані створюють ілюзію сталості Всесвіту. Зірка, що спалахнула вдалині, світить нам мільярди років, на той час її вже може і не бути.

Теорія еволюції галактики та зірок є розвитком теорії Великого Вибуху. Вчення про народження зірок та виникнення зоряних систем відрізняється масштабами того, що відбувається, і тимчасовими рамками, які, на відміну від Всесвіту в цілому, можна спостерігати сучасними засобаминауки.

Вивчаючи життєвий циклзірок можна з прикладу найближчого до нас світила. Сонце – одна із сотні трильйонів зірок у нашому полі зору. До того ж відстань від Землі до Сонця (150 млн. км) надає унікальну можливість вивчити об'єкт, не залишаючи меж. Сонячна система. Отримана інформація дозволить детально розібратися з тим, як влаштовані інші зірки, як швидко ці гігантські джерела тепла виснажуються, які стадії розвитку зірки і яким буде фінал цього блискучого життя — тихий і тьмяний, вибуховий.

Після Великого вибуху найдрібніші частинки сформували міжзоряні хмари, які стали «пологовим будинком» для трильйонів зірок. Характерно, що це зірки народжувалися одночасно і внаслідок стискування і розширення. Стиснення у хмарах космічного газу виникало під впливом власної гравітації та аналогічних процесів у нових зірок по сусідству. Розширення виникло внаслідок внутрішнього тиску міжзоряного газу та під дією магнітних полів усередині газової хмари. При цьому хмара вільно оберталася навколо свого центру мас.

Хмари газу, що утворилися після вибуху, на 98% складаються з атомарного та молекулярного водню та гелію. Тільки 2% у цьому масиві посідає пилові і тверді мікроскопічні частинки. Раніше вважалося, що в центрі будь-якої зірки лежить ядро ​​заліза, розпеченого до температури мільйона градусів. Саме цим аспектом і пояснювалася величезна маса світила.

У протистоянні фізичних силпереважали сили стиснення, оскільки світло, що виникає в результаті виділення енергії, не проникає всередину газової хмари. Світло разом з частиною енергії, що виділяється, поширюється назовні, створюючи всередині щільного скупчення газу мінусову температуру і зону низького тиску. Перебуваючи у такому стані, космічний газ стрімко стискається, вплив сил гравітаційного тяжіння призводить до того, що частки починають формувати зіркову речовину. Коли скупчення газу щільне, інтенсивне стиснення призводить до того, що утворюються зоряне скупчення. Коли розміри газової хмари незначні, стиск призводить до утворення одиночної зірки.

Коротка характеристика того, що відбувається, полягає в тому, що майбутнє світило проходить два етапи — швидкий і повільний стиск до стану протозірки. Говорячи простим і зрозумілою мовоюшвидке стиснення є падінням зіркової речовини до центру протозірки. Повільний стиск відбувається вже на тлі центру протозірки, що утворився. Протягом наступних сотень тисяч років нова освіта скорочується в розмірах, а її густота збільшується в мільйони разів. Поступово протозірка стає непрозорою через високу щільність зіркової речовини, а стиснення, що триває, запускає механізм внутрішніх реакцій. Зростання внутрішнього тиску і температур призводить до утворення у майбутньої зірки власного центрутяжкості.

У такому стані протозірка перебуває мільйони років, повільно віддаючи тепло та поступово стискаючись, зменшуючись у розмірах. В результаті вимальовуються контури нової зірки, а густина його речовини стає порівнянною з густиною води.

У середньому щільність нашої зірки становить 1,4 кг/см3 – практично така сама, як щільність води в Мертвому морі. У центрі Сонце має густину 100 кг/см3. Зоряна речовина знаходиться не в рідкому стані, а перебуває у вигляді плазми.

Під впливом величезного тиску і температури приблизно 100 мільйонів К починаються термоядерні реакції водневого циклу. Стиснення припиняється, маса об'єкта зростає, коли енергія гравітації перетворюється на термоядерне горіння водню. З цього моменту нова зірка, випромінюючи енергію, починає втрачати масу.

Вищеописаний варіант утворення зірки — лише примітивна схема, яка описує початковий етапеволюції та народження зірки. Сьогодні такі процеси в нашій галактиці і у всьому Всесвіті практично непомітні через інтенсивне виснаження зоряного матеріалу. За всю свідому історію спостережень за нашою Галактикою було відзначено лише поодинокі появи нових зірок. У масштабах Всесвіту ця цифра може бути збільшена в сотні та тисячі разів.

Більшість свого життя протозірки приховані від людського ока пиловою оболонкою. Випромінювання ядра можна спостерігати лише в інфрачервоному діапазоні, що є єдиною можливістю бачити народження зірки. Наприклад, у Туманності Оріона в 1967 році вчені-астрофізики в інфрачервоному діапазоні виявили нову зірку, температура випромінювання якої становила 700 градусів Кельвіна. Згодом з'ясувалося, що місцем народження протозірок є компактні джерела, які є не тільки в нашій галактиці, а й в інших віддалених від нас куточках Всесвіту. Крім інфрачервоного випромінюваннямісця народження нових зірок відзначені інтенсивними радіосигналами.

Процес вивчення та схема еволюції зірок

Весь процес пізнання зірок можна умовно поділити на кілька етапів. На початку слід визначити відстань до зірки. Інформація про те, наскільки далеко від нас знаходиться зірка, як довго йде від неї світло, дає уявлення про те, що відбувалося зі світилом протягом усього цього часу. Після того, як людина навчилася вимірювати відстань до далеких зірок, стало зрозуміло, що зірки – це те саме сонця, тільки різних розмірівта з різною долею. Знаючи відстань до зірки, за рівнем світла та кількістю випромінюваної енергії можна простежити процес термоядерного синтезу зірки.

Слідом за визначенням відстані до зірки можна за допомогою спектрального аналізу розрахувати хімічний склад світила та пізнати його структуру та вік. Завдяки появі спектрографа у вчених виявилася можливість вивчити природу світла зірок. Цим приладом можна визначити та виміряти газовий склад зіркової речовини, якою володіє зірка на різних етапах свого існування.

Вивчаючи спектральний аналіз енергії Сонця та інших зірок, вчені дійшли висновку, що еволюція зірок та планет має спільне коріння. Всі космічні тіла мають однотипний, подібний хімічний склад і походять з однієї і тієї ж матерії, що виникла внаслідок Великого Вибуху.

Зіркова речовина складається з тих же хімічних елементів(аж до заліза), як і наша планета. Різниця лише у кількості тих чи інших елементів та у процесах, що відбуваються на Сонці та всередині земної тверді. Це і відрізняє зірки від інших об'єктів у Всесвіті. Походження зірок слід розглядати в контексті іншої фізичної дисципліни — квантової механіки. За цією теорією, матерія, яка визначає зіркову речовину, складається з атомів, що постійно діляться. елементарних частинок, що створюють свій мікросвіт. У цьому світлі викликає інтерес структура, склад, будова та еволюція зірок. Як з'ясувалося, основна маса нашої зірки та багатьох інших зірок припадає лише на два елементи — водень та гелій. Теоретична модель, що описує будову зірки, дозволить зрозуміти їхню будову та головну відмінність від інших космічних об'єктів.

Головна особливість полягає в тому, що багато об'єктів у Всесвіті мають певний розмір та форму, тоді як зірка може у міру свого розвитку змінювати розмір. Гарячий газ є з'єднання атомів, слабко пов'язаних один з одним. Через мільйони років після формування зірки починається остигання поверхневого шару зіркової речовини. Більшість своєї енергії зірка віддає у космічний простір, зменшуючись чи збільшуючись у розмірах. Передача тепла та енергії походить з внутрішніх областей зірки до поверхні, впливаючи на інтенсивність випромінювання. Іншими словами, одна й та сама зірка в різні періоди свого існування виглядає по-різному. Термоядерні процеси на основі реакцій водневого циклу сприяють перетворенню легких атомів водню на більш важкі елементи- гелій та вуглець. На думку астрофізиків і вчених-ядерників, подібна термоядерна реакція є найефективнішою за кількістю тепла, що виділяється.

Чому термоядерний синтез ядра не закінчується вибухом такого реактора? Справа в тому, що сили гравітаційного поля в ньому можуть утримувати зіркову речовину в межах стабілізованого обсягу. З цього можна зробити однозначний висновок: будь-яка зірка є масивним тілом, яке зберігає свої розміри завдяки балансу між силами гравітації та енергією термоядерних реакцій. Результатом такої ідеальної природної моделі є джерело тепла, здатне працювати тривалий час. Передбачається, що перші форми життя Землі з'явилися 3 млрд. років тому вони. Сонце в ті далекі часи гріло нашу планету так само, як зараз. Отже, наша зірка мало чим змінилася, незважаючи на те, що масштаби випромінюваного тепла та сонячної енергіїколосальні – понад 3-4 млн. тонн кожну секунду.

Неважко підрахувати, скільки за всі роки свого існування наша зірка втратила у вазі. Це буде величезна цифра, проте через свою величезну масу і високу щільність такі втрати в масштабах Всесвіту виглядають незначними.

Стадії еволюції зірок

Доля світила залежить від вихідної маси зірки та її хімічного складу. Поки в ядрі зосереджено основні запаси водню, зірка перебуває у так званій головній послідовності. Щойно намітилася тенденція збільшення розмірів зірки, отже, вичерпався основне джерело для термоядерного синтезу. Розпочалася тривала фінальна дорога трансформації небесного тіла.

Світила, що утворилися у Всесвіті, спочатку діляться на три найпоширеніші типи:

• нормальні зірки (жовті карлики);
• зірки-карлики;
• зірки-гіганти.

Зірки з малою масою(Карлики) повільно спалюють запаси водню і проживають своє життя досить спокійно.

Таких зірок більшість у Всесвіті і до них належить наша зірка – жовтий карлик. З настанням старості жовтий карлик стає червоним гігантом чи надгігантом.

Виходячи з теорії походження зірок, процес формування зірок у Всесвіті не закінчився. Найкращі яскраві зіркиу нашій галактиці є не лише найбільшими, порівняно з Сонцем, а й наймолодшими. Астрофізики та астрономи називають такі зірки блакитними надгігантами. Зрештою, на них чекає та сама доля, яку переживають трильйони інших зірок. Спочатку стрімке народження, Блискуча і затяте життя, після якої настає період повільного згасання. Зірки такого розміру, як Сонце, мають тривалий життєвий цикл, перебуваючи у головній послідовності (в середній частині).

Використовуючи дані про масу зірки, можна уявити її еволюційний шлях розвитку. Наочна ілюстрація цієї теорії - еволюція нашої зірки. Ніщо не буває вічним. В результаті термоядерного синтезу водень перетворюється на гелій, отже, його початкові запаси витрачаються та зменшуються. Колись дуже не скоро ці запаси закінчаться. Зважаючи на те, що наше Сонце продовжує світити вже понад 5 млрд. років, не змінюючись у своїх розмірах, зрілий вік зірки ще може тривати приблизно такий самий період.

Виснаження запасів водню призведе до того, що під впливом гравітації ядро ​​сонця почне швидко стискатися. Щільність ядра стане дуже високою, внаслідок чого термоядерні процеси перемістяться в прилеглі до ядра шари. Подібний стан називається колапсом, який може бути спричинений проходженням термоядерних реакцій у верхніх шарах зірки. Внаслідок високого тиску запускаються термоядерні реакції за участю гелію.

Запасів водню та гелію у цій частині зірки вистачить ще на мільйони років. Ще дуже швидко виснаження запасів водню призведе до збільшення інтенсивності випромінювання, до збільшення розмірів оболонки і розмірів самої зірки. Як наслідок, наше Сонце стане дуже великим. Якщо уявити цю картину через десятки мільярдів років, то замість яскравого яскравого диска на небі висітиме гарячий червоний диск гігантських розмірів. Червоні гіганти - це природна фаза еволюції зірки, її перехідний стан у розряд змінних зірок.

Внаслідок такої трансформації скоротиться відстань від Землі до Сонця, тож Земля потрапить у зону впливу сонячної корони і почне «смажитися» в ній. Температура на поверхні планети зросте в десятки разів, що призведе до зникнення атмосфери та випаровування води. В результаті планета перетвориться на мляву кам'янисту пустелю.

Фінальні стадії еволюції зірок

Досягши фази червоного гіганта, нормальна зірка під впливом гравітаційних процесів стає білим карликом. Якщо маса зірки приблизно дорівнює масі нашого Сонця, всі основні процеси в ній відбуватимуться спокійно, без імпульсів та вибухових реакцій. Білий карлик довго вмиратиме, вигоряючи вщент.

У випадках, коли зірка спочатку мала масу більшу за сонячну в 1,4 рази, білий карлик не буде фінальною стадією. При значній масі всередині зірки починаються процеси ущільнення зіркової речовини на атомному, молекулярному рівні. Протони перетворюються на нейтрони, щільність зірки збільшується, а її розміри стрімко зменшуються.

Відомі науці нейтронні зірки мають діаметр 10-15 км. За таких малих розмірів нейтронна зірка має колосальну масу. Один кубічний сантиметр зіркової речовини може важити мільярди тонн.

У тому випадку, якщо ми мали справу з зіркою великої маси, фінальний етап еволюції набуває інших форм. Доля масивної зірки – чорна дірка – об'єкт із невивченою природою та непередбачуваною поведінкою. Величезна маса зірки сприяє збільшенню гравітаційних сил, що приводять у рух сили стиснення. Припинити цей процес неможливо. Щільність матерії зростає доти, доки перетворюється на нескінченність, утворюючи сингулярний простір (теорія відносності Ейнштейна). Радіус такої зірки в кінцевому підсумку дорівнюватиме нулю, ставши чорною діркою в космічному просторі. Чорних дірок було б значно більше, якби в космосі більшу частину простору займали масивні та надмасивні зірки.

Слід зазначити, що з трансформації червоного гіганта в нейтронну зірку чи чорну дірку, Всесвіт може пережити унікальне явище — народження нового космічного об'єкта.

Народження наднової – найвражаюча фінальна стадія еволюції зірок. Тут діє природний закон природи: припинення існування одного тіла дає початок новому життю. Період такого циклу, як народження наднової, переважно стосується масивних зірок. Витрати водню, що витратилися, призводять до того, що в процес термоядерного синтезу включається гелій і вуглець. Внаслідок цієї реакції тиск знову зростає, а в центрі зірки утворюється ядро ​​заліза. Під впливом найсильніших гравітаційних сил центр маси зміщується в центральну частинузірки. Ядро стає настільки важким, що не здатне протистояти своїй гравітації. Як наслідок, починається стрімке розширення ядра, що веде до миттєвого вибуху. Народження наднової - це вибух, ударна хвиляжахливої ​​сили, яскравий спалах у безмежних просторах Всесвіту.

Слід зазначити, що наше Сонце не є масивною зіркою, тому подібна доля її не загрожує, боятися такого фіналу і нашій планеті не варто. Найчастіше вибухи наднових відбуваються у далеких галактиках, із чим пов'язано їх досить рідкісне виявлення.

На закінчення

Еволюція зірок - це процес, який розтягнутий за часом на десятки мільярдів років. Наше уявлення про процеси, що відбуваються, — лише математична і фізична модель, теорія. Земний час є лише миттю у величезному часовому циклі, яким живе наш Всесвіт. Ми можемо лише спостерігати те, що відбувалося мільярди років тому, і припускати, з чим можуть зіткнутися наступні покоління землян.

Якщо у вас виникли питання – залишайте їх у коментарях під статтею. Ми чи наші відвідувачі з радістю відповімо на них