Termobranduolinė sintezė žvaigždžių viduje. Vėlesni metai ir žvaigždžių mirtis

Žvaigždžių evoliucija yra fiziškumo pasikeitimas. charakteristikos, vidinės struktūros ir chemija žvaigždžių sudėtis laikui bėgant. Svarbiausi E.Z. teorijos uždaviniai. - žvaigždžių susidarymo, jų stebimų charakteristikų pokyčių paaiškinimas, įvairių žvaigždžių grupių genetinio ryšio tyrimas, galutinės jų būsenos analizė.

Kadangi mums žinomoje Visatos dalyje maždaug. 98–99% stebimos medžiagos masės yra žvaigždėse arba perėjo žvaigždžių stadiją, paaiškino E. Z. yavl. viena iš svarbiausių astrofizikos problemų.

Nejudančioje būsenoje esanti žvaigždė yra dujų rutulys, esantis hidrostatinėje būsenoje. ir šiluminė pusiausvyra (t. y. gravitacinių jėgų veikimą subalansuoja vidinis slėgis, o energijos nuostolius dėl spinduliuotės kompensuoja žvaigždės žarnyne išsiskirianti energija, žr.). Žvaigždės „gimimas“ yra hidrostatinės pusiausvyros objekto, kurio spinduliavimą palaiko jo paties, susidarymas. energijos šaltiniai. Žvaigždės „mirtis“ yra negrįžtamas disbalansas, vedantis į žvaigždės sunaikinimą arba jos katastrofą. suspaudimas.

Gravitacinės izoliacijos energija gali vaidinti lemiamą vaidmenį tik tada, kai žvaigždės vidaus temperatūra yra nepakankama, kad branduolinė energija išsiskirtų energijos nuostoliams kompensuoti, o visa žvaigždė ar jos dalis turi susitraukti, kad išlaikytų pusiausvyrą. Šiluminės energijos išleidimas tampa svarbus tik išnaudojus branduolinės energijos atsargas. T.o., E.z. gali būti pavaizduotas kaip nuoseklus žvaigždžių energijos šaltinių pokytis.

Būdingas laikas E.z. per didelis, kad būtų galima tiesiogiai atsekti visą evoliuciją. Todėl pagrindinis E.Z. tyrimo metodas yavl. žvaigždžių modelių, apibūdinančių vidinius pokyčius, sekų konstravimas struktūros ir chemija žvaigždžių sudėtis laikui bėgant. Evoliucija. Tada sekos lyginamos su stebėjimo rezultatais, pavyzdžiui, su (G.-R.D.), kuriame apibendrinami daugybės žvaigždžių stebėjimai skirtinguose evoliucijos etapuose. Ypač svarbus vaidmuo tenka lyginant su G.-R.d. žvaigždžių spiečiams, nes visos spiečiaus žvaigždės turi tą pačią pradinę cheminę medžiagą. kompozicija ir susiformavo beveik vienu metu. Pasak G.-R.d. įvairaus amžiaus klasteriai, buvo galima nustatyti E.Z. kryptį. Evoliucija išsamiai. sekos apskaičiuojamos skaitiniu būdu sprendžiant masės, tankio, temperatūros ir šviesumo pasiskirstymą žvaigždėje apibūdinančią diferencialinių lygčių sistemą, prie kurios pridedami žvaigždžių medžiagos energijos išsiskyrimo ir neskaidrumo dėsniai bei lygtys, apibūdinančios cheminių savybių pokyčius. žvaigždžių kompozicija laikui bėgant.

Žvaigždės evoliucijos eiga daugiausia priklauso nuo jos masės ir pradinės chemijos. kompozicija. Žvaigždės sukimasis ir jos magnetinis laukas gali atlikti tam tikrą, bet ne esminį vaidmenį. srityje, tačiau šių veiksnių vaidmuo E.Z. dar nėra pakankamai ištirtas. Chem. Žvaigždės sudėtis priklauso nuo jos susiformavimo laiko ir nuo jos padėties galaktikoje formavimosi metu. Pirmosios kartos žvaigždės susidarė iš materijos, kurios sudėtį nulėmė kosmologija. sąlygos. Matyt, jame buvo maždaug 70% masės vandenilio, 30% helio ir nereikšminga deuterio ir ličio priemaiša. Pirmosios kartos žvaigždžių evoliucijos metu susidarė sunkieji elementai (po helio), kurie dėl medžiagų nutekėjimo iš žvaigždžių arba žvaigždžių sprogimų metu buvo išmesti į tarpžvaigždinę erdvę. Vėlesnių kartų žvaigždės susidarė iš medžiagos, turinčios iki 3-4% (masės) sunkiųjų elementų.

Tiesiausias požymis, kad žvaigždžių formavimasis galaktikoje vis dar vyksta, yra reiškinys. masyvių ryškių žvaigždžių spektro egzistavimas. O ir B klasės, kurių tarnavimo laikas negali viršyti ~ 10 7 metų. Žvaigždžių formavimosi greitis šiais laikais. epocha yra 5 per metus.

2. Žvaigždžių susidarymas, gravitacinio suspaudimo stadija

Pagal įprastą požiūrį, žvaigždės susidaro dėl gravitacijos jėgų. materijos kondensacija tarpžvaigždinėje terpėje. Reikalingas tarpžvaigždinės terpės padalijimas į dvi fazes – tankius šaltus debesis ir retesnę terpę su aukštesne temperatūra – gali įvykti dėl Rayleigh-Taylor terminio nestabilumo tarpžvaigždiniame magnetiniame lauke. lauke. Dujų-dulkių kompleksai su mase , būdingas dydis (10-100) vnt ir dalelių koncentracija n~10 2 cm -3 . iš tikrųjų stebimi dėl jų skleidžiamų radijo bangų. Tokiems debesims suspausti (griūti) reikia tam tikrų sąlygų: gravitacijos. debesies dalelės turi viršyti dalelių šiluminio judėjimo energijos, viso debesies sukimosi energijos ir magnetinio lauko sumą. debesų energija (Džinsų kriterijus). Jei atsižvelgiama tik į šiluminio judėjimo energiją, tada, atsižvelgiant į vienybės eilės koeficientą, džinsų kriterijus rašomas tokia forma: align="absmiddle" width="205" height="20">, kur yra debesies masė, T- dujų temperatūra K, n- dalelių skaičius 1 cm3. Su tipišku moderniu tarpžvaigždinių debesų temperatūra K gali sugriūti tik debesys, kurių masė ne mažesnė kaip . Džinsų kriterijus nurodo, kad faktiškai stebimo masių spektro žvaigždžių susidarymui dalelių koncentracija griūvančiuose debesyse turi siekti (10 3 -10 6) cm -3, t.y. 10-1000 kartų didesnis nei stebimas tipiškuose debesyse. Tačiau tokias dalelių koncentracijas galima pasiekti jau pradėjusių griūti debesų gelmėse. Iš to išplaukia, kad tai vyksta nuosekliai, keliais etapais. stadijos, masyvių debesų suskaidymas. Šis paveikslėlis natūraliai paaiškina žvaigždžių gimimą grupėmis – klasteriais. Tuo pačiu metu vis dar lieka neaiškūs klausimai, susiję su šilumos balansu debesyje, greičio lauku jame ir mechanizmu, lemiančiu fragmentų masės spektrą.

Sugriuvę žvaigždžių masės objektai vadinami protožvaigždės. Sferiškai simetriškos nesisukančios protožvaigždės žlugimas be magnetinio lauko. laukai apima keletą. etapai. Pradiniu laiko momentu debesis yra vienalytis ir izoterminis. Jis yra skaidrus sau. spinduliuotės, todėl žlugimas ateina su tūriniais energijos nuostoliais, Ch. arr. dėl dulkių šiluminės spinduliuotės pjūvis perduoda savo kinetiką. dujų dalelės energija. Vienalyčiame debesyje slėgio gradiento nėra ir suspaudimas prasideda laisvu kritimu su būdingu laiku, kur G- , - debesų tankis. Prasidėjus suspaudimui atsiranda retėjimo banga, garso greičiu judanti link centro ir nuo to laiko kolapsas vyksta greičiau ten, kur tankis didesnis, protožvaigždė suskirstoma į kompaktišką šerdį ir išplėstą apvalkalą, į kurį pagal dėsnį paskirstoma medžiaga. Kai dalelių koncentracija šerdyje pasiekia ~ 10 11 cm -3, ji tampa nepermatoma dulkių grūdelių IR spinduliuotei. Šerdyje išsiskirianti energija lėtai prasiskverbia į paviršių dėl spinduliuotės šilumos laidumo. Temperatūra pradeda kilti beveik adiabatiškai, dėl to padidėja slėgis, o šerdis tampa hidrostatiška. pusiausvyrą. Apvalkalas toliau krenta ant šerdies ir pasirodo jo periferijoje. Šerdies parametrai šiuo metu silpnai priklauso nuo bendros protožvaigždės masės: K. Didėjant šerdies masei dėl akrecijos, jos temperatūra kinta beveik adiabatiškai, kol pasiekia 2000 K, kai prasideda H 2 molekulių disociacija. . Dėl energijos suvartojimo disociacijai, o ne dėl kinetikos padidėjimo. dalelių energijos, adiabatinio indekso reikšmė tampa mažesnė nei 4/3, slėgio pokyčiai nepajėgia kompensuoti gravitacinių jėgų ir šerdis vėl griūva (žr.). Susiformuoja nauja šerdis su parametrais, apsupta amortizatoriaus priekio, ant kurio kaupiasi pirmosios šerdies likučiai. Panašus branduolio persitvarkymas vyksta su vandeniliu.

Tolesnis šerdies augimas apvalkalo materijos sąskaita tęsiasi tol, kol visa medžiaga nukrenta ant žvaigždės arba išsibarsto veikiama arba, jei šerdis yra pakankamai masyvi (žr.). Protosžvaigždės, turinčios būdingą apvalkalo materijos laiką t a >t kn, todėl jų šviesumą lemia griūvančių branduolių energijos išsiskyrimas.

Evoliucija. pastovios masės protožvaigždžių branduolių pėdsakai hidrostatinėje stadijoje. suspaudimai parodyti fig. 1. Mažos masės žvaigždėms, tuo momentu, kai susidaro hidrostatinis krūvis. pusiausvyra, sąlygos branduoliuose yra tokios, kad jiems perduodama energija. Skaičiavimai rodo, kad visiškai konvekcinės žvaigždės paviršiaus temperatūra yra beveik pastovi. Žvaigždės spindulys nuolat mažėja, nes ji ir toliau mažėja. Esant pastoviai paviršiaus temperatūrai ir mažėjant spinduliui, žvaigždės šviesumas taip pat turėtų kristi ant G.-R.D. Šis evoliucijos etapas atitinka vertikalias bėgių kelio dalis.

Tęsiant suspaudimą, temperatūra žvaigždės viduje didėja, materija tampa skaidresnė, o žvaigždės su align="absmiddle" width="90" height="17"> turi spinduliuojančias šerdis, tačiau apvalkalai išlieka konvekciniai. Mažiau masyvios žvaigždės lieka visiškai konvekcinės. Jų šviesumą reguliuoja plonas spinduliuojantis sluoksnis fotosferoje. Kuo žvaigždė masyvesnė ir kuo aukštesnė jos efektyvioji temperatūra, tuo didesnė jos spinduliavimo šerdis (žvaigždėse su align="absmiddle" width="74" height="17"> spinduliavimo šerdis pasirodo iš karto). Galiausiai beveik visa žvaigždė (išskyrus paviršiaus konvekcinę zoną žvaigždėms, turinčioms masę) pereina į spinduliuotės pusiausvyros būseną, kai visa šerdyje išsiskirianti energija perduodama spinduliuote.

3. Branduolinėmis reakcijomis pagrįsta evoliucija

Kai vandenilio kiekis šerdyje sumažėja iki 1%, žvaigždžių apvalkalų išsiplėtimas su align="absmiddle" width="66" height="17"> pakeičiamas bendru žvaigždės susitraukimu, būtinu energijos išsiskyrimui palaikyti. . Korpuso suspaudimas sukelia vandenilio kaitinimą sluoksnyje, esančiame šalia helio šerdies iki jo termobranduolinio degimo temperatūros, ir atsiranda sluoksninis energijos išsiskyrimo šaltinis. Žvaigždėse, turinčiose masę, kuriose ji mažiau priklauso nuo temperatūros ir energijos išsiskyrimo sritis nėra taip stipriai sutelkta link centro, bendro suspaudimo stadijos nėra.

E.z. po vandenilio išdegimo priklauso nuo jų masės. Svarbiausias veiksnys, įtakojantis masę turinčių žvaigždžių evoliucijos eigą . elektronų dujų degeneracija esant dideliam tankiui. Dėl didelio tankio kvantinių būsenų, turinčių mažą energiją, skaičius yra ribojamas dėl Pauli principo ir elektronai užpildo kvantinius lygius didele energija, gerokai viršydami savo šiluminio judėjimo energiją. Svarbiausia išsigimusių dujų savybė yra jų slėgis p priklauso tik nuo tankio: nereliatyvistiniam degeneracijai ir reliatyvistiniam išsigimimui. Elektronų dujų slėgis yra daug didesnis nei jonų slėgis. Tai išplaukia iš to, kas yra esminė E.Z. išvada: kadangi gravitacinė jėga, veikianti reliatyvistiškai išsigimusių dujų tūrio vienetą, priklauso nuo tankio taip pat, kaip ir slėgio gradientas, turi būti ribinė masė (žr.), kad ties align="absmiddle" width="66 " aukštis ="15"> elektronų slėgis negali neutralizuoti gravitacijos ir prasideda suspaudimas. Riboti svorį align="absmiddle" width="139" height="17">. Regiono, kuriame išsigimsta elektronų dujos, riba parodyta Fig. 3. Mažos masės žvaigždėse degeneracija atlieka pastebimą vaidmenį jau helio branduolių formavimosi procese.

Antrasis veiksnys, lemiantis E.z. vėlesniuose etapuose tai yra neutrinų energijos nuostoliai. Žvaigždžių gelmėse T~10 8 K pagrindinis. Gimimui svarbų vaidmenį atlieka: fotoneutrino procesas, plazmos virpesių kvantų (plazmonų) skilimas į neutrino-antineutrino poras (), elektronų-pozitronų porų naikinimas () ir (žr.). Svarbiausia neutrinų savybė yra ta, kad žvaigždės medžiaga jiems yra beveik skaidri ir neutrinai laisvai neša energiją nuo žvaigždės.

Helio šerdis, kurioje dar nesusidarė sąlygos heliui degti, yra suspausta. Temperatūra sluoksniuotame šaltinyje, esančiame greta šerdies, didėja, o vandenilio degimo greitis didėja. Poreikis perkelti padidėjusį energijos srautą veda prie apvalkalo išsiplėtimo, o tam išeikvojama dalis energijos. Kadangi žvaigždės šviesumas nesikeičia, jos paviršiaus temperatūra krenta, o ant G.-R.D. žvaigždė juda į regioną, kurį užima raudonieji milžinai. Žvaigždės restruktūrizavimo laikas yra dviem dydžiais mažesnis nei laikas, per kurį vandenilis perdega šerdyje, todėl tarp MS juostos ir raudonųjų supergigantų regiono yra mažai žvaigždžių . Sumažėjus apvalkalo temperatūrai, padidėja jo skaidrumas, dėl to atsiranda išorinė išvaizda. konvekcinė zona ir žvaigždės šviesumas didėja.

Energijos pašalinimas iš šerdies dėl išsigimusių elektronų šilumos laidumo ir neutrinų nuostolių žvaigždėse atitolina helio degimo momentą. Temperatūra pradeda pastebimai kilti tik tada, kai šerdis tampa beveik izoterminė. Degimo 4 Jis nustato E.Z. nuo to momento, kai energijos išsiskyrimas viršija energijos nuostolius dėl šilumos laidumo ir neutrininės spinduliuotės. Ta pati sąlyga galioja deginant visų kitų rūšių branduolinį kurą.

Nuostabi žvaigždžių branduolių, pagamintų iš išsigimusių dujų, aušinamų neutrinais, ypatybė yra „konvergencija“ – pėdsakų konvergencija, apibūdinanti tankio ir temperatūros santykį. Tcžvaigždės centre (3 pav.). Energijos išsiskyrimo greitis suspaudžiant šerdį nustatomas pagal medžiagos pridėjimo į ją greitį per sluoksnio šaltinį ir priklauso tik nuo šerdies masės tam tikros rūšies kurui. Šerdyje turi būti išlaikytas energijos įtekėjimo ir ištekėjimo balansas, todėl žvaigždžių šerdyje nusistovi vienodas temperatūros ir tankio pasiskirstymas. Iki to laiko, kai užsidega 4 He, branduolio masė priklauso nuo sunkiųjų elementų kiekio. Degeneruotų dujų branduoliuose 4 He degimas turi terminio sprogimo pobūdį, nes degimo metu išsiskirianti energija eina elektronų šiluminio judėjimo energijos didinimui, tačiau slėgis išlieka beveik nepakitęs kylant temperatūrai, kol elektronų šiluminė energija prilygsta išsigimusių elektronų dujų energijai. Tada degeneracija pašalinama ir šerdis sparčiai plečiasi – įvyksta helio blyksnis. Helio pliūpsnius greičiausiai lydi žvaigždžių medžiagos praradimas. , kur masyvios žvaigždės jau seniai baigė evoliuciją, o raudonieji milžinai turi masę, helio degimo stadijos žvaigždės yra horizontalioje G.-R.D.

Žvaigždžių su align="absmiddle" width="90" height="17"> helio branduoliuose dujos nėra išsigimusios, 4 Jis užsidega tyliai, tačiau šerdys taip pat plečiasi dėl didėjančio Tc. Masyviausiose žvaigždėse 4 He degimas vyksta net tada, kai jos yra aktyvios. mėlynieji supergigantai. Šerdies išsiplėtimas lemia mažėjimą T vandenilio sluoksnio šaltinio srityje, o žvaigždės šviesumas po helio sprogimo mažėja. Kad išlaikytų šiluminę pusiausvyrą, apvalkalas susitraukia, o žvaigždė palieka raudonųjų supergigantų sritį. Kai šerdyje esantis 4 He išsenka, šerdies suspaudimas ir apvalkalo plėtimasis vėl prasideda, žvaigždė vėl tampa raudona supermilžine. Susidaro sluoksniuotas 4 He degimo šaltinis, kuris dominuoja energijos išleidime. Vėl pasirodo išorinis. konvekcinė zona. Išdegus heliui ir vandeniliui, sluoksnio šaltinių storis mažėja. Plonas helio degimo sluoksnis pasirodo termiškai nestabilus, nes esant labai stipriam energijos išsiskyrimo temperatūrai jautrumui (), medžiagos šilumos laidumas yra nepakankamas šiluminiams trikdžiams degimo sluoksnyje užgesinti. Šiluminių protrūkių metu sluoksnyje vyksta konvekcija. Jei jis prasiskverbia į sluoksnius, kuriuose yra daug vandenilio, tada dėl lėto proceso ( s-procesas, žr.) sintetinami elementai, kurių atominė masė nuo 22 Ne iki 209 B.

Radiacijos slėgis dulkėms ir molekulėms, susidariusioms šaltuose, išsiplėtusiuose raudonųjų supergigantų apvalkaluose, sukelia nuolatinį medžiagos praradimą iki metų. Nuolatinis masės praradimas gali būti papildytas nuostoliais, atsirandančiais dėl sluoksnio degimo nestabilumo arba pulsacijų, dėl kurių gali išsiskirti vienas ar daugiau. kriauklės. Kai medžiagos kiekis virš anglies-deguonies šerdies tampa mažesnis už tam tikrą ribą, apvalkalas yra priverstas suspausti, kad degimo sluoksniuose būtų palaikoma temperatūra, kol suspaudimas bus pajėgus palaikyti degimą; žvaigždė G.-R.D. juda beveik horizontaliai į kairę. Šiame etape degimo sluoksnių nestabilumas taip pat gali sukelti apvalkalo išsiplėtimą ir medžiagos praradimą. Kol žvaigždė pakankamai karšta, ji stebima kaip branduolys su vienu ar daugiau. kriauklės. Kai sluoksnių šaltiniai pasislenka žvaigždės paviršiaus link tiek, kad temperatūra juose tampa žemesnė nei reikalinga branduoliniam degimui, žvaigždė atvėsta ir virsta balta nykštuke su , spinduliuojančia dėl joninio komponento šiluminės energijos suvartojimo. jo reikalas. Būdingas baltųjų nykštukų atšalimo laikas ~ 10 9 metai. Pavienių žvaigždžių, virstančių baltosiomis nykštukėmis, masių apatinė riba neaiški, ji vertinama 3–6. C žvaigždėse elektronų dujos išsigimsta anglies-deguonies (C,O-) žvaigždžių branduolių augimo stadijoje. Kaip ir žvaigždžių helio šerdyje, dėl neutrinų energijos nuostolių centre ir anglies degimo momentu C,O šerdyje vyksta sąlygų „konvergencija“. 12 C degimas tokiomis sąlygomis greičiausiai turi sprogimo pobūdį ir lemia visišką žvaigždės sunaikinimą. Visiškas sunaikinimas gali neįvykti, jei . Toks tankis pasiekiamas, kai šerdies augimo greitį lemia palydovinės medžiagos susikaupimas artimoje dvejetainėje sistemoje.

Pirma dalis ASTRONOMINIS PROBLEMOS ASPEKTAS

Ryžiai. 12. Globuliai difuziniame ūke

Kai protožvaigždė susitraukia, jos temperatūra pakyla ir nemaža dalis išsiskiriančios potencialios energijos išspinduliuojama į aplinkinę erdvę. Kadangi griūvančio dujų rutulio matmenys yra labai dideli, jo paviršiaus vieneto spinduliuotė bus nereikšminga. Kadangi spinduliuotės srautas paviršiaus vienetui yra proporcingas ketvirtajai temperatūros laipsniai (Stefano-Boltzmanno dėsnis), žvaigždės paviršiaus sluoksnių temperatūra yra santykinai žema, o jos šviesumas yra beveik toks pat kaip paprastos žvaigždės su ta pati masė. Todėl spektro ir šviesumo diagramoje tokios žvaigždės bus pagrindinės sekos dešinėje, t. Vėliau protožvaigždė ir toliau traukiasi. Jo matmenys mažėja, o paviršiaus temperatūra didėja, todėl spektras tampa vis „ankstyvesnis“. Taigi, judėdamas spektro-šviesumo diagrama, protožvaigždė gana greitai „atsės“ prie pagrindinės sekos. Šiuo laikotarpiu žvaigždžių vidaus temperatūra jau yra pakankama, kad ten prasidėtų termobranduolinės reakcijos. Tokiu atveju dujų slėgis būsimos žvaigždės viduje subalansuoja trauką ir dujų rutulys nustoja spausti. Protožvaigždė tampa žvaigžde. Prireikia palyginti nedaug laiko, kol protožvaigždės išgyvena šį ankstyviausią savo evoliucijos etapą. Jei, pavyzdžiui, protožvaigždės masė didesnė už Saulės, tai užtrunka vos kelis milijonus metų, jei mažiau – kelių šimtų milijonų metų. Kadangi protožvaigždžių evoliucijos laikas yra palyginti trumpas, šį ankstyviausią žvaigždžių vystymosi etapą sunku aptikti. Nepaisant to, tokioje stadijoje esančios žvaigždės, matyt, stebimos. Kalbame apie labai įdomias T Tauri žvaigždes, dažniausiai įterptas į tamsius ūkus. 1966 metais visai netikėtai atsirado galimybė stebėti protožvaigždes ankstyvose jų evoliucijos stadijose. Trečiame šios knygos skyriuje jau minėjome apie daugelio tarpžvaigždinėje terpėje esančių molekulių, visų pirma hidroksilo OH ir vandens garų H2O, atradimą radijo astronomijos būdu. Radijo astronomus labai nustebino, kai tyrinėjant dangų 18 cm bangos ilgiu, atitinkančiu OH radijo liniją, buvo aptikti ryškūs, itin kompaktiški (t. y. turintys mažus kampinius matmenis) šaltiniai. Tai buvo taip netikėta, kad iš pradžių jie net atsisakė patikėti, kad tokios ryškios radijo linijos gali priklausyti hidroksilo molekulei. Buvo iškelta hipotezė, kad šios linijos priklauso kažkokiai nežinomai medžiagai, kuriai iš karto buvo suteiktas „tinkamas“ pavadinimas „misteriumas“. Tačiau „mysterium“ labai greitai pasidalijo savo optinių „brolių“ – „ūko“ ir „koronos“ likimu. Faktas yra tas, kad daugelį dešimtmečių ryškių ūkų linijų ir saulės vainiko nebuvo galima identifikuoti su jokiomis žinomomis spektro linijomis. Todėl jie buvo priskirti tam tikriems hipotetiniams žemėje nežinomiems elementams - „ūkui“ ir „karūnai“. Nenusišypsokime nuolaidžiai mūsų amžiaus pradžios astronomų neišmanymui: juk tada dar nebuvo atominės teorijos! Fizikos raida nepaliko vietos Mendelejevo periodinėje sistemoje egzotiškiems „dangiškiems žmonėms“: 1927 m. buvo demaskuotas „ūkas“, kurio linijos buvo visiškai patikimai sutapatintos su „draudžiamomis“ jonizuoto deguonies ir azoto linijomis. 1939 -1941 m. Įtikinamai buvo įrodyta, kad paslaptingos „koronijos“ linijos priklauso daugybei jonizuotų geležies, nikelio ir kalcio atomų. Jei prireikė dešimtmečių, kad „atskleistų“ „ūką“ ir „kodoniją“, tai per kelias savaites po atradimo paaiškėjo, kad „misterio“ linijos priklauso įprastam hidroksilui, bet tik neįprastomis sąlygomis. Tolesni stebėjimai, visų pirma, atskleidė, kad „paslapties“ šaltiniai turi itin mažus kampinius matmenis. Tai buvo parodyta naudojant tuomet naują, labai veiksmingą tyrimo metodą, vadinamą „radijo interferometrija ant itin ilgų bazinių linijų“. Metodo esmė slypi tuo pačiu metu stebint šaltinius dviejuose radijo teleskopuose, esančiuose kelių tūkstančių km atstumu vienas nuo kito. Kaip paaiškėjo, kampinę skiriamąją gebą lemia bangos ilgio ir atstumo tarp radijo teleskopų santykis. Mūsų atveju ši reikšmė gali būti ~3x10 -8 rad arba kelios tūkstantosios lanko sekundės! Atkreipkite dėmesį, kad optinėje astronomijoje tokia kampinė skiriamoji geba vis dar visiškai nepasiekiama. Tokie stebėjimai parodė, kad yra mažiausiai trys „misterijos“ šaltinių klasės. Čia mus domina 1 klasės šaltiniai. Visi jie yra dujinių jonizuotų ūkų, tokių kaip garsusis Oriono ūkas, viduje. Kaip jau minėta, jų dydžiai yra itin maži, daug tūkstančių kartų mažesni už ūko dydį. Įdomiausia, kad jie turi sudėtingą erdvinę struktūrą. Apsvarstykite, pavyzdžiui, šaltinį, esantį ūke, vadinamame W3.

Ryžiai. 13. Keturių hidroksilo linijos komponentų profiliai

Fig. 13 paveiksle parodytas šio šaltinio skleidžiamos OH linijos profilis. Kaip matote, jį sudaro daugybė siaurų ryškių linijų. Kiekviena linija atitinka tam tikrą judėjimo greitį išilgai šią liniją skleidžiančio debesies matymo linijos. Šio greičio dydį lemia Doplerio efektas. Greičių skirtumas (ilgai matymo linijos) tarp skirtingų debesų siekia ~10 km/s. Aukščiau paminėti interferometriniai stebėjimai parodė, kad debesys, skleidžiantys kiekvieną liniją, nėra erdviškai suderinti. Paveikslėlis pasirodo taip: maždaug 1,5 sekundės dydžio srityje skirtingu greičiu juda apie 10 kompaktiškų debesų. Kiekvienas debesis skleidžia vieną konkrečią (dažnio) liniją. Debesų kampiniai matmenys yra labai maži, maždaug kelios tūkstantosios lanko sekundės. Kadangi atstumas iki W3 ūko yra žinomas (apie 2000 vnt), kampinius matmenis nesunkiai galima konvertuoti į tiesinius. Pasirodo, regiono, kuriame debesys juda, linijiniai matmenys yra 10 -2 pc, o kiekvieno debesies matmenys yra tik eilės tvarka didesni už atstumą nuo Žemės iki Saulės. Kyla klausimų: kokie tai debesys ir kodėl jie tiek daug skleidžia hidroksilo radijo linijose? Atsakymas į antrąjį klausimą buvo gautas gana greitai. Paaiškėjo, kad spinduliavimo mechanizmas yra gana panašus į tą, kuris stebimas laboratoriniuose mazeriuose ir lazeriuose. Taigi „misterio“ šaltiniai yra milžiniški, natūralūs kosminiai mazeriai, veikiantys hidroksilo linijos bangoje, kurios ilgis siekia 18 cm. Būtent mazeriuose (o optiniuose ir infraraudonuosiuose dažniuose – lazeriuose) yra didžiulis ryškumas. linija pasiekiama, o jos spektrinis plotis yra mažas. Kaip žinoma, spinduliuotės stiprinimas linijose dėl šio poveikio galimas, kai terpė, kurioje spinduliuotė sklinda, yra tam tikru būdu „įjungta“. Tai reiškia, kad tam tikras „išorinis“ energijos šaltinis (vadinamasis „siurbimas“) padidina atomų ar molekulių koncentraciją pradiniame (viršutiniame) lygyje neįprastai aukštą. Be nuolat veikiančio „siurbimo“ maserio ar lazerio neįmanoma. Kosminių maserių „siurbimo“ mechanizmo prigimties klausimas dar nėra visiškai išspręstas. Tačiau greičiausiai „siurbimą“ užtikrina gana galinga infraraudonoji spinduliuotė. Kitas galimas siurbimo mechanizmas gali būti tam tikros cheminės reakcijos. Verta nutraukti mūsų pasakojimą apie kosminius mazerius ir pagalvoti, su kokiais nuostabiais reiškiniais susiduria astronomai erdvėje. Vienas didžiausių mūsų audringo šimtmečio techninių išradimų, vaidinantis reikšmingą vaidmenį dabar vykstančioje mokslo ir technologijų revoliucijoje, lengvai įgyvendinamas natūraliomis sąlygomis ir, be to, didžiuliu mastu! Kai kurių kosminių mazerių radijo spinduliuotės srautas yra toks didelis, kad jį buvo galima aptikti net techniniu radijo astronomijos lygiu prieš 35 metus, t.y. dar prieš išrandant mazerius ir lazerius! Norėdami tai padaryti, jums „tik“ reikėjo žinoti tikslų OH radijo ryšio bangos ilgį ir domėtis problema. Beje, tai ne pirmas kartas, kai svarbiausios mokslinės ir techninės problemos, su kuriomis susiduria žmonija, realizuojamos natūraliomis sąlygomis. Termobranduolinės reakcijos, palaikančios Saulės ir žvaigždžių spinduliavimą (žr. toliau), paskatino kurti ir įgyvendinti projektus, skirtus Žemėje gaminti branduolinį „kurą“, kuris ateityje turėtų išspręsti visas mūsų energetines problemas. Deja, mes vis dar toli iki šios svarbiausios problemos, kurią gamta išsprendė „lengvai“. Prieš pusantro šimtmečio šviesos bangų teorijos įkūrėjas Fresnelis (žinoma, kita proga) pastebėjo: „Gamta juokiasi iš mūsų sunkumų“. Kaip matome, Fresnelio pastaba šiandien yra dar teisingesnė. Tačiau grįžkime prie kosminių maserių. Nors šių maserių „siurbimo“ mechanizmas dar nėra iki galo aiškus, naudojant maserio mechanizmą vis dar galima susidaryti apytikslį vaizdą apie fizines sąlygas debesyse, skleidžiančiuose 18 cm liniją. Visų pirma, pasirodo, kad šie debesys gana tankūs: viename kubiniame centimetre yra mažiausiai 10 8 -10 9 dalelių, o nemaža (o gal ir didžioji) jų dalis yra molekulės. Mažai tikėtina, kad temperatūra viršys du tūkstančius Kelvinų, greičiausiai ji yra apie 1000 Kelvinų. Šios savybės smarkiai skiriasi nuo net tankiausių tarpžvaigždinių dujų debesų savybių. Atsižvelgdami į santykinai mažą debesų dydį, netyčia darome išvadą, kad jie labiau primena išplėstą, gana šaltą supermilžinių žvaigždžių atmosferą. Labai tikėtina, kad šie debesys yra ne kas kita, kaip ankstyvas protožvaigždžių vystymosi etapas, iškart po jų kondensacijos iš tarpžvaigždinės terpės. Šį teiginį (kurį šios knygos autorius išsakė dar 1966 m.) patvirtina ir kiti faktai. Ūkuose, kuriuose stebimi kosminiai mazeriai, matomos jaunos, karštos žvaigždės (žr. toliau). Vadinasi, žvaigždžių formavimosi procesas ten neseniai baigėsi ir, greičiausiai, tęsiasi ir šiuo metu. Galbūt įdomiausia yra tai, kad, kaip rodo radijo astronomijos stebėjimai, tokio tipo kosminiai mazeriai yra tarsi „panardinti“ į mažus, labai tankius jonizuoto vandenilio debesis. Šiuose debesyse yra daug kosminių dulkių, todėl jų optiniame diapazone neįmanoma pastebėti. Tokius „kokonus“ jonizuoja jų viduje esanti jauna, karšta žvaigždė. Infraraudonųjų spindulių astronomija pasirodė esanti labai naudinga tiriant žvaigždžių formavimosi procesus. Iš tiesų, infraraudonųjų spindulių atveju tarpžvaigždinė šviesos sugertis nėra tokia reikšminga. Dabar galime įsivaizduoti tokį vaizdą: iš tarpžvaigždinės terpės debesies per jo kondensaciją susidaro keli skirtingos masės gumulėliai, kurie išsivysto į protožvaigždes. Evoliucijos greitis yra skirtingas: masyvesniems gumulams jis bus didesnis (žr. 2 lentelę toliau). Todėl masyviausias gumulas pirmiausia pavirs įkaitusia žvaigžde, o likusieji daugiau ar mažiau ilgai išliks protožvaigždės stadijoje. Stebime juos kaip maserio spinduliuotės šaltinius šalia „naujagimių“ karštų žvaigždžių, jonizuojančių „kokono“ vandenilį, kuris nesusikondensavo į gumulėlius. Žinoma, ši grubi schema bus toliau tobulinama ir, žinoma, joje bus padaryti reikšmingi pakeitimai. Tačiau faktas lieka faktu: netikėtai paaiškėjo, kad kurį laiką (greičiausiai gana trumpą laiką) naujagimiai protožvaigždės, vaizdžiai tariant, „rėkia“ apie savo gimimą, pasitelkę naujausius kvantinės radiofizikos metodus (t. y. mazerius)... 2 m. vėlesniais metais po kosminių mazerių atradimo ant hidroksilo (18 cm linija) - buvo nustatyta, kad tie patys šaltiniai vienu metu skleidžia (taip pat ir maserio mechanizmu) vandens garų liniją, kurios bangos ilgis yra 1,35 cm. „vandens“ mazeris yra dar didesnis nei „hidroksilo“ maseris. Debesys, skleidžiantys H2O liniją, nors ir yra tame pačiame mažame tūryje kaip ir „hidroksiliniai“ debesys, juda skirtingu greičiu ir yra daug kompaktiškesni. Neatmetama galimybė, kad artimiausiu metu bus aptiktos ir kitos maser linijos*. Taigi visai netikėtai radijo astronomija klasikinę žvaigždžių formavimo problemą pavertė stebėjimo astronomijos šaka**. Patekusi į pagrindinę seką ir nustojusi trauktis, žvaigždė spinduliuoja ilgą laiką, praktiškai nekeisdama savo padėties spektro-šviesumo diagramoje. Jo spinduliavimą palaiko termobranduolinės reakcijos, vykstančios centriniuose regionuose. Taigi pagrindinė seka yra tarsi geometrinė taškų vieta spektro-šviesumo diagramoje, kur žvaigždė (priklausomai nuo jos masės) dėl termobranduolinių reakcijų gali skleistis ilgą laiką ir tolygiai. Žvaigždės vietą pagrindinėje sekoje lemia jos masė. Pažymėtina, kad yra dar vienas parametras, nulemiantis pusiausvyrą spinduliuojančios žvaigždės padėtį spektro-šviesumo diagramoje. Šis parametras yra pradinė žvaigždės cheminė sudėtis. Jei sunkiųjų elementų santykinė gausa sumažės, žemiau esančioje diagramoje žvaigždė „nukris“. Būtent ši aplinkybė paaiškina subnykštukų sekos buvimą. Kaip minėta aukščiau, santykinis sunkiųjų elementų gausa šiose žvaigždėse yra dešimtis kartų mažesnė nei pagrindinės sekos žvaigždėse. Laikas, kurį žvaigždė lieka pagrindinėje sekoje, nustatomas pagal jos pradinę masę. Jei masė didelė, žvaigždės spinduliuotė turi milžinišką galią ir greitai išnaudoja vandenilio „kuro“ atsargas. Pavyzdžiui, pagrindinės sekos žvaigždės, kurių masė keliasdešimt kartų didesnė už Saulę (tai karšti mėlyni O spektrinės klasės milžinai), gali skleisti tolygiai, išlikdamos šioje sekoje tik kelis milijonus metų, o žvaigždės, kurių masė artima saulės, buvo pagrindinėje sekoje 10–15 milijardų metų. Žemiau yra lentelė. 2, pateikiant apskaičiuotą gravitacinio suspaudimo ir buvimo pagrindinėje sekoje trukmę skirtingų spektrinių klasių žvaigždėms. Toje pačioje lentelėje pateikiamos žvaigždžių masės, spindulių ir šviesumo reikšmės saulės vienetuose.

2 lentelė

Ryžiai. 14. Skirtingos masės žvaigždžių evoliucijos pėdsakai šviesumo ir temperatūros diagramoje

Ryžiai. 15. Hertzsprung-Russell diagrama žvaigždžių spiečiui NGC 2254

Ryžiai. 16. Hertzsprung – Russell diagrama rutuliniam spiečiui M 3. Išilgai vertikalios ašies – santykinis dydis

Atitinkamoje diagramoje aiškiai parodyta visa pagrindinė seka, įskaitant jos viršutinę kairę dalį, kurioje yra karštos masyvios žvaigždės (spalvos indeksas 0,2 atitinka 20 tūkst. K temperatūrą, t. y. B klasės spektrą). Rutulinis spiečius M3 yra „senas“ objektas. Aiškiai matyti, kad šiam klasteriui sukonstruotos pagrindinės sekos diagramos viršutinėje dalyje žvaigždžių beveik nėra. Tačiau M 3 raudonoji milžiniška šaka yra labai gausiai atstovaujama, o NGC 2254 raudonųjų milžinų yra labai mažai. Tai suprantama: senajame spiečiuje M 3 daug žvaigždžių jau „paliko“ iš pagrindinės sekos, o jauname spiečiuje NGC 2254 tai atsitiko tik su nedideliu skaičiumi santykinai masyvių, greitai besivystančių žvaigždžių. Pastebėtina, kad M 3 milžiniška atšaka kyla gana staigiai aukštyn, o NGC 2254 – beveik horizontali. Teoriniu požiūriu tai galima paaiškinti žymiai mažesniu sunkiųjų elementų kiekiu M 3. Ir iš tiesų, rutulinių spiečių žvaigždėse (taip pat ir kitose žvaigždėse, kurios koncentruojasi ne tiek į galaktikos plokštumą, kiek. link galaktikos centro), santykinė sunkiųjų elementų gausa yra nereikšminga. „Spalvų indekso - šviesumo“ diagramoje M 3 matoma dar viena beveik horizontali šaka. Diagramoje, sukurtoje NGC 2254, nėra panašios šakos. Teorija šios šakos atsiradimą paaiškina taip. Susitraukiančios tankios helio šerdies - raudonojo milžino - temperatūrai pasiekus 100-150 milijonų K, ten prasidės nauja branduolinė reakcija. Ši reakcija susideda iš anglies branduolio susidarymo iš trijų helio branduolių. Kai tik ši reakcija prasidės, branduolio suspaudimas sustos. Vėliau paviršiniai sluoksniai

žvaigždės padidina temperatūrą, o spektro ir šviesumo diagramoje esanti žvaigždė pasislinks į kairę. Būtent iš tokių žvaigždžių susidaro trečioji horizontali M 3 diagramos atšaka.

Ryžiai. 17. Santrauka Hertzsprung-Russell diagrama 11 žvaigždžių spiečių

Fig. 17 paveiksle schematiškai pavaizduota 11 grupių, iš kurių dvi (M 3 ir M 92) yra rutulinės, apibendrinta „spalvos ir šviesumo“ diagrama. Aiškiai matosi, kaip pagrindinės skirtingų klasterių sekos „lenkiasi“ į dešinę ir aukštyn, visiškai suderindamos su jau aptartomis teorinėmis sąvokomis. Iš pav. 17 galima iš karto nustatyti, kurie klasteriai yra jauni, o kurie seni. Pavyzdžiui, „dvigubas“ klasteris X ir h Perseus yra jaunas. Jame „išsaugota“ nemaža pagrindinės sekos dalis. M 41 klasteris yra senesnis, Hyades klasteris dar senesnis, o M 67 klasteris labai senas, kurio spalvų ir šviesumo diagrama labai panaši į panašią rutulinių spiečių M 3 ir M 92 diagramą. Tik milžiniškas rutulinių spiečių atšaka yra aukštesnė, atsižvelgiant į anksčiau aptartus cheminės sudėties skirtumus. Taigi stebėjimų duomenys visiškai patvirtina ir pagrindžia teorijos išvadas. Atrodytų, sunku tikėtis procesų teorijos stebėjimo patikrinimo žvaigždžių interjeruose, kuriuos nuo mūsų slepia didžiulis žvaigždžių materijos storis. Ir vis dėlto teorija čia nuolat stebima astronominių stebėjimų praktika. Reikėtų pažymėti, kad norint sudaryti daugybę spalvų ir šviesumo diagramų, stebėti astronomai pareikalavo didžiulio darbo ir radikalaus stebėjimo metodų tobulinimo. Kita vertus, žvaigždžių vidinės struktūros ir evoliucijos teorijos pažanga būtų neįmanoma be šiuolaikinės skaičiavimo technologijos, pagrįstos didelės spartos elektroninių skaičiavimo mašinų naudojimu. Tyrimai branduolinės fizikos srityje taip pat suteikė neįkainojamą paslaugą teorijai, kuri leido gauti kiekybines tų branduolinių reakcijų, kurios vyksta žvaigždžių viduje, charakteristikas. Neperdėdami galime teigti, kad žvaigždžių sandaros ir evoliucijos teorijos plėtojimas yra vienas didžiausių XX amžiaus antrosios pusės astronomijos laimėjimų. Šiuolaikinės fizikos raida atveria galimybę tiesiogiai stebėti žvaigždžių, o ypač Saulės, vidinės sandaros teoriją. Kalbame apie galimybę aptikti galingą neutrinų srautą, kurį turėtų skleisti Saulė, jei jos gelmėse vyktų branduolinės reakcijos. Gerai žinoma, kad neutrinai itin silpnai sąveikauja su kitomis elementariomis dalelėmis. Pavyzdžiui, neutrinas gali praskristi per visą Saulės storį beveik nesugerdamas, o rentgeno spinduliuotė gali prasiskverbti tik per kelis milimetrus saulės viduje esančios medžiagos be absorbcijos. Jei įsivaizduosime, kad galingas neutrinų spindulys su kiekvienos dalelės energija

Žvaigždžių evoliucija astronomijoje yra pokyčių seka, kurią žvaigždė patiria per savo gyvenimą, ty per šimtus tūkstančių, milijonus ar milijardus metų, kai ji spinduliuoja šviesą ir šilumą. Per tokį milžinišką laikotarpį pokyčiai yra gana reikšmingi.

Žvaigždės evoliucija prasideda milžiniškame molekuliniame debesyje, dar vadinamame žvaigždžių lopšiu. Daugumoje „tuščios“ erdvės galaktikoje iš tikrųjų yra nuo 0,1 iki 1 molekulės cm 3 . Molekulinio debesies tankis yra apie milijoną molekulių cm 3 . Tokio debesies masė 100 000–10 000 000 kartų viršija Saulės masę dėl savo dydžio: nuo 50 iki 300 šviesmečių.

Žvaigždės evoliucija prasideda milžiniškame molekuliniame debesyje, dar vadinamame žvaigždžių lopšiu.

Kol debesis laisvai sukasi aplink savo gimtosios galaktikos centrą, nieko neįvyksta. Tačiau dėl gravitacinio lauko nehomogeniškumo jame gali atsirasti trikdžių, dėl kurių gali susidaryti vietinė masės koncentracija. Tokie trikdžiai sukelia gravitacinį debesies griūtį. Vienas iš scenarijų, lemiančių tai, yra dviejų debesų susidūrimas. Kitas įvykis, sukeliantis griūtį, gali būti debesies prasiskverbimas per tankią spiralinės galaktikos ranką. Taip pat svarbus veiksnys gali būti netoliese esančios supernovos sprogimas, kurio smūgio banga didžiuliu greičiu susidurs su molekuliniu debesiu. Taip pat gali būti, kad galaktikos susiduria, o tai gali sukelti žvaigždžių formavimosi pliūpsnį, nes susidūrimo metu kiekvienoje galaktikoje suspaudžiami dujų debesys. Apskritai bet koks debesies masę veikiančių jėgų nehomogeniškumas gali paskatinti žvaigždžių formavimosi procesą.

bet koks debesies masę veikiančių jėgų nehomogeniškumas gali paskatinti žvaigždžių formavimosi procesą.

Šio proceso metu molekulinio debesies nehomogeniškumas susispaudžia veikiant savo gravitacijai ir palaipsniui įgaus rutulio formą. Suspaudus, gravitacinė energija virsta šiluma, o objekto temperatūra pakyla.

Kai temperatūra centre pasiekia 15–20 mln. K, prasideda termobranduolinės reakcijos ir sustoja suspaudimas. Objektas tampa visaverte žvaigžde.

Tolesni žvaigždės evoliucijos etapai beveik visiškai priklauso nuo jos masės ir tik pačioje žvaigždės evoliucijos pabaigoje gali turėti įtakos jos cheminė sudėtis.

Pirmasis žvaigždės gyvenimo etapas panašus į saulės – joje vyrauja vandenilio ciklo reakcijos.

Šioje būsenoje jis išlieka didžiąją savo gyvenimo dalį, būdamas pagrindinėje Hertzsprung-Russell diagramos sekoje, kol baigsis kuro atsargos jo šerdyje. Kai visas žvaigždės centre esantis vandenilis paverčiamas heliu, susidaro helio šerdis, o branduolio periferijoje tęsiasi termobranduolinis vandenilio degimas.

Mažos, šaltos raudonosios nykštukės pamažu sudegina savo vandenilio atsargas ir išlieka pagrindinėje sekoje dešimtis milijardų metų, o masiniai supermilžinai palieka pagrindinę seką praėjus kelioms dešimtims milijonų (o kai kurios – vos kelis milijonus) metų po susiformavimo.

Šiuo metu tiksliai nežinoma, kas nutinka šviesioms žvaigždėms, kai jų šerdyje išsenka vandenilio atsargos. Kadangi Visatos amžius yra 13,8 milijardo metų, o to nepakanka vandenilio kuro atsargoms tokiose žvaigždėse išeikvoti, šiuolaikinės teorijos remiasi kompiuteriniu tokiose žvaigždėse vykstančių procesų modeliavimu.

Remiantis teorinėmis koncepcijomis, kai kurios šviesios žvaigždės, prarasdamos materiją (žvaigždžių vėją), palaipsniui išgaruos, tapdamos vis mažesnės ir mažesnės. Kiti, raudonieji nykštukai, lėtai atvės per milijardus metų ir toliau skleis silpnus spindulius elektromagnetinio spektro infraraudonųjų spindulių ir mikrobangų diapazonuose.

Vidutinio dydžio žvaigždės, tokios kaip Saulė, pagrindinėje sekoje išlieka vidutiniškai 10 milijardų metų.

Manoma, kad Saulė vis dar yra ant jo, nes ji yra savo gyvavimo ciklo viduryje. Kai žvaigždės šerdyje pritrūksta vandenilio, ji palieka pagrindinę seką.

Kai žvaigždės šerdyje pritrūksta vandenilio, ji palieka pagrindinę seką.

Be slėgio, kuris atsirado termobranduolinių reakcijų metu ir subalansavo vidinę gravitaciją, žvaigždė vėl pradeda trauktis, kaip ir anksčiau formavimosi metu.

Temperatūra ir slėgis vėl pakyla, bet, skirtingai nei protožvaigždės stadijoje, į daug aukštesnį lygį.

Žlugimas tęsiasi tol, kol maždaug 100 milijonų K temperatūroje prasideda termobranduolinės reakcijos, kuriose dalyvauja helis, kurių metu helis virsta sunkesniais elementais (helis į anglį, anglis į deguonį, deguonis į silicį ir galiausiai – silicis į geležį).

Žlugimas tęsiasi tol, kol maždaug 100 milijonų K temperatūroje prasideda termobranduolinės reakcijos, kuriose dalyvauja helis.

Termobranduolinis materijos „deginimas“, atnaujintas naujame lygyje, sukelia siaubingą žvaigždės išsiplėtimą. Žvaigždė „išsipučia“, tampa labai „laisva“, o jos dydis padidėja maždaug 100 kartų.

Žvaigždė tampa raudona milžine, o helio degimo fazė trunka apie kelis milijonus metų.

Kas nutiks toliau, priklauso ir nuo žvaigždės masės.

Vidutinio dydžio žvaigždėse helio termobranduolinio degimo reakcija gali sukelti sprogstamą išorinių žvaigždės sluoksnių išsiskyrimą ir susidaryti planetinis ūkas. Žvaigždės šerdis, kurioje sustoja termobranduolinės reakcijos, atšąla ir virsta helio baltąja nykštuke, kurios masė paprastai yra iki 0,5–0,6 Saulės masės, o skersmuo – maždaug Žemės skersmens.

Masyvių ir supermasyvių žvaigždžių (kurių masė yra penkios ar daugiau saulės masės) procesai, vykstantys jų šerdyje, didėjant gravitaciniam suspaudimui, sukelia sprogimą. supernova su milžiniškos energijos išlaisvinimu. Sprogimą lydi didelės žvaigždės medžiagos masės išmetimas į tarpžvaigždinę erdvę. Vėliau ši medžiaga dalyvauja formuojant naujas žvaigždes, planetas ar palydovus. Dėl supernovų visa Visata, o ypač kiekviena galaktika, chemiškai vystosi. Po sprogimo likusi žvaigždės šerdis gali išsivystyti kaip neutroninė žvaigždė (pulsaras), jei žvaigždės vėlyvosios stadijos masė viršija Chandrasekharo ribą (1,44 Saulės masės), arba kaip juodoji skylė, jei žvaigždės masė viršija Oppenheimerio-Volkoffo ribą. (numatomos 2 ,5-3 Saulės masės vertės).

Žvaigždžių evoliucijos procesas Visatoje yra nenutrūkstamas ir cikliškas – senos žvaigždės išnyksta, o jų vietoje užsidega naujos.

Remiantis šiuolaikinėmis mokslinėmis koncepcijomis, iš žvaigždžių materijos susidarė elementai, reikalingi planetoms atsirasti ir gyvybei Žemėje. Nors nėra vieno visuotinai priimto požiūrio į tai, kaip atsirado gyvybė.

Žvaigždės, kaip ir žmonės, gali būti naujagimiai, jaunos, senos. Kiekvieną akimirką vienos žvaigždės miršta, o kitos susidaro. Paprastai jauniausi iš jų yra panašūs į Saulę. Jie yra formavimosi stadijoje ir iš tikrųjų yra protožvaigždės. Astronomai jas vadina T-Tauro žvaigždėmis pagal jų prototipą. Pagal savo savybes, pavyzdžiui, šviesumą, protožvaigždės yra kintamos, nes jų egzistavimas dar neįžengė į stabilią fazę. Daugelį jų supa daug medžiagos. Galingos vėjo srovės sklinda iš T tipo žvaigždžių.

Protosžvaigždės: jų gyvavimo ciklo pradžia

Jei materija nukrenta ant protožvaigždės paviršiaus, ji greitai sudega ir virsta šiluma. Dėl to protožvaigždžių temperatūra nuolat kyla. Kai ji pakyla taip aukštai, kad žvaigždės centre suveikia branduolinės reakcijos, protožvaigždė įgyja paprastos statusą. Prasidėjus branduolinėms reakcijoms, žvaigždė turi nuolatinį energijos šaltinį, kuris palaiko jos gyvybę ilgą laiką. Kiek truks žvaigždės gyvavimo ciklas Visatoje, priklauso nuo pradinio jos dydžio. Tačiau manoma, kad Saulės skersmens žvaigždės turi pakankamai energijos patogiai egzistuoti maždaug 10 milijardų metų. Nepaisant to, pasitaiko ir taip, kad net masyvesnės žvaigždės gyvena vos kelis milijonus metų. Taip yra dėl to, kad jie kurą sudegina daug greičiau.

Normalaus dydžio žvaigždės

Kiekviena iš žvaigždžių yra karštų dujų gumulas. Jų gelmėse nuolat vyksta branduolinės energijos gamybos procesas. Tačiau ne visos žvaigždės yra panašios į saulę. Vienas iš pagrindinių skirtumų yra spalva. Žvaigždės yra ne tik geltonos, bet ir melsvos bei rausvos spalvos.

Ryškumas ir šviesumas

Jie taip pat skiriasi tokiomis savybėmis kaip blizgesys ir ryškumas. Kiek ryški bus žvaigždė, stebima nuo Žemės paviršiaus, priklauso ne tik nuo jos šviesumo, bet ir nuo atstumo nuo mūsų planetos. Atsižvelgiant į jų atstumą nuo Žemės, žvaigždės gali turėti visiškai skirtingą ryškumą. Šis indikatorius svyruoja nuo vienos dešimtosios tūkstantosios Saulės spindesio iki šviesumo, prilygstamo daugiau nei milijonui Saulės.

Dauguma žvaigždžių yra apatinėje šio spektro dalyje, nes yra neryškios. Daugeliu atžvilgių Saulė yra vidutinė, tipiška žvaigždė. Tačiau, palyginti su kitais, jis turi daug didesnį ryškumą. Net plika akimi galima stebėti daugybę neryškių žvaigždžių. Žvaigždžių ryškumas skiriasi dėl jų masės. Spalvą, blizgesį ir ryškumo pokyčius laikui bėgant lemia medžiagos kiekis.

Bandoma paaiškinti žvaigždžių gyvavimo ciklą

Žmonės jau seniai bandė atsekti žvaigždžių gyvenimą, tačiau pirmieji mokslininkų bandymai buvo gana nedrąsūs. Pirmasis žingsnis buvo Lane'o dėsnio taikymas Helmholtzo-Kelvino gravitacinio susitraukimo hipotezei. Tai atnešė naują supratimą į astronomiją: teoriškai žvaigždės temperatūra turėtų didėti (jos indikatorius yra atvirkščiai proporcingas žvaigždės spinduliui), kol tankio padidėjimas sulėtins suspaudimo procesus. Tada energijos sąnaudos bus didesnės nei pajamos. Šiuo metu žvaigždė pradės greitai atvėsti.

Hipotezės apie žvaigždžių gyvenimą

Vieną iš pirminių hipotezių apie žvaigždės gyvavimo ciklą pasiūlė astronomas Normanas Lockyeris. Jis tikėjo, kad žvaigždės kyla iš meteorinės medžiagos. Be to, jo hipotezės nuostatos buvo pagrįstos ne tik teorinėmis astronomijos išvadomis, bet ir žvaigždžių spektrinės analizės duomenimis. Lockyeris buvo įsitikinęs, kad cheminiai elementai, dalyvaujantys dangaus kūnų evoliucijoje, susideda iš elementariųjų dalelių – „protoelementų“. Skirtingai nuo šiuolaikinių neutronų, protonų ir elektronų, jie turi ne bendrą, o individualų charakterį. Pavyzdžiui, pasak Lockyer, vandenilis skyla į vadinamąjį „protovandenilį“; geležis tampa „proto-geležimi“. Kiti astronomai taip pat bandė apibūdinti žvaigždės gyvavimo ciklą, pavyzdžiui, Jamesas Hopwoodas, Yakovas Zeldovičius, Fredas Hoyle'as.

Milžiniškos žvaigždės ir nykštukinės žvaigždės

Didesnės žvaigždės yra karščiausios ir ryškiausios. Paprastai jie yra balti arba melsvi. Nepaisant to, kad jie yra milžiniško dydžio, jų viduje esantis kuras sudega taip greitai, kad jų atimama vos per kelis milijonus metų.

Mažos žvaigždės, priešingai nei milžiniškos, paprastai nėra tokios ryškios. Jie yra raudonos spalvos ir gyvena pakankamai ilgai – milijardus metų. Tačiau tarp ryškių žvaigždžių danguje yra ir raudonų bei oranžinių. Pavyzdys yra žvaigždė Aldebaranas - vadinamoji „jaučio akis“, esanti Tauro žvaigždyne; o taip pat Skorpiono žvaigždyne. Kodėl šios šaunios žvaigždės gali konkuruoti ryškumu su karštomis žvaigždėmis, tokiomis kaip Sirijus?

Taip yra dėl to, kad jie kažkada labai išsiplėtė, o jų skersmuo pradėjo viršyti didžiules raudonas žvaigždes (supergiantus). Didžiulis plotas leidžia šioms žvaigždėms išmesti daugiau energijos nei Saulė. Taip yra nepaisant to, kad jų temperatūra yra daug žemesnė. Pavyzdžiui, Betelgeuse, esančios Oriono žvaigždyne, skersmuo yra kelis šimtus kartų didesnis už Saulės skersmenį. O paprastų raudonųjų žvaigždžių skersmuo dažniausiai nesiekia nė dešimtadalio Saulės dydžio. Tokios žvaigždės vadinamos nykštukais. Kiekvienas dangaus kūnas gali pereiti tokio tipo žvaigždžių gyvavimo ciklus – ta pati žvaigždė skirtingais savo gyvenimo tarpsniais gali būti ir raudonoji milžinė, ir nykštukė.

Paprastai tokie šviestuvai kaip Saulė palaiko savo egzistavimą dėl viduje esančio vandenilio. Žvaigždės branduolio viduje jis virsta heliu. Saulė turi didžiulį kuro kiekį, bet net ir jis nėra begalinis – per pastaruosius penkis milijardus metų buvo išnaudota pusė kuro.

Žvaigždžių gyvenimas. Žvaigždžių gyvenimo ciklas

Kai vandenilio atsargos žvaigždės viduje išsenka, įvyksta dideli pokyčiai. Likęs vandenilis pradeda degti ne jo šerdyje, o paviršiuje. Tuo pačiu metu žvaigždės gyvenimo trukmė vis trumpėja. Šiuo laikotarpiu žvaigždžių ciklas, bent jau dauguma jų, patenka į raudonojo milžino stadiją. Žvaigždės dydis tampa didesnis, o jos temperatūra, priešingai, mažėja. Taip atsiranda dauguma raudonųjų milžinų ir supergigantų. Šis procesas yra bendros žvaigždėse vykstančių pokyčių sekos, kurią mokslininkai vadina žvaigždžių evoliucija, dalis. Žvaigždės gyvavimo ciklas apima visas jo stadijas: galiausiai visos žvaigždės sensta ir miršta, o jų egzistavimo trukmę tiesiogiai lemia kuro kiekis. Didžiosios žvaigždės baigia savo gyvenimą didžiuliu įspūdingu sprogimu. Kuklesnės, atvirkščiai, miršta, pamažu susitraukdamos iki baltųjų nykštukų dydžio. Tada jie tiesiog išnyksta.

Kiek gyvena vidutinė žvaigždė? Žvaigždės gyvavimo ciklas gali trukti nuo mažiau nei 1,5 milijono metų iki 1 milijardo metų ar daugiau. Visa tai, kaip minėta, priklauso nuo jo sudėties ir dydžio. Tokios žvaigždės kaip Saulė gyvena nuo 10 iki 16 milijardų metų. Labai ryškios žvaigždės, kaip ir Sirijus, turi palyginti trumpą gyvenimą – vos kelis šimtus milijonų metų. Žvaigždės gyvavimo ciklo diagramą sudaro šie etapai. Tai molekulinis debesis – gravitacinis debesies griūtis – supernovos gimimas – protožvaigždės evoliucija – protožvaigždinės fazės pabaiga. Tada sekite etapus: jaunos žvaigždės stadijos pradžia - gyvenimo vidurys - branda - raudonojo milžino stadija - planetinis ūkas - baltojo nykštuko stadija. Paskutinės dvi fazės būdingos mažoms žvaigždėms.

Planetinių ūkų prigimtis

Taigi, trumpai apžvelgėme žvaigždės gyvavimo ciklą. Tačiau tai, kas iš didžiulio raudonojo milžino virsta baltąja nykštuke, kartais žvaigždės numeta išorinius sluoksnius, o tada išryškėja žvaigždės šerdis. Dujų apvalkalas pradeda švytėti veikiamas žvaigždės skleidžiamos energijos. Šis etapas gavo savo pavadinimą dėl to, kad šviečiantys dujų burbuliukai šiame apvalkale dažnai atrodo kaip diskai aplink planetas. Tačiau iš tikrųjų jie neturi nieko bendra su planetomis. Vaikų žvaigždžių gyvavimo ciklas gali apimti ne visas mokslines detales. Galima apibūdinti tik pagrindines dangaus kūnų evoliucijos fazes.

Žvaigždžių spiečiai

Astronomai mėgsta tyrinėti. Egzistuoja hipotezė, kad visi šviesuoliai gimsta grupėmis, o ne pavieniui. Kadangi žvaigždžių, priklausančių tam pačiam spiečiui, savybės yra panašios, skirtumai tarp jų yra teisingi, o ne dėl atstumo iki Žemės. Kad ir kokie pokyčiai įvyktų šiose žvaigždėse, jie atsiranda tuo pačiu metu ir vienodomis sąlygomis. Ypač daug žinių galima gauti tiriant jų savybių priklausomybę nuo masės. Juk spiečių žvaigždžių amžius ir atstumas nuo Žemės yra maždaug vienodi, todėl skiriasi tik šiuo rodikliu. Klasteriai bus įdomūs ne tik profesionaliems astronomams – kiekvienas mėgėjas mielai nusifotografuos ir pasigrožės išskirtinai gražiu jų vaizdu planetariume.

Trumpai panagrinėkime pagrindinius žvaigždžių evoliucijos etapus.

Žvaigždės fizinių savybių, vidinės struktūros ir cheminės sudėties pokyčiai laikui bėgant.

Materijos suskaidymas. .

Daroma prielaida, kad žvaigždės susidaro gravitaciniu būdu suspaudžiant dujų ir dulkių debesies fragmentus. Taigi vadinamieji rutuliukai gali būti žvaigždžių formavimosi vieta.

Rutuliukas yra tankus nepermatomas molekulinių dulkių (dujų ir dulkių) tarpžvaigždinis debesis, stebimas šviesių dujų ir dulkių debesų fone tamsiai apvalaus darinio pavidalu. Daugiausia susideda iš molekulinio vandenilio (H2) ir helio ( Jis ) su kitų dujų molekulių ir kietų tarpžvaigždinių dulkių grūdelių priemaiša. Dujų temperatūra rutulėje (daugiausia molekulinio vandenilio temperatūra) T≈ 10 ÷ 50K, vidutinis tankis n~ 10 5 dalelės/cm 3, tai yra keliomis eilėmis daugiau nei tankiausiuose įprastuose dujų ir dulkių debesyse, skersmuo D~ 0,1 ÷ 1 . Rutuliukų masė M≤ 10 2 × M ⊙ . Kai kuriuose rutuliuose jauno tipo T Jautis.

Debesis yra suspaustas dėl savo gravitacijos dėl gravitacijos nestabilumo, kuris gali atsirasti spontaniškai arba dėl debesies sąveikos su smūgio banga, kurią sukelia viršgarsinio žvaigždžių vėjo srautas iš kito netoliese esančio žvaigždžių formavimosi šaltinio. Yra ir kitų galimų gravitacinio nestabilumo priežasčių.

Teoriniai tyrimai rodo, kad tokiomis sąlygomis, kokios egzistuoja įprastuose molekuliniuose debesyse (T≈ 10 ÷ 30K ir n ~ 10 2 dalelės/cm 3), pradinė gali atsirasti debesų tūriuose, kurių masė M≥ 10 3 × M ⊙ . Tokiame griūvančiame debesyje galimas tolesnis suirimas į mažiau masyvius fragmentus, kurių kiekvienas taip pat bus suspaustas veikiamas savo gravitacijos. Stebėjimai rodo, kad Galaktikoje žvaigždžių formavimosi proceso metu gimsta ne viena, o grupė skirtingos masės žvaigždžių, pavyzdžiui, atviras žvaigždžių spiečius.

Suspaudus centrinėse debesies srityse, tankis didėja, todėl akimirka, kai šios debesies dalies medžiaga tampa nepermatoma savo spinduliuotei. Debesų gelmėse atsiranda stabilus tankus kondensatas, kurį astronomai vadina oh.

Medžiagos suskaidymas – tai molekulinio dulkių debesies suskaidymas į smulkesnes dalis, kurių tolesnė dalis lemia atsiradimą.

- astronominis objektas, esantis scenoje, iš kurio po kurio laiko (šį kartą saulės masei T~ 10 8 metų) susiformuoja normalus.

Toliau krintant medžiagai iš dujų apvalkalo ant šerdies (akkrecijos), pastarosios masė, taigi ir temperatūra, padidėja tiek, kad dujų ir spinduliavimo slėgis lyginamas su jėgomis. Branduolio glaudinimas sustoja. Darinį supa dujų ir dulkių apvalkalas, nepermatomas optinei spinduliuotei, leidžiantis tik infraraudonąją ir ilgesnio bangos ilgio spinduliuotei. Toks objektas (-kokonas) stebimas kaip galingas radijo ir infraraudonųjų spindulių šaltinis.

Toliau didėjant šerdies masei ir temperatūrai, šviesos slėgis sustabdo kaupimąsi, o apvalkalo liekanos išsibarsto kosminėje erdvėje. Atsiranda jaunas, kurio fizinės savybės priklauso nuo jo masės ir pradinės cheminės sudėties.

Pagrindinis besikuriančios žvaigždės energijos šaltinis, matyt, yra gravitacinio suspaudimo metu išsiskirianti energija. Ši prielaida išplaukia iš virialinės teoremos: stacionarioje sistemoje potencialios energijos suma E p visi sistemos nariai ir dviguba kinetinė energija 2 E į iš šių terminų yra lygus nuliui:

E p + 2 E k = 0. (39)

Teorema galioja dalelių sistemoms, judančioms ribotoje erdvės srityje veikiant jėgoms, kurių dydis atvirkščiai proporcingas atstumo tarp dalelių kvadratui. Iš to išplaukia, kad šiluminė (kinetinė) energija yra lygi pusei gravitacinės (potencialios) energijos. Žvaigždei susitraukus bendra žvaigždės energija mažėja, o gravitacinė: pusė gravitacinės energijos pokyčio iš žvaigždės palieka spinduliuojant, o dėl antrosios pusės žvaigždės šiluminė energija didėja.

Jaunos mažos masės žvaigždės(iki trijų saulės masių), kurios artėja prie pagrindinės sekos, yra visiškai konvekcinės; konvekcinis procesas apima visas žvaigždės sritis. Iš esmės tai yra protožvaigždės, kurių centre branduolinės reakcijos tik prasideda, o visa spinduliuotė atsiranda daugiausia dėl to. Dar nenustatyta, ar žvaigždė nyksta esant pastoviai efektyviai temperatūrai. Hertzsprung-Russell diagramoje tokios žvaigždės sudaro beveik vertikalią trasą, vadinamą Hayashi takeliu. Suspaudimui lėtėjant, jaunikliai artėja prie pagrindinės sekos.

Žvaigždei susitraukiant, pradeda didėti išsigimusių elektronų dujų slėgis, o pasiekus tam tikrą žvaigždės spindulį, suspaudimas sustoja, o tai lemia tolesnį suspaudimo sukeltos centrinės temperatūros augimą ir sustoja. tada iki jo sumažėjimo. Žvaigždėms, kurių Saulės masė mažesnė nei 0,0767, taip neįvyksta: branduolinių reakcijų metu išsiskiriančios energijos niekada neužtenka vidiniam slėgiui subalansuoti ir. Tokie „požvaigždžiai“ išskiria daugiau energijos, nei susidaro branduolinių reakcijų metu, ir yra priskiriami vadinamiesiems; jų likimas yra nuolatinis suspaudimas, kol išsigimusių dujų slėgis jį sustabdo, o tada laipsniškas atšalimas, kai baigiasi visos prasidėjusios branduolinės reakcijos..

Jaunos vidutinės masės žvaigždės (nuo 2 iki 8 kartų didesnės už Saulės masę) kokybiškai vystosi lygiai taip pat, kaip ir jų mažesnės seserys, tik iki pagrindinės sekos jos neturi konvekcinių zonų.

Žvaigždės, kurių masė didesnė nei 8 Saulės masėsjau turi įprastų žvaigždžių savybes, nes perėjo visas tarpines stadijas ir sugebėjo pasiekti tokį branduolinių reakcijų greitį, kad jos kompensuoja spinduliuotės prarastą energiją, kol kaupiasi šerdies masė. Masės nutekėjimas iš šių žvaigždžių yra toks didelis, kad ne tik sustabdo išorinių molekulinio debesies sričių, kurios dar netapo žvaigždės dalimi, griūtis, bet, priešingai, jas atšildo. Taigi gautos žvaigždės masė yra pastebimai mažesnė už protožvaigždinio debesies masę.

Pagrindinė seka

Žvaigždės temperatūra didėja, kol centriniuose regionuose pasiekia reikšmes, kurių pakanka termobranduolinėms reakcijoms, kurios vėliau tampa pagrindiniu žvaigždės energijos šaltiniu. Masyvioms žvaigždėms ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) yra vandenilio „degimas“ anglies cikle; Žvaigždžių, kurių masė yra lygi arba mažesnė už Saulės masę, energija išsiskiria protonų ir protonų reakcijoje. patenka į pusiausvyros stadiją ir užima vietą pagrindinėje Hertzsprung-Russell diagramos sekoje: didelės masės žvaigždė turi labai aukštą šerdies temperatūrą ( T ≥ 3 × 10 7 K ), energijos gamyba yra labai intensyvi, - pagrindinėje sekoje ji užima vietą virš Saulės ankstyvosios ( O … A , (F )); mažos masės žvaigždė turi palyginti žemą šerdies temperatūrą ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), energijos gamyba nėra tokia intensyvi, - pagrindinėje sekoje ji užima vietą šalia ar žemiau Saulės vėlyvoje (( F), G, K, M).

Pagrindinėje sekoje jis praleidžia iki 90% laiko, kurį gamta skiria savo egzistavimui. Laikas, kurį žvaigždė praleidžia pagrindinėje sekos stadijoje, taip pat priklauso nuo jos masės. Taip, su mase M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O arba B yra pagrindinės sekos stadijoje apie 10 7 metus, o raudonoji nykštukė K 5, kurios masė M ≈ 0,5 × M ⊙ yra pagrindinės sekos stadijoje maždaug 10 11 metų, tai yra laikas, panašus į Galaktikos amžių. Masyvios karštos žvaigždės greitai pereina į kitus evoliucijos etapus, o šaltosios nykštukės yra pagrindinėje sekos stadijoje per visą Galaktikos egzistavimą. Galima daryti prielaidą, kad raudonieji nykštukai yra pagrindinis Galaktikos populiacijos tipas.

Raudonasis milžinas (supergiantas).

Greitas vandenilio degimas masyvių žvaigždžių centriniuose regionuose lemia helio šerdies atsiradimą. Kai šerdyje yra kelių procentų vandenilio masės dalis, anglies reakcija, paverčianti vandenilį heliu, beveik visiškai sustoja. Šerdis susitraukia, todėl jo temperatūra pakyla. Dėl helio šerdies gravitacinio suspaudimo sukelto šildymo vandenilis „užsidega“ ir prasideda energijos išsiskyrimas ploname sluoksnyje, esančiame tarp šerdies ir išplėstinio žvaigždės apvalkalo. Apvalkalas plečiasi, žvaigždės spindulys didėja, efektyvi temperatūra mažėja ir didėja. „palieka“ pagrindinę seką ir pereina į kitą evoliucijos etapą - į raudonojo milžino stadiją arba, jei žvaigždės masė M > 10 × M ⊙ , į raudonojo supergianto stadiją.

Didėjant temperatūrai ir tankiui, helis pradeda „degti“ šerdyje. At T ~ 2 × 10 8 K ir r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 prasideda termobranduolinė reakcija, kuri vadinama trinare reakcija a - Procesas: iš trijų a - dalelės (helio branduoliai 4 Jis ) susidaro vienas stabilus anglies 12 C branduolys. Žvaigždės šerdies masėje M< 1,4 × M ⊙ тройной a -procesas veda į sprogstamą energijos išsiskyrimą – helio pliūpsnį, kuris konkrečiai žvaigždei gali pasikartoti kelis kartus.

Milžiniškos arba supermilžinės stadijos masyvių žvaigždžių centriniuose regionuose pakilus temperatūrai nuosekliai susidaro anglies, anglies-deguonies ir deguonies branduoliai. Išdegus angliui, įvyksta reakcijos, dėl kurių susidaro sunkesni cheminiai elementai, galbūt geležies branduoliai. Tolesnė masyvios žvaigždės evoliucija gali sukelti apvalkalo išstūmimą, žvaigždės kaip novos protrūkį arba vėliau susiformuoti objektai, kurie yra paskutinis žvaigždžių evoliucijos etapas: baltoji nykštukė, neutroninė žvaigždė ar juodoji skylė.

Paskutinė evoliucijos stadija – tai visų normalių žvaigždžių evoliucijos stadija po to, kai šios žvaigždės išeikvoja savo termobranduolinį kurą; termobranduolinių reakcijų, kaip žvaigždės energijos šaltinio, nutraukimas; žvaigždės perėjimas, priklausomai nuo jos masės, į baltosios nykštukės arba juodosios skylės stadiją.

Baltosios nykštukės yra paskutinis visų normalių žvaigždžių, kurių masė M, evoliucijos etapas< 3 ÷ 5 × M ⊙ šiems išnaudojus termobranduolinį kurą. Perėjęs raudonojo milžino (arba submilžino) etapą, jis nusimeta savo kiautą ir atskleidžia šerdį, kuri, vėsdama, tampa balta nykštuke. Mažas spindulys (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) ir balta arba baltai mėlyna spalva (T b.k ~ 10 4 K) nustatė šios klasės astronominių objektų pavadinimą. Baltosios nykštukės masė visada mažesnė nei 1,4×M⊙ - įrodyta, kad baltieji nykštukai su didelėmis masėmis negali egzistuoti. Baltųjų nykštukų, kurių masė yra panaši į Saulės masę, o dydis panašus į didžiųjų Saulės sistemos planetų dydžius, jų vidutinis tankis yra didžiulis: ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3, tai yra, 1 cm 3 baltosios nykštukinės medžiagos tūrio svoris sveria toną! Gravitacijos pagreitis ant paviršiaus g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (palyginti su pagreičiu Žemės paviršiuje – g ≈980 cm/s 2). Esant tokiai gravitacinei apkrovai vidiniams žvaigždės regionams, baltosios nykštukės pusiausvyros būseną palaiko išsigimusių dujų (daugiausia išsigimusių elektronų dujų, nes jonų komponento indėlis yra mažas) slėgis. Prisiminkime, kad dujos, kuriose nėra Maksvelo dalelių greičio pasiskirstymo, vadinamos išsigimusiomis. Tokiose dujose, esant tam tikroms temperatūros ir tankio vertėms, dalelių (elektronų), kurių greitis diapazone nuo v = 0 iki v = v max, skaičius bus toks pat. v max nustatomas pagal dujų tankį ir temperatūrą. Su baltojo nykštuko mase M b.k > 1,4 × M ⊙ didžiausias elektronų greitis dujose lyginamas su šviesos greičiu, išsigimusios dujos tampa reliatyvios ir jų slėgis nebeatlaiko gravitacinio suspaudimo. Nykštuko spindulys linkęs į nulį - jis „sugriūna“ į tašką.

Plona, ​​karšta baltųjų nykštukų atmosfera susideda arba iš vandenilio, o atmosferoje praktiškai nėra jokių kitų elementų; arba iš helio, o vandenilio atmosferoje yra šimtus tūkstančių kartų mažiau nei įprastų žvaigždžių atmosferoje. Pagal spektro tipą baltosios nykštukės priklauso spektrinėms klasėms O, B, A, F. Norint „atskirti“ baltąsias nykštukus nuo įprastų žvaigždžių, prieš žymėjimą (DOVII, DBVII ir kt.) dedama raidė D. pirmoji raidė angliškame žodyje Degenerate – degenerate). Baltosios nykštukės spinduliuotės šaltinis yra šiluminės energijos rezervas, kurį baltoji nykštukė gavo kaip pagrindinės žvaigždės šerdį. Daugelis baltųjų nykštukų paveldėjo iš savo tėvų stiprų magnetinį lauką, kurio intensyvumą H ~ 10 8 E. Manoma, kad baltųjų nykštukų skaičius sudaro apie 10% viso Galaktikos žvaigždžių skaičiaus.

Fig. 15 parodyta Sirijaus - ryškiausios žvaigždės danguje (α Canis Majoris; m) nuotrauka v = -1 m ,46; A1V klasė). Nuotraukoje matomas diskas yra fotografinio švitinimo ir šviesos difrakcijos ant teleskopo objektyvo pasekmė, tai yra, nuotraukoje nėra išspręstas pats žvaigždės diskas. Iš Sirijaus fotografinio disko sklindantys spinduliai yra šviesos srauto bangos fronto iškraipymo pėdsakai ant teleskopo optikos elementų. Sirijus yra 2,64 atstumu nuo Saulės, šviesa iš Sirijaus Žemę pasiekia per 8,6 metų – taigi, ji yra viena iš arčiausiai Saulės esančių žvaigždžių. Sirijus yra 2,2 karto masyvesnis už Saulę; jo M v = +1 m .43, tai yra, mūsų kaimynas išmeta 23 kartus daugiau energijos nei Saulė.

Nuotraukos išskirtinumas slypi tame, kad kartu su Sirijaus atvaizdu buvo galima gauti ir jo palydovo vaizdą - palydovas „švyti“ ryškiu tašku į kairę nuo Sirijaus. Sirijus – teleskopiškai: pats Sirijus žymimas raide A, o jo palydovas – raide B. Tariamas Sirijaus dydis yra B m v = +8 m .43, tai yra beveik 10 000 kartų silpnesnis už Sirijų A. Sirijaus B masė beveik lygi Saulės masei, spindulys yra apie 0,01 Saulės spindulio, paviršiaus temperatūra yra apie 12000K, bet Sirius B spinduliuoja 400 kartų mažiau nei Saulė. Sirius B yra tipiškas baltasis nykštukas. Be to, tai yra pirmasis baltasis nykštukas, kurį, beje, 1862 m. aptiko Alfvenas Clarke'as, vizualiai stebėdamas per teleskopą.

„Sirius A“ ir „Sirius B“ skrieja maždaug tuo pačiu metu su 50 metų periodu; atstumas tarp komponentų A ir B yra tik 20 AU.

Pagal taiklią V.M.Lipunovo pastabą, „jie „bręsta“ masyvių žvaigždžių (kurių masė didesnė nei 10) viduje.×M⊙ )". Žvaigždžių, kurios išsivysto į neutroninę žvaigždę, šerdys turi 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; termobranduolinių reakcijų šaltiniams išdžiūvus, o patronuojantis pliūpsnis išstumia didelę medžiagos dalį, šie branduoliai taps nepriklausomais žvaigždžių pasaulio objektais, pasižyminčiais labai specifinėmis savybėmis. Pirminės žvaigždės šerdies suspaudimas sustoja esant tankiui, panašiam į branduolio tankį (ρ n. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm 3). Esant tokiai masei ir tankiui, gimimo spindulys yra tik 10 ir susideda iš trijų sluoksnių. Išorinį sluoksnį (arba išorinę plutą) sudaro geležies atomų branduolių kristalinė gardelė ( Fe ) su galimu nedideliu kitų metalų atomų branduolių mišiniu; Išorinės plutos storis yra tik apie 600 m, o spindulys 10 km. Po išorine pluta yra kita vidinė kieta pluta, sudaryta iš geležies atomų ( Fe ), tačiau šie atomai yra per daug prisodrinti neutronų. Šios žievės storis≈ 2 km. Vidinė pluta ribojasi su skysta neutronine šerdimi, kurios fizikinius procesus lemia nepaprastos neutroninio skysčio savybės – supertakumas ir, esant laisviesiems elektronams bei protonams, superlaidumas. Gali būti, kad pačiame medžiagos centre gali būti mezonų ir hiperonų.

Jie greitai sukasi aplink ašį – nuo ​​vieno iki šimtų apsisukimų per sekundę. Toks sukimasis esant magnetiniam laukui ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Oe) dažnai sukelia stebimą žvaigždės spinduliuotės pulsavimo poveikį įvairiuose elektromagnetinių bangų diapazonuose. Vieną iš šių pulsarų matėme Krabo ūko viduje.

Iš viso sukimosi greičio nebepakanka dalelių išmetimui, todėl tai negali būti radijo pulsaras. Tačiau ji vis dar yra didelė, o aplinkinė neutroninė žvaigždė, užfiksuota magnetinio lauko, negali nukristi, tai yra, materijos akrecija nevyksta.

Akrektorius (rentgeno pulsaras). Sukimosi greitis sumažėja tiek, kad dabar niekas netrukdo medžiagai nukristi ant tokios neutroninės žvaigždės. Krisdama plazma juda išilgai magnetinio lauko linijų ir atsitrenkia į kietą paviršių polių srityje, įkaitindama iki dešimčių milijonų laipsnių. Iki tokios aukštos temperatūros įkaitinta medžiaga švyti rentgeno spindulių diapazone. Regionas, kuriame krintanti medžiaga sąveikauja su žvaigždės paviršiumi, yra labai maža – tik apie 100 metrų. Dėl žvaigždės sukimosi ši karštoji vieta periodiškai dingsta iš akių, o stebėtojas tai suvokia kaip pulsavimą. Tokie objektai vadinami rentgeno pulsarais.

Georotatorius. Tokių neutroninių žvaigždžių sukimosi greitis yra mažas ir netrukdo akrecijai. Tačiau magnetosferos dydis yra toks, kad plazmą sustabdo magnetinis laukas, kol ją užfiksuoja gravitacija.

Jei tai yra artimos dvejetainės sistemos komponentas, tada materija „siurbiama“ iš normalios žvaigždės (antrasis komponentas) į neutroninę žvaigždę. Masė gali viršyti kritinę (M > 3×M⊙ ), tada pažeidžiamas žvaigždės gravitacinis stabilumas, niekas negali atsispirti gravitaciniam suspaudimui ir „eina“ pagal jos gravitacinį spindulį.

r g = 2 × G × M/c 2, (40)

virsta „juodąja skyle“. Pateiktoje r g formulėje: M – žvaigždės masė, c – šviesos greitis, G – gravitacinė konstanta.

Juodoji skylė yra objektas, kurio gravitacinis laukas yra toks stiprus, kad nei dalelė, nei fotonas, nei joks materialus kūnas negali pasiekti antrojo kosminio greičio ir ištrūkti į kosmosą.

Juodoji skylė yra išskirtinis objektas ta prasme, kad joje vykstančių fizinių procesų prigimtis dar nėra prieinama teoriniam aprašymui. Juodųjų skylių egzistavimas išplaukia iš teorinių svarstymų; iš tikrųjų jos gali būti centriniuose rutulinių spiečių, kvazarų, milžiniškų galaktikų regionuose, įskaitant mūsų galaktikos centrą.