Hver av oss så minst en gang i sitt liv så inn i den stjerneklare himmelen. Noen så på denne skjønnheten, opplevde romantiske følelser, den andre prøvde å forstå hvor all denne skjønnheten kommer fra. Livet i rommet, i motsetning til livet på vår planet, flyter med en annen hastighet. Tid i verdensrommet lever i sine egne kategorier, avstandene og størrelsene i universet er enorme. Vi tenker sjelden på det faktum at for vår øyne stadig voksende galakser og stjerner. Hvert objekt i den endeløse plassen er resultatet av visse fysiske prosesser. Galakser, stjerner og til og med planeter har store utviklingsfaser.
Vår planet og vi alle er avhengige av vår luminary. Hvor lenge vil solen glede oss over sin varme og puste livet i solsystemet? Hva venter oss i fremtiden i millioner og milliarder? I denne forbindelse er det nysgjerrig å lære mer om hva som er stadiene av utviklingen av astronomiske objekter, hvor stjernene kommer fra og hvordan livet til disse fantastiske lysene i natthimmelen slutter.
Opprinnelsen, fødsel og evolusjon av stjerner
Utviklingen av stjernene og planetene som bor i vår melkveisalakse og hele universet har for det meste blitt godt studert. Fysikkloven, som bidrar til å forstå opprinnelsen til kosmiske gjenstander, arbeider uutslettelig i rommet. Grunnlaget i dette tilfellet er tatt på teorien om Big Bang, som nå er den dominerende doktrinen om universals opprinnelsesprosess. Begivenheten som rystet universet og førte til dannelsen av universet, ved romstandarder, lynrask. For plass, fra fødsel av en stjerne til sin død, passerer øyeblikkene. Store avstander skaper en illusjon av konstans av universet. En stjerne som blinket i avstand skinner oss for milliarder år, den gangen kan det ikke være.
Teorien om utviklingen av galakser og stjerner er en utvikling av Big Bang-teorien. Læren om stjernens fødsel og fremkomsten av stjernesystemer er forskjellig i skala og timing, som i motsetning til universet som helhet kan observeres med moderne vitenskapsmetoder.
Det er mulig å studere livsyklusen til stjernene på eksemplet til nærmeste lys for oss. Solen er en av de hundrevis av billioner av stjerner i vårt synsfelt. I tillegg gir avstanden fra jorden til solen (150 millioner km) en unik mulighet til å utforske et objekt uten å forlate grensene til solsystemet. Informasjonen som er oppnådd vil gjøre det mulig å forstå detaljert hvordan andre stjerner er arrangert, hvor raskt disse gigantiske varmekildene er utmattede, hva er utviklingsstadiene av en stjerne og hva vil være slutten på dette strålende livet - stille og svakt eller glitrende, eksplosivt.
Etter Big Bang dannet småpartikler interstellære skyer, som ble "sykehuset" for trillioner stjerner. Det er karakteristisk at alle stjerner ble født på samme tid som følge av sammentrekning og ekspansjon. Kompresjon i skyene til kosmisk gass skjedde under påvirkning av sin egen tyngdekraft og lignende prosesser i nye stjerner i nabolaget. Ekspansjonen har oppstått som et resultat av internt trykk av interstellar gass og under påvirkning av magnetfelter inne i gassskyen. Samtidig roterte skyen fritt rundt sitt massesenter.
Gassskyene dannet etter eksplosjonen er 98% sammensatt av atom- og molekylært hydrogen og helium. Kun 2% i denne serien står for støv og faste mikroskopiske partikler. Tidligere ble det antatt at i midten av enhver stjerne ligger kjernen av jern, oppvarmet til en temperatur på en million grader. Dette aspektet forklarte den store massen av luminary.
I motsetning til fysiske krefter styrte kompresjonskreftene, siden lyset som følge av frigjøring av energi ikke trenger inn i gassskyen. Lyset, sammen med en del av den utstrålede energien, sprer seg utover, og skaper en negativ temperatur og en lavtrykksone inne i tett gassakkumulering. Å være i en slik tilstand, er den kosmiske gassen komprimert raskt, påvirkning av gravitasjonssituasjonens innflytelse fører til at partiklene begynner å danne stjernens materie. Når en gassklyngen er tett, fører intens komprimering til dannelsen av en stjerneklynge. Når størrelsen på gassskyen er ubetydelig, fører kompresjonen til dannelsen av en enkelt stjerne.
En kort beskrivelse av hva som skjer er at stjernens fremtid passerer gjennom to faser - rask og langsom komprimering til protostarens tilstand. Snakkende på et enkelt og forståelig språk er hurtig komprimering fallet av stjernens materie til sentrum av protostaret. Langsom kompresjon skjer på bakgrunn av protostarens formede sentrum. I løpet av de neste hundre tusen årene, er den nye formasjonen redusert i størrelse, og dens tetthet øker millioner ganger. Gradvis blir protostaren ugjennomsiktig på grunn av den høye tettheten av stjernemateriell, og den fortsatte komprimeringen utløser mekanismen for interne reaksjoner. Veksten av internt trykk og temperaturer fører til dannelsen av et fremtidig tyngdepunkt i fremtiden.
I denne tilstanden forblir protostaren i millioner av år, sakte avgir varme og gradvis kontraherende, avtagende i størrelse. Som et resultat oppstår konturene til en ny stjerne, og tettheten av stoffet blir sammenlignbar med tettheten av vann.
Gjennomsnittlig er tettheten til vår stjerne 1,4 kg / cm3 - nesten det samme som tettheten av vann i det salte Dødehavet. I midten av Solen har en tetthet på 100 kg / cm3. Den stjernelige saken er ikke i flytende tilstand, men er i form av et plasma.
Under påvirkning av enormt trykk og temperatur på ca. 100 millioner K, begynner termonukleære reaksjoner av hydrogen-syklusen. Kompresjon opphører, objektets masse øker når tyngdekraftens energi blir til termonukleær brenning av hydrogen. Fra dette punktet begynner en ny stjerne, som utstråler energi, å miste masse.
Den ovenfor beskrevne formasjonen av en stjerne er bare en primitiv skjema som beskriver den første fasen av evolusjon og fødsel av en stjerne. I dag er slike prosesser i vår galakse og i hele universet nesten umerkelig på grunn av den intense uttømmingen av stjernemateriale. For hele den bevisste historien om observasjoner av vår galakse er det kun observert isolerte fremtoninger av nye stjerner. I omfanget av universet kan denne figuren økes hundrevis og tusen ganger.
De fleste av deres liv, protostarer er skjult for det menneskelige øye med et støvskall. Utslippet av kjernen kan bare observeres i infrarød rekkevidde, som er den eneste måten å se fødsel av en stjerne på. For eksempel, i 1967 oppdaget astronomiske forskere i Orion Nebula en ny stjerne, hvis strålingstemperatur var 700 grader Kelvin. Deretter viste det seg at protostarens fødested er kompakte kilder, som ikke bare er tilgjengelig i vår galakse, men også i andre deler av universet som er fjernt fra oss. I tillegg til infrarød stråling er fødestedene til nye stjerner markert med intense radiosignaler.
Prosessen med å studere og utviklingen av stjerner
Hele prosessen med å kjenne stjernene kan deles inn i flere stadier. På begynnelsen bestemme avstanden til stjernen. Informasjon om hvor langt stjernen er fra oss, hvor lenge lyset går fra det, gir en ide om hva som skjedde med stjernen i hele denne tiden. Etter at en person hadde lært å måle avstanden til fjerne stjerner, ble det klart at stjernene er de samme solene, bare av forskjellige størrelser og med forskjellige destinier. Å kjenne avstanden til stjernen, av lysnivået og mengden energi som sendes ut, kan spore prosessen med termonukleær fusjon av stjernen.
Etter bestemmelsen av avstanden til stjernen kan man ved hjelp av spektralanalyse beregne stjernens kjemiske sammensetning og finne ut dens struktur og alder. Takket være spektrographens utseende har forskere vært i stand til å studere naturen til stjernens lys. Denne enheten kan bestemme og måle gassammensetningen av stjernens materie, som stjernen har på forskjellige stadier av sin eksistens.
Ved å studere spektralanalysen av Solens energi og andre stjerner kom forskerne til den konklusjonen at utviklingen av stjerner og planeter har felles røtter. Alle kosmiske legemer har samme type, liknende kjemisk sammensetning, og er avledet av samme sak som følge av Big Bang.
Stellar materie består av de samme kjemiske elementene (opp til jern) som vår planet. Den eneste forskjellen er i antall av disse eller andre elementer og i prosessene som skjer på Solen og inne i jordens fastgjørelse. Dette skiller stjernene fra andre objekter i universet. Opprinnelsen til stjernene bør også vurderes i sammenheng med en annen fysisk disiplin - kvantemekanikk. Ifølge denne teorien består saken som bestemmer stjernens materie av konstant atskillende atomer og elementære partikler som skaper egen mikrokosmos. I dette lyset av interesse er strukturen, sammensetningen, strukturen og utviklingen av stjerner. Som det viste seg, står hovedmassen til vår stjerne og mange andre stjerner for bare to elementer - hydrogen og helium. En teoretisk modell som beskriver stjernens struktur vil tillate forståelse av strukturen og hovedforskjellen fra andre romobjekter.
Hovedtrekk er at mange objekter i universet har en viss størrelse og form, mens en stjerne kan endre størrelsen når den utvikler seg. Varm gass er en sammensetning av atomer som er svakt bundet til hverandre. Millioner år etter stjernedannelse begynner kjøling av overflate laget av stjernesaken. Stjernen gir det meste av sin energi til det ytre rommet, avtar eller øker i størrelse. Overføringen av varme og energi oppstår fra de indre områdene av stjernen til overflaten, og påvirker intensiteten av strålingen. Med andre ord ser den samme stjernen i forskjellige perioder av sin eksistens annerledes ut. Termonukleære prosesser basert på hydrogencyklusreaksjoner bidrar til omdannelse av lys hydrogenatomer til tyngre elementer - helium og karbon. Ifølge astrofysikere og kjernevitenskapsmenn er en slik termonukleær reaksjon den mest effektive når det gjelder mengden varme som frigjøres.
Hvorfor slutter termonukleær fusjon av kjernen ikke med eksplosjonen av en slik reaktor? Saken er at styrkene i gravitasjonsfeltet i den kan holde stjernens materie innenfor grensene for det stabiliserte volumet. Herfra kan vi tegne en entydig konklusjon: enhver stjerne er en massiv kropp, som beholder sin størrelse på grunn av balansen mellom tyngdekraften og energien til termonukleære reaksjoner. Resultatet av denne ideelle naturlige modellen er en varmekilde som kan fungere i lang tid. Det antas at de første livsformene på jorden dukket opp 3 milliarder år siden. Solen i disse dager varmet vår planet akkurat som den er nå. Følgelig har vår stjerne endret seg lite, til tross for at omfanget av utstrålet varme og solenergi er enormt - mer enn 3-4 millioner tonn hvert sekund.
Det er lett å beregne hvor mye i løpet av årene av eksistensen, vår stjerne har mistet vekten. Dette vil være en stor figur, men på grunn av sin enorme masse og høy tetthet ser slike tap på tvers av universet ut ubetydelig.
Stadier av evolusjonen av stjerner
Starens skjebne avhenger av den opprinnelige massen av stjernen og dens kjemiske sammensetning. Så lenge de viktigste hydrogenreserver er konsentrert i kjernen, er stjernen i den såkalte hovedsekvensen. Så snart det var en tendens til å øke størrelsen på stjernen, betyr det at hovedkilden for termonukleær fusjon har tørket opp. Begynte en lang endelig vei for transformasjon av en himmellegeme.
Formet i universet er armaturer opprinnelig delt inn i tre vanligste typer:
- normale stjerner (gule dverger);
- dvergstjerner;
- gigantiske stjerner.
Stjerner med lav masse (dverger) brener sakte hydrogenbutikker og lever livet ganske rolig.
Slike stjerner er flertallet i universet og vår stjerne er en gul dverg. Med begynnelsen av alderdom blir den gule dvergen en rød gigant eller supergiant.
Basert på teorien om stjernens opprinnelse, har prosessen med å danne stjerner i universet ikke avsluttet. De lyseste stjernene i vår galakse er ikke bare de største, sammenlignet med Solen, men også den yngste. Astrofysikere og astronomer kaller disse stjernene blå supergiants. Til slutt møter de samme skjebne, som opplever trillioner av andre stjerner. Først, den raske fødsel, strålende og skikkelig liv, hvoretter det kommer en periode med langsom forfall. Stjerner som solen har en lang livssyklus, som er i hovedsekvensen (i midtdelen).
Ved å bruke data på massen av en stjerne, kan vi anta den evolusjonære utviklingsveien. En illustrerende illustrasjon av denne teorien er utviklingen av vår stjerne. Ingenting er evig. Som et resultat av termonukleær fusjon blir hydrogen omdannet til helium, derfor blir dets innledende reserver konsumert og redusert. Noen ganger, snart, vil disse aksjene gå tom. Dømmer av det faktum at vår sønn fortsetter å skinne i mer enn 5 milliarder år uten å endre størrelse, kan den eldre alderen til stjernen fortsatt vare i omtrent samme periode.
Utspenningen av hydrogenreserver vil føre til det faktum at under påvirkning av tyngdekraften vil kjerne av solen begynne å krympe raskt. Kjernetettheten vil bli veldig høy, med det resultat at termonukleære prosesser vil bevege seg til lagene ved siden av kjernen. En slik tilstand kalles sammenbrudd, noe som kan skyldes termonukleære reaksjoner i de øverste lagene av stjernen. Som et resultat av høyt trykk utløses termonukleære reaksjoner som involverer helium.
Tilførselen av hydrogen og helium i denne delen av stjernen vil vare i millioner av år. Det er ikke så snart at uttømming av hydrogenreserver vil føre til en økning i intensiteten av stråling, en økning i skallets størrelse og størrelsen på stjernen selv. Som et resultat vil vår sol bli veldig stor. Hvis vi tenker på dette bildet i titalls tusen år, så i stedet for en blendende lysdisk, vil en varm røddisk med gigantiske størrelser henges på himmelen. De røde gigantene er den naturlige fasen av evolusjonen til en stjerne, overgangsstaten sin i kategorien av variable stjerner.
Som et resultat av denne transformasjonen vil avstanden fra jorden til solen reduseres, slik at jorden vil falle inn i sonenes koronasone og begynne å "steke" i den. Temperaturen på overflaten av planeten vil øke ti ganger, noe som vil føre til at atmosfæren forsvinner og fordampning av vann. Som et resultat blir planeten en livløs, steinete ørken.
De siste stadiene av evolusjonen av stjerner
Etter å ha nådd fasen av den røde giganten blir den normale stjernen en hvit dverg under påvirkning av gravitasjonsprosesser. Hvis stjernens masse er omtrent lik solens masse, vil alle hovedprosessene i det komme stille, uten impulser og eksplosive reaksjoner. Den hvite dvergen vil dø lenge, fading til aske.
I tilfeller der stjernen opprinnelig hadde en masse mer enn solen 1,4 ganger, vil den hvite dverg ikke være det siste stadiet. Med en stor masse inne i stjernen begynner prosessene for komprimering av stjernestoff på atom-, molekylært nivå. Protoner blir til nøytroner, stjernens tetthet øker, og størrelsen minker raskt.
Neutronstjerner kjent for vitenskapen har en diameter på 10-15 km. Med så små størrelser har nøytronstjernen en stor masse. En kubikkcentimeter av stjernens materie kan veie milliarder tonn.
I tilfelle at vi i utgangspunktet behandlet en stjerne med stor masse, tar det siste stadiet av evolusjon andre former. Skjebnen til en massiv stjerne - et svart hull - et objekt med uutforsket natur og uforutsigbar oppførsel. Den enorme massen av stjernen bidrar til en økning i gravitasjonskreftene som setter kompresjonskreftene i bevegelse. Avbryt denne prosessen er ikke mulig. Tettheten av materie øker til den blir til uendelighet, danner et enkeltrom (Einsteins relativitetsteori). Radien til en slik stjerne vil etter hvert bli null, bli et svart hull i verdensrommet. Svarte hull ville være mye større hvis i rommet mesteparten av rommet var okkupert av massive og supermassive stjerner.
Det skal bemerkes at under transformasjonen av en rød gigant i en nøytronstjerne eller i et svart hull, kan universet overleve et unikt fenomen - fødsel av et nytt romobjekt.
Fødelsen til en supernova er den mest imponerende siste etappen i stjernens utvikling. 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.
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.
В заключение
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.
