Žvaigždžių gimimas ir evoliucija: milžiniška visatos gamykla

Kiekvienas iš mūsų bent kartą gyvenime pažvelgė į žvaigždėtą dangų. Kažkas pažvelgė į šį grožį, patyręs romantiškus jausmus, kitas bandė suprasti, iš kur kilo šis grožis. Gyvenimas erdvėje, skirtingai nei mūsų planetos gyvenimas, teka kitokiu greičiu. Laikas erdvėje gyvena savo kategorijose, atstumai ir dydžiai visatoje yra milžiniški. Mes retai galvojame apie tai, kad mūsų akyse nuolat vystosi galaktikos ir žvaigždės. Kiekvienas begalinės erdvės objektas yra tam tikrų fizinių procesų rezultatas. Galaktikos, žvaigždės ir net planetos turi svarbiausius vystymosi etapus.

Žvaigždžių dangus

Mūsų planeta ir mes visi esame priklausomi nuo mūsų šviestuvo. Kiek ilgai saulė džiaugsis mūsų šiluma, įkvėpus gyvybę į saulės sistemą? Kas laukia mūsų ateityje milijonais metų? Šiuo atžvilgiu įdomu sužinoti daugiau apie astronominių objektų evoliucijos etapus, iš kurių kilo žvaigždės ir kaip baigiasi šių nuostabių šviesų gyvenimas naktiniame danguje.

Žvaigždžių kilmė, gimimas ir evoliucija

Žvaigždžių ir planetų, kurios gyvena mūsų Paukščių Tako galaktiką ir visą Visatą, evoliucija dažniausiai buvo gerai ištirta. Fizikos įstatymai, padedantys suprasti kosminių objektų kilmę, dirba nepaliaujamai erdvėje. Šiuo atveju remiamasi Didžiojo sprogimo teorija, kuri dabar yra dominuojanti doktrina apie Visatos kilmę. Įvykis, kuris sukrėtė visatą ir paskatino visatos formavimąsi erdvės standartais, žaibo greitai. Dėl erdvės, nuo žvaigždės gimimo iki mirties, praeina akimirkos. Dideli atstumai sukuria visatos pastovumo iliuziją. Žvaigždė, kuri blykčiojo atstumu, mus šviečia milijardus metų, tuo metu ji negali būti.

Didžiojo sprogimo teorija

Galaktikų ir žvaigždžių evoliucijos teorija yra Didžiojo sprogimo teorijos raida. Žvaigždžių gimimo doktrina ir žvaigždžių sistemų atsiradimas yra skirtingas masto ir laiko atžvilgiu, kuris, skirtingai nei visata, gali būti stebimas su šiuolaikinėmis mokslo priemonėmis.

Žvaigždės gyvavimo ciklo studijavimas galimas artimiausios šviesos pavyzdžiu. Saulė yra viena iš šimtų trilijonų žvaigždžių mūsų regėjimo lauke. Be to, atstumas nuo Žemės iki Saulės (150 mln. Km) suteikia unikalią galimybę ištirti objektą nepaliekant Saulės sistemos ribų. Gauta informacija leis išsamiai suprasti, kaip įrengtos kitos žvaigždės, kaip greitai išnaudojami šie milžiniški šilumos šaltiniai, kokie yra žvaigždės vystymosi etapai ir koks bus šio nuostabaus gyvenimo pabaiga - tylus ir tamsus ar putojantis, sprogus.

Po didžiojo sprogimo mažos dalelės suformavo tarpžvaigždinius debesis, kurie tapo „ligonine“ trilijonams žvaigždžių. Tai būdinga, kad visos žvaigždės gimė tuo pačiu metu dėl susitraukimo ir išsiplėtimo. Kompozicija kosminės dujos debesyse įvyko savo pačių gravitacijos ir panašių procesų įtakoje naujose žvaigždėse kaimynystėje. Išsiplėtimas atsirado dėl tarpžvaigždinių dujų vidaus slėgio ir veikiant magnetiniams laukams dujų debesyje. Tuo pačiu metu debesis sukasi laisvai aplink savo masės centrą.

Dujų debesis

Dujos debesys, susidarę po sprogimo, sudaro 98% atomo ir molekulinio vandenilio ir helio. Tik 2% šioje masyvo sudaro dulkes ir kietas mikroskopines daleles. Anksčiau buvo manoma, kad bet kurios žvaigždės centre yra geležies šerdis, šildoma iki milijono laipsnių temperatūros. Šis aspektas paaiškino didžiulę šviestuvo masę.

Fizinių jėgų opozicijoje vyrauja suspaudimo jėgos, nes šviesos, atsirandančios dėl energijos išsiskyrimo, nepatenka į dujų debesį. Šviesa, kartu su išmetama energija, plinta į išorę, sukuria neigiamą temperatūrą ir žemo slėgio zoną tankioje dujų kaupimosi vietoje. Esant tokiai būsenai, kosminė dujos yra greitai suspaustos, gravitacinio traukos jėgų įtaka lemia tai, kad dalelės pradeda formuotis žvaigžde. Kai dujų klasteris yra tankus, intensyvus suspaudimas lemia žvaigždės klasterio formavimąsi. Kai dujų debesies dydis yra nereikšmingas, suspaudimas lemia vienos žvaigždės formavimąsi.

Vienos žvaigždės formavimas

Trumpas to, kas vyksta, aprašymas yra tas, kad žvaigždės ateitis eina per du etapus - greitas ir lėtas suspaudimas prie protostaro būklės. Kalbant paprasta ir suprantama kalba, greitas suspaudimas yra žvaigždžių medžiagos kritimas į protostaro centrą. Lėtas suspaudimas vyksta formuojamo protostaro centro fone. Per artimiausius šimtus tūkstančių metų naujas formavimas sumažėja, o jo tankis didėja milijonais kartų. Palaipsniui protostaras tampa nepermatomas dėl didelio žvaigždžių tankio, o nuolatinis suspaudimas sukelia vidinių reakcijų mechanizmą. Vidaus slėgio ir temperatūros augimas ateityje lemia būsimo svorio centro formavimąsi ateityje.

Šioje būsenoje protostaras išlieka milijonus metų, lėtai išskiriant šilumą ir palaipsniui mažėjant. Dėl to atsiranda naujos žvaigždės kontūrai, o jo tankis tampa panašus į vandens tankį.

Žvaigždžių dydis ir tankis

Vidutiniškai mūsų žvaigždės tankis yra 1,4 kg / cm3 - beveik toks pat, kaip vandens tankis druskingoje Negyvojoje jūroje. Saulės centre yra 100 kg / cm3 tankis. Žvaigždžių medžiaga nėra skystoje būsenoje, bet yra plazmos pavidalu.

Didžiojo slėgio ir temperatūros, turinčios apie 100 mln. K įtaką, metu prasideda vandenilio ciklo termobranduolinės reakcijos. Kompresija nutraukiama, objekto masė didėja, kai gravitacijos energija virsta vandenilio branduoliniu deginimu. Nuo šio momento nauja žvaigždė, spinduliuojanti energiją, pradeda prarasti masę.

Pirmiau aprašyta žvaigždės formavimas yra tik primityvioji schema, apibūdinanti pradinį žvaigždės evoliucijos ir gimimo etapą. Šiandien tokie procesai mūsų galaktikoje ir visame Visatoje beveik nepastebimi dėl intensyvaus žvaigždžių medžiagos išeikvojimo. Visa sąmoninga mūsų galaktikos stebėjimo istorija buvo pastebėta tik atskirų naujų žvaigždžių pasirodymų. Visatos mastu šis skaičius gali būti padidintas šimtus ir tūkstančius kartų.

Dauguma jų gyvybių, protostarai yra paslėpti nuo žmogaus akies dulkių apvalkalu. Branduolio emisiją galima stebėti tik infraraudonųjų spindulių diapazone, kuris yra vienintelis būdas pamatyti žvaigždės gimimą. Pavyzdžiui, 1967 m. Oriono ūko astronomijos mokslininkai atrado naują žvaigždę, kurios spinduliavimo temperatūra buvo 700 laipsnių Kelvino. Vėliau paaiškėjo, kad protostarų gimtinė yra kompaktiški šaltiniai, kurie yra prieinami ne tik mūsų galaktikoje, bet ir kitose visatos vietose, kurios yra toli nuo mūsų. Be infraraudonųjų spindulių, naujų žvaigždžių gimimo vietos yra pažymėtos intensyviais radijo signalais.

Studijų ir žvaigždžių evoliucijos procesas

Visas žvaigždžių žinojimo procesas gali būti suskirstytas į kelis etapus. Pradžioje nustatykite atstumą iki žvaigždės. Informacija apie tai, kaip toli žvaigždė yra iš mūsų, kiek ilgai šviesa eina iš jo, suteikia idėją, kas įvyko su žvaigždė per visą šį laiką. Po to, kai žmogus išmoko matuoti atstumą iki tolimųjų žvaigždžių, tapo aišku, kad žvaigždės yra tos pačios saulės, tik skirtingo dydžio ir skirtingų likimų. Žinant atstumą iki žvaigždės, pagal šviesos lygį ir išleidžiamos energijos kiekį, galima atsekti žvaigždės termobranduolinės sintezės procesą.

Termobranduolinė sintezė saulėje

Nustačius atstumą iki žvaigždės, naudojant spektrinę analizę galima apskaičiuoti žvaigždės cheminę sudėtį ir sužinoti jos struktūrą bei amžių. Dėl spektrografo išvaizdos mokslininkai galėjo ištirti žvaigždžių šviesos pobūdį. Šis prietaisas gali nustatyti ir matuoti žvaigždžių medžiagos, kurią žvaigždė turi skirtingais jo egzistavimo etapais, dujų sudėtį.

Tiriant Saulės ir kitų žvaigždžių energijos spektrinę analizę, mokslininkai padarė išvadą, kad žvaigždžių ir planetų evoliucija turi bendrų šaknų. Visi kosminiai kūnai turi tokį patį, panašų cheminį sudėtį, ir yra kilę iš to paties dalyko, atsirandančio dėl Big Bang.

Žvaigždžių medžiaga susideda iš tų pačių cheminių elementų (iki geležies), kaip ir mūsų planetos. Vienintelis skirtumas yra šių ar kitų elementų skaičius ir procesai, vykstantys saulėje ir žemėje. Tai išskiria žvaigždes nuo kitų visatos objektų. Žvaigždžių kilmė taip pat turėtų būti vertinama atsižvelgiant į kitą fizinę discipliną - kvantinę mechaniką. Pagal šią teoriją, žvaigždžių dalyką lemiantis dalykas susideda iš nuolatinių dalinamų atomų ir elementarių dalelių, sukuriančių savo mikrokosmosą. Atsižvelgiant į tai, įdomu yra žvaigždžių struktūra, sudėtis, struktūra ir evoliucija. Kaip paaiškėjo, pagrindinė mūsų žvaigždės ir daugelio kitų žvaigždžių masė sudaro tik du elementus - vandenilį ir helį. Teorinis modelis, apibūdinantis žvaigždės struktūrą, leis suprasti jų struktūrą ir pagrindinį skirtumą nuo kitų erdvės objektų.

Žvaigždžių sudėtis

Pagrindinis bruožas yra tas, kad daugelis Visatos objektų turi tam tikrą dydį ir formą, o žvaigždė gali keisti jo dydį, kai ji vystosi. Karštos dujos yra atomų silpnai susieti junginiai. Praėjus milijonams metų po žvaigždės formavimosi prasideda žvaigždžių paviršiaus sluoksnio aušinimas. Žvaigždė suteikia didžiąją dalį savo energijos išorinei erdvei, mažėjančiai arba didėjant. Šilumos ir energijos perdavimas vyksta nuo vidinių žvaigždės regionų iki paviršiaus, turinčio įtakos spinduliuotės intensyvumui. Kitaip tariant, ta pati žvaigždė skirtingais jo egzistavimo laikotarpiais skiriasi. Termobranduoliniai procesai, pagrįsti vandenilio ciklo reakcijomis, prisideda prie lengvųjų vandenilio atomų transformavimo į sunkesnius elementus - helio ir anglies. Anot astrofizikų ir branduolinių mokslininkų, tokia termobranduolinė reakcija yra efektyviausia išleidžiamos šilumos kiekio požiūriu.

Kodėl branduolio branduolio sintezė nesibaigia tokio reaktoriaus sprogimu? Svarbu tai, kad joje esančios gravitacinio lauko jėgos gali laikytis žvaigždžių, priklausančių stabilizuoto tūrio riboms. Iš to galime padaryti nedviprasmišką išvadą: bet kuri žvaigždė yra masyvi kūno dalis, kuri išlaiko savo dydį dėl sunkumo jėgų ir termobranduolinių reakcijų energijos pusiausvyros. Šio idealaus natūralaus modelio rezultatas yra šilumos šaltinis, galintis dirbti ilgą laiką. Manoma, kad pirmosios gyvybės formos Žemėje pasirodė prieš 3 milijardus metų. Tomis dienomis saulė pašildė mūsų planetą taip, kaip dabar. Todėl mūsų žvaigždė mažai pasikeitė, nepaisant to, kad spinduliuojamos šilumos ir saulės energijos mastas yra milžiniškas - daugiau nei 3-4 mln. Tonų per sekundę.

Saulės emisijos

Lengva apskaičiuoti, kiek per pastaruosius metus mūsų žvaigždė prarado svorį. Tai bus didžiulis skaičius, tačiau dėl savo didžiulės masės ir didelio tankio visame pasaulyje šie nuostoliai atrodo nereikšmingi.

Žvaigždžių evoliucijos etapai

Žvaigždės likimas priklauso nuo pradinės žvaigždės masės ir jos cheminės sudėties. Kol pagrindiniai vandenilio rezervai yra sutelkti branduolyje, žvaigždė yra vadinamojoje pagrindinėje sekoje. Kai tik buvo tendencija padidinti žvaigždės dydį, tai reiškia, kad pagrindinis termobranduolinės sintezės šaltinis išdžiūvo. Pradėjo ilgas galutinis dangaus kūno transformacijos kelias.

Normalių žvaigždžių evoliucija

Formuojami visatos šviestuvai iš pradžių skirstomi į tris dažniausiai pasitaikančius tipus:

  • normalios žvaigždės (geltonos nykštukės);
  • nykštukų žvaigždės;
  • milžiniškos žvaigždės.

Žvaigždės, turinčios mažą masę (nykštukė), lėtai degina vandenilio atsargas ir gyvena gana ramiai.

Tokios žvaigždės yra Visatos dauguma ir mūsų žvaigždė yra geltona nykštukė. Pradėdamas senatvę, geltonasis nykštukas tampa raudonu milžinišku ar supergiantiniu.

Neutroninės žvaigždės formavimas

Remiantis žvaigždžių kilmės teorija, žvaigždžių formavimo visatoje procesas nėra baigtas. Ryškiausios mūsų galaktikos žvaigždės yra ne tik didžiausios, lyginant su Saule, bet ir jauniausia. Astrofizikai ir astronomai vadina šias žvaigždes mėlynais supergiantais. Galų gale, jie susiduria su tuo pačiu likimu, kuris patiria trilijonus kitų žvaigždžių. Pirma, greitas gimimas, puikus ir džiaugsmingas gyvenimas, po kurio vyksta lėtai mažėjantis laikotarpis. Žvaigždės, tokios kaip Saulė, turi ilgą gyvavimo ciklą, kuris yra pagrindinėje sekoje (vidurinėje dalyje).

Pagrindinė seka

Naudojant duomenis apie žvaigždės masę, galime prisiimti evoliucinį vystymosi kelią. Šią teoriją iliustruoja mūsų žvaigždės evoliucija. Niekas nėra amžinas. Dėl termobranduolinės sintezės vandenilis paverčiamas helio pavidalu, todėl jo pradiniai rezervai sunaudojami ir sumažinami. Kartais, labai greitai, šios atsargos baigsis. Sprendžiant iš to, kad mūsų Saulė ir toliau spindi daugiau nei 5 milijardus metų, nesikeičiant dydžio, brandaus amžiaus žvaigždė vis dar gali tęstis maždaug tuo pačiu laikotarpiu.

Vandenilio atsargų išeikvojimas lems tai, kad esant gravitacijai, saulės šerdis pradės sparčiai mažėti. Šerdies tankis taps labai didelis, todėl termobranduoliniai procesai pereis prie sluoksnių, esančių greta šerdies. Tokia būsena vadinama žlugimu, kurį gali sukelti termobranduolinės reakcijos viršutiniuose žvaigždės sluoksniuose. Dėl aukšto slėgio suaktyvinamos terminės branduolinės reakcijos, susijusios su helio.

Raudonasis milžinas

Vandenilio ir helio tiekimas šioje žvaigždės dalyje truks milijonus metų. Netrukus netrukus vandenilio atsargų išeikvojimas padidins spinduliuotės intensyvumą, padidins korpuso dydį ir pačios žvaigždės dydį. Todėl mūsų saulė taps labai didelė. Jei įsivaizduosime šį vaizdą dešimtys milijardų metų, tada vietoj apakinti ryškaus disko, ant dangaus bus pakabintas karšto raudonojo gigantinio dydžio diskas. Raudonieji gigantai yra natūralus žvaigždės evoliucijos etapas, jo pereinamoji būsena yra kintančių žvaigždžių kategorija.

Dėl šios transformacijos bus sumažintas atstumas nuo Žemės iki Saulės, kad Žemė patektų į saulės korono įtakos zoną ir pradėtų „kepti“. Temperatūra planetos paviršiuje padidės dešimt kartų, o tai lems atmosferos išnykimą ir vandens garavimą. Dėl to planeta taps negyvas uolų dykuma.

Galutiniai žvaigždžių evoliucijos etapai

Pasiekus raudonojo milžiniško fazę, normalioji žvaigždė tampa baltu nykštuku, veikiant gravitaciniams procesams. Jei žvaigždės masė yra maždaug lygi mūsų Saulės masei, visi pagrindiniai jo procesai bus tyliai, be impulsų ir sprogių reakcijų. Baltas nykštukas ilgą laiką miršta, išnyks pelenais.

Tais atvejais, kai žvaigždė iš pradžių buvo didesnė nei saulės 1,4 karto, balta nykštukė nebus paskutinis etapas. Žvaigždės viduje esanti didelė masė prasideda nuo atominės, molekulinės koncentracijos. Protonai virsta neutronais, didėja žvaigždės tankis ir sparčiai mažėja.

Neutrono žvaigždė

Neutrono žvaigždės, žinomos moksliniams tyrimams, yra 10-15 km skersmens. Tokių mažų dydžių neutronų žvaigždė turi didžiulę masę. Vienas kubinių centimetrų žvaigždžių gali sverti milijardus tonų.

Tuo atveju, jei mes iš pradžių nagrinėjome didelės masės žvaigždę, galutinis evoliucijos etapas užima kitas formas. Masyvios žvaigždės - juodosios skylės - likimas - objektas, kurio pobūdis ir nenuspėjamas elgesys. Milžiniška žvaigždės masė prisideda prie gravitacinių jėgų, kurios sukelia suspaudimo jėgas, padidėjimo. Sustabdyti šį procesą neįmanoma. Medžiagos tankis auga tol, kol jis tampa begalybe ir sudaro vienaskaitą (Einšteino reliatyvumo teorija). Tokios žvaigždės spindulys galiausiai taps nuliu, tapdamas juoda skylė kosminėje erdvėje. Juodosios skylės būtų daug didesnės, jei erdvėje didžiąją dalį erdvės užėmė didžiulės ir supermazinės žvaigždės.

Juoda skylė

Pažymėtina, kad persijungus raudonajam milžinui į neutrono žvaigždę arba į juodąją skylę, Visata gali išgyventi unikalų reiškinį - naujo kosmoso objekto gimimą.

Supernovos gimimas yra įspūdingiausias galutinis žvaigždžių evoliucijos etapas. Здесь действует естественный закон природы: прекращение существование одного тела дает начало новой жизни. Период такого цикла, как рождение сверхновой, в основном касается массивных звезд. Израсходовавшиеся запасы водорода приводят к тому, что в процесс термоядерного синтеза включается гелий и углерод. В результате этой реакции давление снова растет, а в центре звезды образуется ядро железа. Под воздействием сильнейших гравитационных сил центр массы смещается в центральную часть звезды. Ядро становится настолько тяжелым, что неспособно противостоять собственной гравитации. Как следствие, начинается стремительное расширение ядра, приводящее к мгновенному взрыву. Рождение сверхновой - это взрыв, ударная волна чудовищной силы, яркая вспышка в бескрайних просторах Вселенной.

Взрыв сверхновой

Следует отметить, что наше Солнце не является массивной звездой, поэтому подобная судьба ее не грозит, не стоит бояться такого финала и нашей планете. В большинстве случаев взрывы сверхновых происходят в далеких галактиках, с чем и связано их достаточно редкое обнаружение.

Apibendrinant

Эволюция звезд - это процесс, который растянут по времени на десятки миллиардов лет. Наше представление о происходящих процессах - всего лишь математическая и физическая модель, теория. Земное время является лишь мгновением в огромном временном цикле, которым живет наша Вселенная. Мы можем только наблюдать то, что происходило миллиарды лет назад и предполагать, с чем могут столкнуться последующие поколения землян.

Žiūrėti vaizdo įrašą: Didžioji istorija: nuo žvaigždžių dulkių iki naujos kūrinijos. Dok. f. 2015 (Rugsėjis 2019).