Всесвіт є постійно мінливим макросвітом, де кожен об'єкт, субстанція або матерія перебувають у стані трансформації та змін. Ці процеси тривають мільярди років. Порівняно із тривалістю людського життя цей незбагненний розумом тимчасовий відрізок часу величезний. У масштабах космосу ці зміни є досить швидкоплинними. Зірки, які ми зараз спостерігаємо на нічному небосхилі, були такими ж тисячі років тому, коли їх могли бачити єгипетські фараони, проте насправді весь цей час ні на секунду не припинялася зміна фізичних характеристик небесних світил. Зірки народжуються, живуть і неодмінно старіють — еволюція зірок йде своєю чергою.
Положення зірок сузір'я Велика Ведмедиця в різні історичні періоди в інтервалі 100 000 років тому - наш час і через 100 тис. років
Інтерпретація еволюції зірок з погляду обивателя
Для обивателя космос представляється світом спокою та безмовності. Насправді Всесвіт є гігантською фізичною лабораторією, де відбуваються грандіозні перетворення, під час яких змінюється хімічний склад, фізичні характеристики та будова зірок. Життя зірки триває доти, доки вона світить і віддає тепло. Однак такий блискучий стан не вічний. За яскравим народженням слідує період зрілості зірки, який неминуче закінчується старінням небесного тіла та його смертю.
Освіта протозірки з газопилової хмари 5-7 млрд років тому
Вся наша інформація про зірок сьогодні вміщується у рамки науки. Термодинаміка дає нам пояснення процесів гідростатичної та теплової рівноваги, в якому перебуває зоряна матерія. Ядерна і квантова фізика дозволяють зрозуміти складний процес ядерного синтезу, завдяки якому зірка існує, випромінюючи тепло і даруючи світло навколишньому простору. При народженні зірки формується гідростатична та теплова рівновага, що підтримується за рахунок власних джерел енергії. На заході блискучої зіркової кар'єри ця рівновага порушується. Настає черга незворотних процесів, результатом яких стає руйнування зірки або колапс - грандіозний процес миттєвої та блискучої смерті небесного світила.
Вибух наднової - яскравий фінал життя зірки, що народилася в перші роки існування Всесвіту
Зміна фізичних характеристик зірок зумовлена їхньою масою. На швидкість еволюції об'єктів впливає їх хімічний склад і до певної міри існуючі астрофізичні параметри - швидкість обертання та стан магнітного поля. Точно говорити про те, як все відбувається насправді, не можливе через величезну тривалість описуваних процесів. Швидкість еволюції, етапи трансформації залежать від часу народження зірки та її розташування у Всесвіті на момент народження.
Еволюція зірок з наукового погляду
Будь-яка зірка зароджується зі згустку холодного міжзоряного газу, який під дією зовнішніх та внутрішніх гравітаційних сил стискується до стану газової кулі. Процес стиснення газової субстанції не зупиняється на мить, супроводжуючись колосальним виділенням теплової енергії. Температура нової освіти зростає доти, доки не запускається термоядерний синтез. З цього моменту стиск зіркової матерії припиняється, досягнуто балансу між гідростатичним і тепловим станом об'єкта. Всесвіт поповнився новою повноцінною зіркою.
Головне зіркове паливо - атом водню внаслідок запущеної термоядерної реакції
У еволюції зірок важливе значення мають джерела теплової енергії. Промениста і теплова енергія, що випаровується в простір з поверхні зірки, поповнюються за рахунок охолодження внутрішніх шарів небесного світила. Термоядерні реакції, що постійно протікають, і гравітаційне стиснення в надрах зірки заповнюють втрату. Поки в надрах зірки є достатньо ядерне паливо, зірка світиться яскравим світлом і випромінює тепло. Як тільки процес термоядерного синтезу сповільнюється або припиняється зовсім, для підтримки теплової та термодинамічної рівноваги запускається механізм внутрішнього стиснення зірки. На цьому етапі об'єкт вже випромінює теплову енергію, що видно лише в інфрачервоному діапазоні.
З описаних процесів, можна дійти невтішного висновку, еволюція зірок є послідовну зміну джерел зоряної енергії. У сучасній астрофізиці процеси трансформації зірок можна розставити відповідно до трьох шкал:
- ядерна тимчасова шкала;
- тепловий відрізок життя зірки;
- динамічний відрізок (фінальний) життя світила.
У кожному окремому випадку розглядаються процеси, що визначають вік зірки, її фізичні характеристики та різновид загибелі об'єкта. Ядерна тимчасова шкала цікава до тих пір, поки об'єкт живиться за рахунок власних джерел тепла та випромінює енергію, що є продуктом ядерних реакцій. Оцінка тривалості цього етапу обчислюється шляхом визначення кількості водню, що перетвориться у процесі термоядерного синтезу на гелій. Чим більша маса зірки, тим більша інтенсивність ядерних реакцій і відповідно вища світність об'єкта.
Розміри та маса різних зірок, починаючи від надгіганта, закінчуючи червоним карликом
Теплова тимчасова шкала визначає етап еволюції, протягом якого зірка витрачає всю теплову енергію. Цей процес починається з того моменту, коли витратилися останні запаси водню та ядерні реакції припинилися. Для підтримки рівноваги об'єкта запускається процес стиснення. Зоряна матерія падає до центру. При цьому відбувається перехід кінетичної енергії до теплової енергії, що витрачається на підтримку необхідного температурного балансу всередині зірки. Частина енергії випаровується в космічний простір.
Враховуючи той факт, що світність зірок визначається їхньою масою, у момент стиснення об'єкта його яскравість у просторі не змінюється.
Зірка на шляху до головної послідовності
Формування зірки відбувається відповідно до динамічної тимчасової шкали. Зірковий газ вільно падає всередину до центру, збільшуючи щільність та тиск у надрах майбутнього об'єкта. Чим вище щільність у центрі газової кулі, тим більша температура всередині об'єкта. З цього моменту основною енергією небесного тіла стає тепло. Чим більша щільність і вища температура, тим більший тиск у надрах майбутньої зірки. Вільне падіння молекул та атомів припиняється, процес стиснення зоряного газу припиняється. Такий стан об'єкта зазвичай називають протозіркою. Об'єкт на 90% складається із молекулярного водню. При досягненні температури 1800К водень перетворюється на атомарний стан. У процесі розпаду витрачається енергія, підвищення температури сповільнюється.
Всесвіт на 75% складається з молекулярного водню, який у процесі формування протозірок перетворюється на атомарний водень — ядерне паливо зірки.
У такому стані тиск усередині газової кулі зменшується, тим самим даючи свободу силі стиснення. Така послідовність повторюється щоразу, коли спочатку іонізується весь водень, а потім настає черга іонізації гелію. При температурі 10⁵ До газ іонізується повністю, стиск зірки зупиняється, виникає гідростатична рівновага об'єкта. Подальша еволюція зірки відбуватиметься відповідно до теплової тимчасової шкали, набагато повільніше і послідовніше.
Радіус протозірки з початку формування скорочується з 100 а.е. до ¼ а.о. Об'єкт знаходиться в середині газової хмари. В результаті акреції частинок із зовнішніх областей хмари зоряного газу маса зірки постійно збільшуватиметься. Отже, температура всередині об'єкта зростатиме, супроводжуючи процес конвекції - перенесення енергії від внутрішніх шарів зірки до її зовнішнього краю. Згодом із зростанням температури в надрах небесного тіла конвекція змінюється променистим перенесенням, зсуваючись до поверхні зірки. У цей час світність об'єкта швидко збільшується, зростає і температура поверхневих шарів зіркової кулі.
Процеси конвекції і променисте перенесення у зірці, що знову утворилася, перед початком реакцій термоядерного синтезу
Наприклад, для зірок, у яких маса ідентична масі нашого Сонця, стиснення протозіркового хмари відбувається лише кілька сотень років. Щодо фінальної стадії утворення об'єкта, то конденсація зіркової матерії розтягується вже на мільйони років. Сонце рухається до головної послідовностідосить швидко, і цей шлях займе сотню мільйонів чи мільярди років. Інакше кажучи, що більше маса зірки, то більше вписувалося проміжок часу, витрачається формування повноцінної зірки. Зірка з масою в 15М рухатиметься шляхом до головної послідовності вже значно довше — близько 60 тис. років.
Фаза головної послідовності
Незважаючи на те, що деякі реакції термоядерного синтезу запускаються при більш низьких температурах, Основна фаза водневого горіння стартує при температурі 4 млн. градусів. З цього моменту розпочинається фаза головної послідовності. У справу входить нова форма відтворення зіркової енергії — ядерна. Кінетична енергія, що вивільняється в процесі стиснення об'єкта, відходить на другий план. Досягнута рівновага забезпечує довге і спокійне життя зірки, що опинилася у початковій фазі головної послідовності.
Розподіл і розпад атомів водню у процесі термоядерної реакції, що відбувається у надрах зірки
З цього моменту спостереження життям зірки чітко прив'язане до фазі головної послідовності, що є важливою частиною еволюції небесних світил. Саме цьому етапі єдиним джерелом зоряної енергії є результат горіння водню. Об'єкт перебуває у стані рівноваги. У міру витрати ядерного палива змінюється лише хімічний склад об'єкта. Перебування Сонця у фазі головної послідовності триватиме приблизно 10 млрд. років. Стільки часу знадобиться, щоб наше рідне світило витратило весь запас водню. Що ж до потужних зірок, їх еволюція відбувається швидше. Випромінюючи більше енергії, потужна зірка перебуває у фазі головної послідовності всього 10-20 млн. років.
Менш масивні зірки горять на нічному небосхилі значно довше. Так, зірка з масою 0,25 м перебуватиме у фазі головної послідовності десятки мільярдів років.
Діаграма Герцшпрунга – Рассела, що оцінює взаємозв'язок діапазону зірок зі своїми світністю. Крапки на діаграмі – розташування відомих зірок. Стрілки вказують зміщення зірок від головної послідовності до фаз гігантів і білих карликів.
Щоб уявити еволюцію зірок, досить поглянути на діаграму, що характеризує шлях небесного світила у головній послідовності. Верхня частина графіка виглядає менш насиченою об'єктами, оскільки саме тут зосереджені потужні зірки. Це розташування пояснюється їх нетривалим життєвим циклом. Зі відомих на сьогоднішній день зірок деякі мають масу 70М. Об'єкти, маса яких перевищує верхню межу - 100М, можуть взагалі не сформуватися.
У небесних світил, маса яких менша за 0,08М, немає можливості подолати критичну масу, необхідну для початку термоядерного синтезу і залишаються все своє життя холодними. Найменші протозірки стискаються та утворюють планетоподібні карлики.
Планетоподібний коричневий карлик у порівнянні з нормальною зіркою (наше Сонце) та планетою Юпітер
У нижній частині послідовності зосереджені об'єкти, де домінують зірки з масою, що дорівнює масі нашого Сонця і трохи більше. Уявною межею між верхньою та нижньою частиною головної послідовності є об'єкти, маса яких становить – 1,5М.
Наступні етапи еволюції зірок
Кожен із варіантів розвитку стану зірки визначається її масою та відрізком часу, протягом якого відбувається трансформація зоряної матерії. Однак Всесвіт є багатогранним і складним механізмом, тому еволюція зірок може йти іншими шляхами.
Мандруючи головною послідовністю, зірка з масою, приблизно рівною масі Сонця, має три основні варіанти маршруту:
- спокійно прожити своє життя і мирно спочивати в безмежних просторах Всесвіту;
- перейти у фазу червоного гіганта та повільно старіти;
- перейти в категорію білих карликів, спалахнути надновий і перетворитися на нейтронну зірку.
Можливі варіанти еволюції протозірок залежно від часу, хімічного складу об'єктів та їх маси
Після головної послідовності настає фаза гіганта. До цього часу запаси водню в надрах зірки повністю закінчуються, центральна область об'єкта є гелієвим ядром, а термоядерні реакція зміщуються до поверхні об'єкта. Під впливом термоядерного синтезу оболонка розширюється, тоді як маса гелієвого ядра зростає. Звичайна зірка перетворюється на червоного гіганта.
Фаза гіганта та її особливості
У зірок з невеликою масою щільність ядра стає колосальною, перетворюючи зіркову матерію на вироджений релятивістський газ. Якщо маса зірки трохи більша за 0,26М, зростання тиску і температури призводить до початку синтезу гелію, що охоплює всю центральну область об'єкта. З цього моменту температура зірки стрімко зростає. Головна особливість процесу у тому, що вироджений газ немає можливості розширюватися. Під впливом високої температури збільшується лише швидкість розподілу гелію, що супроводжується вибуховою реакцією. У такі моменти ми можемо спостерігати гелієвий спалах. Яскравість об'єкта збільшується у сотні разів, проте агонія зірки продовжується. Відбувається перехід зірки в новий стан, де всі термодинамічні процеси відбуваються в гелієвому ядрі та у розрядженій зовнішній оболонці.
Будова зірки головної послідовності сонячного типу та червоного гіганта з ізотермічним гелієвим ядром та шаровою зоною нуклеосинтезу
Такий стан є тимчасовим та не відрізняється стійкістю. Зоряна матерія постійно перемішується, при цьому значна її частина викидається в навколишній простір, утворюючи планетарну туманність. У центрі залишається гаряче ядро, яке називається білим карликом.
Для зірок великої маси перелічені процеси протікають негаразд катастрофічно. На зміну гелієвому горінню приходить ядерна реакція поділу вуглецю та кремнію. Зрештою зіркове ядро перетвориться на зіркове залізо. Фаза гіганта визначається масою зірки. Чим більша маса об'єкта, тим менша температура у його центрі. Цього явно замало запуску ядерної реакції поділу вуглецю та інших елементів.
Доля білого карлика – нейтронна зірка чи чорна діра
Опинившись у стані білого карлика, об'єкт перебуває у вкрай нестійкому стані. Ядерні реакції, що припинилися, призводять до падіння тиску, ядро переходить у стан колапсу. Енергія, що виділяється в даному випадку, витрачається на розпад заліза до атомів гелію, який далі розпадається на протони та нейтрони. Запущений процес розвивається зі стрімкою швидкістю. Колапс зірки характеризує динамічний відрізок шкали та займає за часом частку секунди. Займання залишків ядерного палива відбувається вибуховим чином, звільняючи в частки секунд колосальний обсяг енергії. Цього цілком достатньо, щоб підірвати верхні шари об'єкта. Фінальною стадією білого карлика є спалах надновий.
Ядро зірки починає хлопатися (ліворуч). Схлопування формує нейтронну зірку та створює потік енергії у зовнішні шари зірки (у центрі). Енергія, що виділяється в результаті скидання зовнішніх шарів зірки при спалаху наднової (праворуч).
Надщільне ядро, що залишилося, буде скупченням протонів і електронів, які стикаючись один з одним, утворюють нейтрони. Всесвіт поповнився новим об'єктом - нейтронною зіркою. Через високу щільність ядро стає виродженим, процес колапсування ядра зупиняється. Якби маса зірки була досить великою, колапс міг би продовжуватися доти, доки залишки зіркової матерії не впадуть остаточно в центрі об'єкта, утворюючи чорну дірку.
Пояснення фінальної частини еволюції зірок
Для нормальних рівноважних зірок описані процеси еволюції є малоймовірними. Однак існування білих карликів та нейтронних зірок доводить реальне існування процесів стиснення зоряної матерії. Незначна кількість подібних об'єктів у Всесвіті свідчить про швидкоплинність їхнього існування. Фінальний етап еволюції зірок можна у вигляді послідовного ланцюжка двох типів:
- нормальна зірка – червоний гігант – скидання зовнішніх шарів – білий карлик;
- масивна зірка – червоний надгігант – вибух наднової – нейтронна зірка чи чорна діра – небуття.
Схема еволюції зірок. Варіанти продовження життя зірок поза головною послідовністю.
Пояснити з погляду науки процеси, що відбуваються, досить важко. Вчені-ядерники сходяться на думці, що у випадку з фінальним етапом еволюції зірок ми маємо справу зі втомою матерії. Внаслідок тривалого механічного, термодинамічного впливу матерія змінює свої Фізичні властивості. Втомою зоряної матерії, виснаженої тривалими ядерними реакціями, можна пояснити появу виродженого електронного газу, його подальшу нейтронізацію та анігіляцію. Якщо всі перелічені процеси проходять від початку до кінця, зіркова матерія перестає бути фізичною субстанцією – зірка зникає у просторі, не залишаючи після себе нічого.
Міжзоряні бульбашки і газопилові хмари, що є місцем народження зірок, не можуть поповнюватися тільки за рахунок зірок, що зникли і вибухнули. Всесвіт і галактики перебувають у рівноважному стані. Постійно відбувається втрата маси, густина міжзоряного простору зменшується в одній частині космічного простору. Отже, в іншій частині Всесвіту створюються умови для створення нових зірок. Іншими словами, працює схема: якщо в одному місці вибуло певну кількість матерії, в іншому місці Всесвіту такий самий обсяг матерії з'явився в іншій формі.
На закінчення
Вивчаючи еволюцію зірок, ми приходимо до висновку, що Всесвіт є гігантським розрядженим розчином, в якому частина матерії трансформується в молекули водню, що є будівельним матеріаломдля зірок. Інша частина розчиняється у просторі, зникаючи зі сфери матеріальних відчуттів. Чорна діра у цьому сенсі є місцем переходу всього матеріального в антиматерію. Збагнути до кінця сенс того, що відбувається досить важко, особливо якщо при вивченні еволюції зірок робити ставку тільки на закони ядерної, квантової фізики та термодинаміки. До вивчення цього питання слід підключати теорію відносної ймовірності, яка допускає викривлення простору, що дозволяє трансформуватися однієї енергії на іншу, одного стану на інший.
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
✪ С. А. Ламзін - "Зоряна еволюція"
✪ Сурдін В.Г. Зоряна еволюція Частина 1
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 за постійної 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 з 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 і при досягненні певного радіусу зірки стиск зупиняється, що призводить до зупинки подальшого зростання температури в ядрі зірки, що викликається стисненням, а потім і до 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 точно так, як і їх менші сестри і 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, по масі - 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, природно, не про фізичному переміщенні зірки - лише про її становищі на зазначеній діаграмі, що залежить від параметрів 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 теоріїґрунтуються на комп'ютерному моделюванні процесів, що відбуваються у таких зірках.
Деякі зірки можуть синтезувати гелій лише в деяких активних зонах, що викликає їх нестабільність та 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 надто мала для того, щоб забезпечити нову фазу гравітаційного стиску до ступеня, достатньої 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 важкі елементи, такі 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 в тому числі, завершують свою 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 невидимим чорним карликом.
У зірок більш масивних, ніж Сонце, тиск вироджених електронів неспроможна зупинити подальше стиск ядра, і електрони починають «вдавлюватися» в атомні, 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 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 важче заліза, але це не є єдино можливий спосіб їх 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 - не більше розміру великого містаі 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 меншим за радіус Шварцшильда. Після цього зірка стає чорною діркою.
Існування чорних дірок було передбачено загальною теорією відносності. Відповідно до цієї теорії,
Внутрішнє життя зірки регулюється впливом двох сил: сили тяжіння, яка протидіє зірці, утримує її, і сили, що звільняється при ядерних реакціях, що відбуваються в ядрі. Вона, навпаки, прагне "виштовхнути" зірку в далекий простір. Під час стадій формування щільна та стисла зірка перебуває під сильним впливом гравітації. В результаті відбувається сильне нагрівання, температура сягає 10-20 мільйонів градусів. Цього достатньо для початку ядерних реакцій, внаслідок яких водень перетворюється на гелій.
Потім протягом тривалого періоду дві сили врівноважують один одного, зірка знаходиться в стабільному стані. Коли ядерне пальне ядра потроху вичерпується, зірка входить у фазу нестабільності, дві сили протистоїть. Для зірки настає критичний момент, в дію вступають різні чинники – температура, щільність, хімічний склад. На перше місце виступає маса зірки, саме від неї залежить майбутнє цього небесного тіла – або зірка спалахне, як наднова, або перетвориться на білого карлика, нейтронну зірку чи чорну дірку.
Як вичерпується водень
Тільки дуже великі серед небесних тіл (приблизно у 80 разів перевищують масу Юпітера) стають зірками, менші (приблизно у 17 разів менші за Юпітер) стають планетами. Є й тіла середньої маси, вони надто великі, щоб ставитися до класу планет, і надто маленькі й холодні для того, щоб у їхніх надрах відбувалися ядерні реакції, характерні для зірок.
Ці небесні тіла темного кольору мають слабку світність, їх досить складно розрізнити на небі. Вони отримали назву "коричневі карлики".
Отже, зірка формується з хмар, що з міжзоряного газу. Як зазначалося, досить тривалий час зірка перебуває у врівноваженому стані. Потім настає період нестабільності. Подальша долязірки залежить від різних факторів. Розглянемо гіпотетичну зірку невеликого розміру, маса якої становить від 01 до 4 сонячних мас. Характерною рисоюзірок, мають малу масу, відсутність конвекції у внутрішніх шарах, тобто. речовини, що входять до складу зірки, не змішуються, як це відбувається у зірок, які мають велику масу.
Це означає, що коли водень у ядрі закінчується, нових запасів цього елемента у зовнішніх шарах немає. Водень, згоряючи, перетворюється на гелій. Потроху ядро розігрівається, поверхневі шари дестабілізують власну структуру, і зірка, як можна бачити за діаграмою Г-Р, повільно виходить із фази Головної послідовності. У новій фазі щільність матерії всередині зірки підвищується, склад ядра дегенерує, в результаті з'являється особлива консистенція. Вона відрізняється від нормальної матерії.
Видозміна матерії
Коли видозмінюється матерія, тиск залежить тільки від щільності газів, а не від температури.
На діаграмі Герцшпрунга – Ресселла зірка зсувається праворуч, та був вгору, наближаючись до області червоних гігантів. Її розміри значно збільшуються і через це температура зовнішніх шарів падає. Діаметр червоного гіганта може сягати сотень мільйонів кілометрів. Коли наше увійде в цю фазу, воно "проковтне" або і Венеру, а якщо не зможе захопити і Землю, то розігріє її настільки, що життя на нашій планеті перестане існувати.
За час еволюції зірки температура її ядра підвищується. Спочатку відбуваються ядерні реакції, потім після досягнення оптимальної температури починається плавлення гелію. Коли це відбувається, раптове підвищення температури ядра викликає спалах, і зірка швидко переміщається у ліву частину діаграми Г-Р. Це так званий “helium flash”. У цей час ядро, що містить гелій, згоряє разом із воднем, що входить до складу оболонки, що оточує ядро. На діаграмі Г-Р ця стадія фіксується вправо просування по горизонтальній лінії.
Останні фази еволюції
При трансформації гелію у вуглець ядро видозмінюється. Його температура підвищується до того часу (якщо зірка велика), поки вуглець не почне горіти. Відбувається новий спалах. У будь-якому разі, під час останніх фаз еволюції зірки відзначається значна втрата її маси. Це може відбуватися поступово або різко, під час спалаху, коли зовнішні шари зірки лопаються, як великий міхур. В останньому випадку утворюється планетарна туманність - оболонка сферичної форми, що поширюється в космічному просторі зі швидкістю кілька десятків або навіть сотень км/сек.
Кінцева доля зірки залежить від маси, що залишилася після того, що відбувається в ній. Якщо вона під час всіх перетворень та спалахів викинула багато матерії і її маса не перевищує 1,44 сонячної маси, зірка перетворюється на білого карлика. Ця цифра зветься "ліміт Чандра - секара" на честь пакистанського астрофізика Субрахманьяна Чандрасекара. Це максимальна маса зірки, коли катастрофічний кінець може відбутися через тиск електронів у ядрі.
Після спалаху зовнішніх шарів ядро зірки залишається, і його поверхнева температура дуже висока близько 100 000 °К. Зірка рухається до лівого краю діаграми ГР і спускається вниз. Її світність зменшується, оскільки зменшуються розміри.
Зірка повільно сягає зони білих карликів. Це зірки невеликого діаметру (як наша), але що відрізняються дуже високою щільністю, у півтора мільйона разів більше щільностіводи. Кубічний сантиметр речовини, з якої складається білий карлик, на Землі б важив близько однієї тонни!
Білий карлик є кінцевою стадією еволюції зірки, без спалахів. Вона потроху остигає.
Вчені вважають, що кінець білого карлика проходить дуже повільно, принаймні від початку існування Всесвіту, схоже, жоден білий карлик не постраждав від “термічної смерті”.
Якщо ж зірка велика, і її маса більша за Сонце, вона спалахне, як наднова. Під час спалаху зірка може зруйнуватись повністю або частково. У першому випадку від неї залишиться хмара газу із залишковими речовинами зірки. У другому – залишається небесне тіло найвищої густини – нейтронна зірка або чорна діра.
Зоряна еволюція в астрономії – послідовність змін, яким зірка піддається протягом її життя, тобто протягом сотень тисяч, мільйонів чи мільярдів років, доки вона випромінює світло та тепло. протягом таких колосальних проміжків часу зміни виявляються дуже значними.
Еволюція зірки починається в гігантській молекулярній хмарі, також званій зоряною колискою. Більшість «порожнього» простору в галактиці насправді містить від 0,1 до 1 молекули на см 3 . Молекулярна хмара має щільність близько мільйона молекул на см 3 . Маса такої хмари перевищує масу Сонця в 100 000-10 000 000 разів завдяки своєму розміру: від 50 до 300 світлових років у поперечнику.
Еволюція зірки починається в гігантській молекулярній хмарі, також званій зоряною колискою.
Поки хмара вільно обертається навколо центру рідної галактики, нічого не відбувається. Однак через неоднорідність гравітаційного поля в ньому можуть виникнути збурення, що призводять до локальних концентрацій маси. Такі обурення викликають гравітаційний колапс хмари. Один із сценаріїв, що призводять до цього – зіткнення двох хмар. Іншою подією, що викликає колапс, може бути проходження хмари через щільний рукав спіральної галактики. Також критичним фактором може стати вибух навколишньої зірки, ударна хвиля якого зіткнеться з молекулярною хмарою на величезній швидкості. Крім того, можливе зіткнення галактик, здатне викликати сплеск зіркоутворення, у міру того, як газові хмари в кожній з галактик стискаються внаслідок зіткнення. Загалом будь-які неоднорідності в силах, що діють на масу хмари, можуть запустити процес зореутворення.
будь-які неоднорідності в силах, які діють масу хмари, можуть запустити процес звездообразования.
У ході протікання цього процесу неоднорідності молекулярної хмари стискатимуться під дією власного тяжіння і поступово набуватиме форми кулі. При стисканні енергія гравітації перетворюється на тепло, і температура об'єкта зростає.
Коли температура в центрі сягає 15–20 мільйонів К, починаються термоядерні реакції та стиск припиняється. Об'єкт стає повноцінною зіркою.
Наступні стадії еволюції зірки майже повністю залежить від її маси, і лише наприкінці еволюції зірки свою роль може зіграти її хімічний склад.
Перша стадія життя зірки подібна до сонячної – в ній домінують реакції водневого циклу.
У такому стані вона перебуває більшу частину свого життя, перебуваючи на головній послідовності діаграми Герцшпрунга - Расселла, поки не закінчаться запаси палива в її ядрі. Коли в центрі зірки весь водень перетворюється на гелій, утворюється ядро гелієве, а термоядерне горіння водню триває на периферії ядра.
Маленькі і холодні червоні карлики повільно спалюють запаси водню і залишаються на головній послідовності десятки мільярдів років, тоді як масивні надгіганти сходять з головної послідовності вже через кілька десятків мільйонів (а деякі лише через кілька мільйонів) років після формування.
Нині достовірно невідомо, що відбувається з легкими зірками після виснаження запасу водню у надрах. Оскільки вік всесвіту становить 13,8 мільярда років, що недостатньо для виснаження запасу водневого палива в таких зірках, сучасні теорії ґрунтуються на комп'ютерному моделюванні процесів, що відбуваються в таких зірках.
Згідно з теоретичними уявленнями, деякі з легких зірок, втрачаючи свою речовину (зоряний вітер), поступово випаровуватимуться, стаючи дедалі меншими. Інші – червоні карлики, повільно остигатимуть мільярди років, продовжуючи слабко випромінювати в інфрачервоному та мікрохвильовому діапазонах електромагнітного спектру.
Зірки середнього розміру, такі як Сонце, залишаються на головній послідовності загалом 10 мільярдів років.
Вважається, що Сонце все ще на ній, оскільки воно знаходиться у середині свого життєвого циклу. Щойно зірка виснажує запас водню у ядрі, вона залишає головну послідовність.
Щойно зірка виснажує запас водню у ядрі, вона залишає головну послідовність.
Без тиску, що виникав у ході термоядерних реакцій і врівноважував внутрішню гравітацію, зірка знову починає стискатися, як було раніше у її формування.
Температура і тиск знову зростають, але, на відміну від стадії протозірки, до більш високого рівня.
Колапс триває до тих пір, поки при температурі приблизно в 100 мільйонів К не почнуться термоядерні реакції за участю гелію, в ході яких відбувається перетворення гелію на більш важкі елементи (гелій – на вуглець, вуглець – на кисень, кисень – на кремній, і нарешті - Кремній в залізо).
Колапс триває доти, доки при температурі приблизно 100 мільйонів К не почнуться термоядерні реакції за участю гелію.
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.
Зірка стає червоним гігантом, а фаза горіння гелію триває близько кількох мільйонів років.
Те, що відбувається далі, також залежить від маси зірки.
У зірок середньої величини реакція термоядерного спалювання гелію може призводити до вибухового скидання зовнішніх шарів зірки з утворенням їх планетарної туманності. Ядро зірки, в якому припиняються термоядерні реакції, остигаючи, перетворюється на гелієвий білий карлик, який зазвичай має масу до 0,5-0,6 Сонячних мас і діаметр порядку діаметра Землі.
Для масивних і надмасивних зірок (з масою від п'яти Сонячних мас і більше) процеси, що відбуваються в їх ядрі, у міру наростання гравітаційного стиску призводять до вибуху наднової зіркиіз виділенням величезної енергії. Вибух супроводжується викидом значної маси речовини зірки у міжзоряний простір. Ця речовина надалі бере участь у освіті нових зірок, планет чи супутників. Саме завдяки надновому Всесвіту загалом і кожна галактика зокрема, хімічно еволюціонує. Ядро зірки, що залишилося після вибуху, може закінчити свою еволюцію як нейтронна зірка (пульсар), якщо маса зірки на пізніх стадіях перевищує межу Чандрасекара (1,44 Сонячної маси), або як чорна діра , якщо маса зірки перевищує межу Оппенгеймера - Волкова , 5-3 Сонячних мас).
Процес зоряної еволюції у Всесвіті безперервний і циклічний - згасають старі зірки, на зміну їм запалюються нові.
За сучасними науковими уявленнями, із зоряної речовини утворилися елементи, необхідних виникнення планет та життя Землі. Хоча єдиної загальноприйнятої точки зору на те, як виникло життя, поки що немає.
Як і будь-які тіла у природі, зірки теж можуть залишатися незмінними. Вони народжуються, розвиваються і, зрештою, «вмирають». Еволюція зірок займає мільярди років, а ось з приводу часу їхньої освіти точаться суперечки. Раніше астрономи вважали, що процес їхнього «народження» із зоряного пилу вимагає мільйони років, але нещодавно були отримані фотографії області неба зі складу Великої Туманності Оріону. За кілька років там виникло невелике
На знімках 1947 року в цьому місці було зафіксовано невелику групу зіркоподібних об'єктів. До 1954 деякі з них вже стали довгастими, а ще через п'ять років ці об'єкти розпалися на окремі. Так уперше процес народження зірок відбувався буквально на очах астрономів.
Давайте докладно розберемо, як проходить будова та еволюція зірок, з чого починається і чим закінчується їхнє нескінченне, за людськими мірками, життя.
Традиційно вчені припускають, що зірки утворюються внаслідок конденсації хмар газопилового середовища. Під дією гравітаційних сил з хмар, що утворилися, формується непрозора газова куля, щільна за своєю структурою. Його внутрішній тиск не може врівноважити стискаючі його гравітаційні сили. Поступово куля стискається настільки, що температура зоряних надр підвищується, і тиск гарячого газу всередині кулі врівноважує зовнішні сили. Після цього стиск припиняється. Тривалість цього процесу залежить від маси зірки і зазвичай становить від двох до кількох сотень мільйонів років.
Будова зірок передбачає дуже високу температуру в їх надрах, що сприяє безперервним термоядерним процесам (водень, який їх утворює, перетворюється на гелій). Саме ці процеси є причиною інтенсивного випромінювання зірок. Час, протягом якого вони витрачають наявний запас водню, визначається їх масою. Від цього залежить і тривалість випромінювання.
Коли запаси водню виснажуються, еволюція зірок підходить до етапу утворення. Це відбувається так. Після припинення виділення енергії гравітаційні сили починають стискати ядро. При цьому зірка значно збільшується у розмірах. Світність також зростає, оскільки процес триває, але тільки в тонкому шарі на межі ядра.
Цей процес супроводжується підвищенням температури гелієвого ядра, що стискається, і перетворенням ядер гелію в ядра вуглецю.
За прогнозами, наше Сонце може перетворитися на червоного гіганта за вісім мільярдів років. Радіус його при цьому збільшиться у кілька десятків разів, а світність зросте у сотні разів у порівнянні з нинішніми показниками.
Тривалість життя зірки, як зазначалося, залежить від її маси. Об'єкти з масою, яка менша за сонячну, дуже економно «витрачають» запаси свого, тому можуть світити десятки мільярдів років.
Еволюція зірок закінчується освітою Це з тими, яких маса близька до масі Сонця, тобто. не перевищує 1,2 від неї.
Гігантські зірки, як правило, швидко виснажують свій запас ядерного пального. Це супроводжується значною втратою маси, зокрема за рахунок скидання зовнішніх оболонок. У результаті залишається лише центральна частина, що поступово остигає, в якій ядерні реакції повністю припинилися. Згодом такі зірки припиняють своє випромінювання та стають невидимими.
Але іноді нормальна еволюція та будова зірок порушується. Найчастіше це стосується потужних об'єктів, що вичерпали всі види термоядерного палива. Тоді вони можуть перетворюватися на нейтронні, або чим більше вчені дізнаються про ці об'єкти, тим більше виникає нових питань.
