Žvaigždžių evoliucija – tai žvaigždžių fizinių savybių, vidinės struktūros ir cheminės sudėties pokyčiai laikui bėgant. Šiuolaikinė žvaigždžių evoliucijos teorija gali paaiškinti bendrą žvaigždžių vystymosi eigą patenkinamai suderindama su astronominių stebėjimų duomenimis. Žvaigždės evoliucijos eiga priklauso nuo jos masės ir pradinės cheminės sudėties. Pirmosios kartos žvaigždės susidarė iš materijos, kurios sudėtį nulėmė kosmologinės sąlygos (apie 70 % vandenilio, 30 % helio, nereikšminga deuterio ir ličio priemaiša). Pirmosios kartos žvaigždžių evoliucijos metu susidarė sunkieji elementai, kurie buvo išmesti į tarpžvaigždinę erdvę dėl medžiagų nutekėjimo iš žvaigždžių arba žvaigždžių sprogimų metu. Vėlesnių kartų žvaigždės susidarė iš medžiagos, turinčios 3–4% sunkiųjų elementų.
Žvaigždės gimimas – tai objekto, kurio spinduliavimą palaiko jo paties energijos šaltiniai, susidarymas. Žvaigždžių formavimosi procesas tęsiasi nenutrūkstamai ir tęsiasi iki šiol.
Norint paaiškinti megapasaulio struktūrą, svarbiausia yra gravitacinė sąveika. Dujų ir dulkių ūkuose, veikiant gravitacinėms jėgoms, susidaro nestabilūs nehomogeniškumas, dėl kurio difuzinė medžiaga skyla į kondensaciją. Jei tokie kondensatai išlieka pakankamai ilgai, laikui bėgant jie virsta žvaigždėmis. Svarbu pažymėti, kad gimimo procesas vyksta ne pagal atskirą žvaigždę, o iš žvaigždžių asociacijų. Susidarę dujų kūnai traukia vienas kitą, bet nebūtinai susijungia į vieną didžiulį kūną. Paprastai jie pradeda suktis vienas kito atžvilgiu, o šio judėjimo išcentrinės jėgos atsveria patrauklias jėgas, lemiančias tolesnę koncentraciją.
Jaunos žvaigždės yra tos, kurios vis dar yra pradinio gravitacinio suspaudimo stadijoje. Temperatūra tokių žvaigždžių centre dar nėra pakankama termobranduolinėms reakcijoms įvykti. Žvaigždžių švytėjimas atsiranda tik dėl gravitacinės energijos pavertimo šiluma. Gravitacinis suspaudimas yra pirmasis žvaigždžių evoliucijos etapas. Tai veda prie centrinės žvaigždės zonos įkaitinimo iki temperatūros, kurioje prasideda termobranduolinė reakcija (10–15 mln. K) – vandenilio pavertimas heliu.
Milžiniška žvaigždžių skleidžiama energija susidaro dėl žvaigždžių viduje vykstančių branduolinių procesų. Žvaigždės viduje generuojama energija leidžia jai milijonus ir milijardus metų skleisti šviesą ir šilumą. Pirmą kartą prielaidą, kad žvaigždžių energijos šaltinis yra termobranduolinės helio sintezės iš vandenilio reakcijos, 1920 m. iškėlė anglų astrofizikas A. S. Eddingtonas. Žvaigždžių viduje galimos dviejų tipų termobranduolinės reakcijos, kuriose dalyvauja vandenilis, vadinamos vandenilio (protono-protono) ir anglies (anglies-azoto) ciklais. Pirmuoju atveju reakcijai įvykti reikalingas tik vandenilis, taip pat būtinas anglies buvimas, kuris veikia kaip katalizatorius. Pradinė medžiaga yra protonai, iš kurių branduolių sintezės metu susidaro helio branduoliai.
Kadangi keturiems protonams transformavus į helio branduolį susidaro du neutrinai, Saulės gelmėse kas sekundę susidaro 1,8∙1038 neutrinai. Neutrinai silpnai sąveikauja su medžiaga ir turi didelę prasiskverbimo galią. Praėję per didžiulį saulės medžiagos storį, neutrinai išsaugo visą informaciją, kurią gavo termobranduolinėse reakcijose Saulės gelmėse. Saulės neutrinų, krintančių ant Žemės paviršiaus, srauto tankis yra 6,6∙10 10 neutrinų 1 cm 2 per 1 s. Matuojant į Žemę krintančių neutrinų srautą, galima spręsti apie Saulės viduje vykstančius procesus.
Taigi daugumos žvaigždžių energijos šaltinis yra vandenilio termobranduolinės reakcijos centrinėje žvaigždės zonoje. Dėl termobranduolinės reakcijos į išorinį energijos srautą atsiranda spinduliuotės pavidalu per platų dažnių (bangos ilgių) diapazoną. Spinduliuotės ir materijos sąveika lemia pastovią pusiausvyros būseną: išorinės spinduliuotės slėgį subalansuoja gravitacijos slėgis. Tolesnis žvaigždės susitraukimas sustoja tol, kol centre pasigamina pakankamai energijos. Ši būsena yra gana stabili, o žvaigždės dydis išlieka pastovus. Vandenilis yra pagrindinis komponentas kosminė medžiaga ir svarbiausia branduolinio kuro rūšis. Žvaigždės vandenilio atsargos trunka milijardus metų. Tai paaiškina, kodėl žvaigždės yra tokios stabilios ilgas laikas. Kol neišdega visas vandenilis centrinėje zonoje, žvaigždės savybės mažai keičiasi.
Vandenilio perdegimo laukas centrinėje žvaigždės zonoje sudaro helio šerdį. Vandenilio reakcijos ir toliau vyksta, bet tik plonu sluoksniu šalia šerdies paviršiaus. Branduolinės reakcijos persikelia į žvaigždės periferiją. Žvaigždės struktūra šiame etape aprašoma modeliais su sluoksniuotu energijos šaltiniu. Perdegusi šerdis pradeda trauktis, ir išorinis apvalkalas– išplėsti. Korpusas išsipučia iki didžiulių dydžių, išorinė temperatūra tampa žema. Žvaigždė patenka į raudonojo milžino sceną. Nuo šios akimirkos žvaigždės gyvenimas pradeda nykti. Raudoniesiems milžinams būdinga žema temperatūra ir didžiuliai dydžiai (nuo 10 iki 1000 R c). Vidutinis medžiagos tankis juose nesiekia 0,001 g/cm 3 . Jų šviesumas šimtus kartų didesnis už Saulės šviesumą, tačiau temperatūra daug žemesnė (apie 3000 - 4000 K).
Manoma, kad mūsų Saulė, pereidama į raudonojo milžino stadiją, gali tiek padidėti, kad užpildo Merkurijaus orbitą. Tiesa, po 8 milijardų metų Saulė taps raudonuoju milžinu.
Raudonajam milžinui būdinga žema išorės temperatūra, bet labai aukšta vidinė temperatūra. Jam didėjant, į termobranduolines reakcijas įtraukiami vis sunkesni branduoliai. 150 milijonų K temperatūroje prasideda helio reakcijos, kurios yra ne tik energijos šaltinis, bet jų metu vyksta sunkesnių cheminių elementų sintezė. Po anglies susidarymo žvaigždės helio šerdyje galimos šios reakcijos:
Reikia pažymėti, kad kito sunkesnio branduolio sintezei reikia vis didesnių energijų. Iki to laiko, kai susidaro magnis, visas žvaigždės šerdyje esantis helis išsenka, o tam, kad būtų įmanomos tolesnės branduolinės reakcijos, žvaigždė turi vėl susitraukti ir pakilti jos temperatūra. Tačiau tai įmanoma ne visoms žvaigždėms, tik didelėms, kurių masė Saulės masę viršija daugiau nei 1,4 karto (vadinamoji Chandrasekhar riba). Mažesnės masės žvaigždėse reakcijos baigiasi magnio susidarymo stadijoje. Žvaigždėse, kurių masė viršija Chandrasekhar ribą, dėl gravitacinio suspaudimo temperatūra pakyla iki 2 milijardų laipsnių, reakcijos tęsiasi, susidaro sunkesni elementai – iki geležies. Elementai, sunkesni už geležį, susidaro sprogstant žvaigždėms.
Dėl didėjančio slėgio, pulsacijų ir kitų procesų raudonasis milžinas nuolat praranda medžiagą, kuri žvaigždžių vėjo pavidalu išmetama į tarpžvaigždinę erdvę. Kai vidiniai termobranduolinės energijos šaltiniai visiškai išsenka, tolesnis likimasžvaigždės masė priklauso nuo jos masės.
Kai Saulės masė mažesnė nei 1,4 masės, žvaigždė patenka į stacionarią būseną, kurios tankis yra labai didelis (šimtai tonų 1 cm 3). Tokios žvaigždės vadinamos baltosiomis nykštukėmis. Raudonąjį milžiną paversdama baltąja nykštuke, rasė gali nusimesti savo išorinius sluoksnius kaip lengvas apvalkalas, atskleisdamas šerdį. Dujų apvalkalas ryškiai šviečia veikiamas galingos žvaigždės spinduliuotės. Taip susidaro planetiniai ūkai. Esant dideliam medžiagos tankiui baltosios nykštukės viduje, sunaikinami atomų elektronų apvalkalai, o žvaigždės medžiaga yra elektronų-branduolinė plazma, o jos elektronų komponentas yra išsigimusios elektronų dujos. Baltosios nykštukės yra pusiausvyros būsenoje dėl jėgų lygybės tarp gravitacijos (suspaudimo koeficientas) ir išsigimusių dujų slėgio žvaigždės žarnyne (išsiplėtimo koeficientas). Baltosios nykštukės gali egzistuoti milijardus metų.
Žvaigždės šiluminės atsargos palaipsniui senka, žvaigždė lėtai vėsta, o tai lydi žvaigždės apvalkalo išstūmimas į tarpžvaigždinę erdvę. Žvaigždė pamažu keičia spalvą iš baltos į geltoną, paskui į raudoną, galiausiai nustoja skleisti, tapdama mažu negyvu objektu, mirusia šalta žvaigžde, kurios dydis mažesni dydžiaiŽemė, o masė yra panaši į Saulės masę. Tokios žvaigždės tankis milijardus kartų didesnis už vandens tankį. Tokios žvaigždės vadinamos juodosiomis nykštukais. Taip dauguma žvaigždžių baigia savo egzistavimą.
Kai žvaigždės masė yra didesnė nei 1,4 Saulės masės, stacionari žvaigždės būsena be vidinių energijos šaltinių tampa neįmanoma, nes slėgis žvaigždės viduje negali subalansuoti gravitacijos jėgos. Prasideda gravitacinis kolapsas – materijos suspaudimas link žvaigždės centro, veikiant gravitacinėms jėgoms.
Jei dalelių atstūmimas ir kitos priežastys sustabdo žlugimą, tada įvyksta galingas sprogimas – supernovos sprogimas, kai į aplinkinę erdvę išmetama nemaža medžiagos dalis ir susidaro dujų ūkai. Pavadinimą pasiūlė F. Zwicky 1934 m. Supernovos sprogimas yra vienas iš tarpinių žvaigždžių evoliucijos etapų prieš joms virsstant baltosiomis nykštukėmis, neutroninėmis žvaigždėmis ar juodosiomis skylėmis. Sprogimo metu išsiskiria 10 43 ─ 10 44 J energija, kurios spinduliuotės galia yra 10 34 W. Tuo pačiu metu žvaigždės ryškumas padidėja dešimtimis dydžių kelių dienų laikotarpyje. Supernovos šviesumas gali viršyti visos galaktikos, kurioje ji sprogo, šviesumą.
Supernovos sprogimo metu susidaręs dujų ūkas iš dalies susideda iš viršutinių žvaigždės sluoksnių, išmestų per sprogimą, ir iš dalies iš tarpžvaigždinės medžiagos, sutankintos ir įkaitintos skraidančių sprogimo produktų. Garsiausias dujų ūkas yra Tauro žvaigždyne esantis Krabo ūkas – 1054 metų supernovos liekana. Jaunos supernovos liekanos plečiasi 10-20 tūkst. km/s greičiu. Besiplečiančio apvalkalo susidūrimas su nejudančiomis tarpžvaigždinėmis dujomis sukuria smūginę bangą, kurios metu dujos įkaista iki milijonų kelvinų ir tampa rentgeno spinduliuotės šaltiniu. Smūginės bangos sklidimas dujose lemia greito krūvio dalelių (kosminių spindulių) atsiradimą, kurios, judėdamos suspaustame tarpžvaigždiniame magnetiniame lauke, sustiprintame ta pačia banga, skleidžia spinduliuotę radijo diapazone.
Astronomai užfiksavo supernovų sprogimus 1054, 1572, 1604 m. 1885 metais Andromedos ūke buvo pastebėta supernova. Jo spindesys pranoko visos galaktikos spindesį ir pasirodė 4 milijardus kartų stipresnis už Saulės spindesį.
Iki 1980 m. buvo atrasta daugiau nei 500 supernovų sprogimų, tačiau mūsų galaktikoje nebuvo pastebėtas nė vienas. Astrofizikai apskaičiavo, kad mūsų galaktikoje supernovos sprogsta 10 milijonų metų prie pat Saulės. Vidutiniškai supernova metagalaktikoje atsiranda kas 30 metų.
Dozės kosminė spinduliuotėŽemėje jie gali viršyti normalų lygį 7000 kartų. Tai sukels rimtų gyvų organizmų mutacijų mūsų planetoje. Kai kurie mokslininkai tai aiškina taip staigi mirtis dinozaurai.
Dalis sprogstančios supernovos masės gali likti supertankaus kūno – neutroninės žvaigždės arba juodosios skylės – pavidalu. Neutroninių žvaigždžių masė yra (1,4 – 3) M s, skersmuo apie 10 km. Neutroninės žvaigždės tankis yra labai didelis, didesnis už tankį atomų branduoliai─ 10 15 g/cm 3 . Didėjant suspaudimui ir slėgiui, tampa įmanoma elektronų absorbcijos reakcija protonais 
Dėl to visa žvaigždės medžiaga bus sudaryta iš neutronų. Žvaigždės neutronizavimą lydi galingas neutrino spinduliuotės pliūpsnis. Supernovos sprogimo SN1987A metu neutrino sprogimo trukmė buvo 10 s, o visų neutrinų nunešta energija siekė 3∙10 46 J. Neutroninės žvaigždės temperatūra siekia 1 milijardą K. Neutroninės žvaigždės labai greitai atvėsta, jų šviesumas susilpnėja. Bet jie intensyviai skleidžia radijo bangas siauru kūgiu magnetinės ašies kryptimi. Žvaigždės, kurių magnetinė ašis nesutampa su sukimosi ašimi, pasižymi radijo spinduliuote pasikartojančių impulsų pavidalu. Štai kodėl neutroninės žvaigždės vadinamos pulsarais. Pirmieji pulsarai buvo atrasti 1967 m. Spinduliavimo pulsacijų dažnis, nustatomas pagal pulsaro sukimosi greitį, yra nuo 2 iki 200 Hz, kas rodo jų mažumą. Pavyzdžiui, Krabo ūko pulsaro impulsų emisijos periodas yra 0,03 s. Šiuo metu žinoma šimtai neutroninių žvaigždžių. Neutroninė žvaigždė gali pasirodyti dėl vadinamojo „tylaus žlugimo“. Jei baltoji nykštukė patenka į arti esančių žvaigždžių dvejetainę sistemą, tada akrecijos reiškinys įvyksta, kai materija iš kaimyninės žvaigždės teka ant baltosios nykštukės. Baltosios nykštukės masė auga ir tam tikru momentu viršija Chandrasekhar ribą. Baltoji nykštukė virsta neutronine žvaigžde.
Jei galutinė baltosios nykštukės masė viršija 3 saulės mases, tada išsigimusių neutronų būsena yra nestabili ir gravitacinis susitraukimas tęsiasi tol, kol susidaro objektas, vadinamas juodąja skyle. Sąvoką „juodoji skylė“ įvedė J. Wheeleris 1968 m. Tačiau tokių objektų idėja kilo keliais šimtmečiais anksčiau, 1687 m. I. Newtonui atradus visuotinės gravitacijos dėsnį. 1783 metais J. Mitchellas pasiūlė, kad gamtoje turėtų egzistuoti tamsios žvaigždės, kurių gravitacinis laukas yra toks stiprus, kad šviesa iš jų negali ištrūkti. 1798 metais tą pačią mintį išsakė P. Laplasas. 1916 m. fizikas Schwarzschildas, spręsdamas Einšteino lygtis, priėjo prie išvados apie neįprastų savybių objektų, vėliau vadinamų juodosiomis skylėmis, egzistavimo galimybę. Juodoji skylė – erdvės sritis, kurioje gravitacinis laukas yra toks stiprus, kad antrasis kosminis greitis šioje srityje esantiems kūnams turi viršyti šviesos greitį, t.y. Niekas negali išskristi iš juodosios skylės – nei dalelės, nei radiacija. Pagal bendrąją reliatyvumo teoriją būdingas juodosios skylės dydis nustatomas pagal gravitacinį spindulį: R g =2GM/c 2, kur M – objekto masė, c – šviesos greitis vakuume, G yra gravitacinė konstanta. Žemės gravitacinis spindulys yra 9 mm, Saulės - 3 km. Regiono, už kurio šviesa neišeina, riba vadinama juodosios skylės įvykių horizontu. Besisukančių juodųjų skylių įvykių horizonto spindulys yra mažesnis už gravitacinį spindulį. Ypač įdomi galimybė, kad juodoji skylė užfiksuotų kūnus, atvykstančius iš begalybės.
Teorija leidžia egzistuoti juodąsias skyles, kurių masė 3–50 Saulės masių, susidariusių vėlyvuose masyvių žvaigždžių, kurių masė didesnė nei 3 Saulės masės, evoliucijos stadijose, supermasyvias juodąsias skyles galaktikų, sveriančių milijonus, branduoliuose ir milijardai Saulės masių, pirminės (reliktinės) juodosios skylės, susidariusios ankstyvosiose Visatos evoliucijos stadijose. Reliktinės juodosios skylės, sveriančios daugiau nei 10 15 g (vidutinio kalno masė Žemėje), turėjo išlikti iki šių dienų dėl S.W.Hawkingo pasiūlyto juodųjų skylių kvantinio garavimo mechanizmo.
Astronomai aptinka juodąsias skyles naudodami galingą rentgeno spinduliuotę. Tokio tipo žvaigždžių pavyzdys yra galingas rentgeno šaltinis Cygnus X-1, kurio masė viršija 10 M s. Juodosios skylės dažnai randamos rentgeno dvejetainių žvaigždžių sistemose. Tokiose sistemose jau buvo atrasta dešimtys žvaigždžių masės juodųjų skylių (m juodųjų skylių = 4-15 M s). Remiantis gravitacinio lęšio poveikiu, buvo aptiktos kelios pavienės žvaigždžių masės juodosios skylės (m juodųjų skylių = 6-8 M s). Artimos dvinarės žvaigždės atveju stebimas akrecijos reiškinys – plazmos srautas nuo paprastos žvaigždės paviršiaus, veikiamas gravitacinių jėgų, į juodąją skylę. Į juodąją skylę įtekanti medžiaga turi kampinį impulsą. Todėl plazma aplink juodąją skylę sudaro besisukantį diską. Dujų temperatūra šiame sukančiame diske gali siekti 10 milijonų laipsnių. Esant tokiai temperatūrai, dujos skleidžia rentgeno spindulius. Ši spinduliuotė gali būti naudojama norint nustatyti juodosios skylės buvimą tam tikroje vietoje.
Ypač įdomios yra supermasyvios juodosios skylės galaktikų branduoliuose. Remiantis mūsų Galaktikos centro rentgeno vaizdo, gauto naudojant CHANDRA palydovą, tyrimu, buvo nustatyta, kad yra supermasyvi juodoji skylė, kurios masė yra 4 milijonai kartų didesnė už Saulės masę. Naujausių tyrimų rezultatais amerikiečių astronomai atrado unikalią itin sunkią juodąją skylę, esančią labai tolimos galaktikos centre, kurios masė 10 milijardų kartų viršija Saulės masę. Norint pasiekti tokį neįsivaizduojamą didžiulis dydis ir tankis, juodoji skylė turėjo susiformuoti per daugelį milijardų metų, nuolat pritraukdama ir sugerdama medžiagą. Mokslininkai jo amžių vertina 12,7 milijardo metų, t.y. ji pradėjo formuotis praėjus maždaug vienam milijardui metų po Didžiojo sprogimo. Iki šiol galaktikų branduoliuose buvo aptikta daugiau nei 250 supermasyvių juodųjų skylių (m juodųjų skylių = (10 6 – 10 9) M s).
Su žvaigždžių evoliucija glaudžiai susijęs cheminių elementų kilmės klausimas. Jei vandenilis ir helis yra elementai, kurie išliko nuo ankstyvųjų besiplečiančios Visatos evoliucijos stadijų, tai sunkesni cheminiai elementai galėjo susidaryti tik žvaigždžių gelmėse vykstant termobranduolinėms reakcijoms. Žvaigždžių viduje termobranduolinės reakcijos gali pagaminti iki 30 cheminių elementų (įskaitant geležį).
Pagal fizinę būklę žvaigždes galima suskirstyti į normalias ir išsigimusias. Pirmieji daugiausia susideda iš mažo tankio medžiagų, jų gelmėse vyksta termobranduolinės sintezės reakcijos. Išsigimusios žvaigždės apima baltąsias nykštukes ir neutronines žvaigždes, kurios yra paskutinis žvaigždžių evoliucijos etapas. Sintezės reakcijos juose baigėsi, o pusiausvyrą palaiko kvantinis mechaninis išsigimusių fermionų poveikis: elektronai baltosiose nykštukėse ir neutronai neutroninėse žvaigždėse. Baltosios nykštukės, neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės susijungia Dažnas vardas„kompaktiški likučiai“.
Evoliucijos pabaigoje, priklausomai nuo masės, žvaigždė arba sprogsta, arba tyliau išmeta materiją, jau prisodrintą sunkiųjų cheminiai elementai. Tokiu atveju susidaro likę periodinės lentelės elementai. Kitų kartų žvaigždės formuojasi iš tarpžvaigždinės terpės, prisodrintos sunkiais elementais. Pavyzdžiui, Saulė yra antros kartos žvaigždė, susidariusi iš materijos, kuri jau buvo žvaigždžių žarnyne ir buvo prisodrinta sunkiųjų elementų. Todėl žvaigždžių amžių galima spręsti pagal jas cheminė sudėtis, nustatyta spektrine analize.
> Saulės evoliucija
Naršyti Saulės evoliucijos etapai: žvaigždės gimimas ir susidarymas iš ūko, disko ir planetų kūrimas, Saulės raidos ir mirties etapai, baltoji nykštukė.
Mūsų saulė yra tipiškas žvaigždės pavyzdys, išsivystė iš žvaigždžių ūko prieš 4,6 milijardo metų. Tačiau kaip atrodo Saulės gimimas ir vystymasis? Atidžiai išstudijuokime Saulės evoliucijos etapus.
Saulės gimimas ir evoliucija
Saulė ir visi jos kaimynai pradėjo savo egzistavimą milžiniškame molekulinių dujų ir dulkių debesyje. Maždaug prieš 4,6 milijardo metų šis debesis pradėjo trauktis veikiamas išorinių jėgų (greta esančių žvaigždžių gravitacinio lauko arba supernovos energijos išleidimo). Suspaudimo metu vidines jėgas dujos ir dulkių dalelių sąveika suformavo erdves su didesniu medžiagos tankiu. Šios grupės vėliau sukels gyvybę daugybėje žvaigždžių sistemų, įskaitant mūsų.
Dėl dalelių sąveikos jėgų spiečių suspaudimo procese mūsų būsimoji žvaigždė pradėjo suktis. Išcentrinė jėga sukūrė didelį medžiagos rutulį centre ir plokščią dulkių ir dujų diską naujai sukurtos sistemos krašto link. Iš centrinio rutulio vėliau susidaro planetos ir asteroidai, o iš disko. Pirmuosius šimtą tūkstančių metų po dujų debesies griūties Saulė buvo griūva protožvaigždė. Tai tęsėsi tol, kol žvaigždės temperatūra ir slėgis lėmė jos centrinės dalies – šerdies – užsidegimą. Nuo to momento mūsų žvaigždė virto T Tauri tipo žvaigžde – labai aktyvia žvaigžde su stipria saulės vėjas. Laikui bėgant Saulė pamažu stabilizavosi ir įgavo dabartinę formą. Taip prasidėjo mūsų artimiausios žvaigždės gyvavimas, tačiau tai tik pirmasis Saulės evoliucijos etapas.
Pagrindinis Saulės evoliucijos etapas
Saulė savo raidoje yra pagrindiniame gyvenimo etape, kaip ir dauguma Visatos žvaigždžių. Jo šerdyje kas antras 600 milijonų tonų vandenilio paverčiamas heliu ir pagaminama 4 * 1027 vatai energijos. Šis procesas Saulės šerdyje prasidėjo prieš 4,6 milijardo metų ir nuo to laiko nepasikeitė. Tačiau vandenilio atsargos žvaigždėje nėra neribotos: žvaigždei užteks kuro dar 7 milijardams gyvenimo metų.
Kuo daugiau helio susikaupia žvaigždėje, tuo daugiau vandenilio dega. To pasekmė – didesnė energijos išeiga ir padidėjęs švytėjimo ryškumas. Šiuos pokyčius per trumpą laiką vargu ar pastebėsite, tačiau per ateinančius milijardus metų Saulė taps 10% šviesesnė. Ir tai nebežada nieko gero kitoms mūsų sistemos planetoms.
Branduolinės sintezės energijos išeigos padidėjimas Saulės viduje per milijardą metų lems stiprią šiltnamio efektas ant žemės, šitaip kas dabar vyksta. Laikui bėgant, planetos atmosferoje esanti drėgmė bus išgraužta dėl padidėjusios saulės spinduliuotės.
Po 3,5 milijardo metų Saulė bus 40% šviesesnė nei dabar. Temperatūra Žemės paviršiuje pakils tiek, kad skysto vandens egzistavimas ant jo taps neįmanomas. Vandenynai išvirs, o garai neužsiliks atmosferoje. Ledynai ištirps, o sniegas liks tik seniai pamirštų laikų mitu. Visas sąlygas gyvybei planetoje sunaikins negailestinga saulės spinduliuotė. Mūsų mėlynoji planeta pagaliau pavirs karšta, išdžiūvusia Venera.
Nieko nėra amžino. Ši taisyklė galioja viskam: ir mums, ir mūsų namams – Žemei ir Saulei. Nors pabaiga neįvyks rytoj ir neatsitiks nė vieno šiandien gyvenančio žmogaus gyvenime, kažkada tolimoje ateityje žvaigždė sunaudos visą savo kurą ir pasitrauks paskutinis būdas, į užmarštį. Kuo baigsis Saulės vystymasis?
Maždaug po 6 milijardų metų Saulė sunaudos visą savo šerdyje esantį vandenilį. Po to žvaigždės šerdyje susikaupęs inertiškas helis taps nestabilus ir pradės byrėti veikiamas savo svorio. Dėl to šerdis pradės kaisti ir taps tankesnė. Saulė pradės didėti, kol pateks į raudonojo milžino stadiją. Auganti žvaigždė praris Venerą ir tikriausiai net Žemę. Tačiau net jei mūsų planeta išliks, raudonai įkaitusios žvaigždės šiluma įkaitins jos paviršių ir pavers ją pragaru bet kokiai žinomai organinei gyvybei.
Bet kurios žvaigždės mirtis raudonojo milžino stadijoje nėra toli. Saulė vis tiek turės pakankamai temperatūros ir slėgio, kad galėtų pradėti kitą branduolių sintezės etapą: anglis sintetinama iš helio, kuris šį kartą bus kuras. Šis etapas užtruks apie šimtą milijonų metų – kol išdegs visas helis. Pabaigoje apvalkalas taps nestabilus ir žvaigždė pradės intensyviai pulsuoti. Per labai trumpą laiką šios pulsacijos pasireikš atvira erdvė didžioji dalis Saulės atmosferos.
Kai iš neseniai atsiradusio milžino atmosferos nieko neliks, vietoje didelės ir ryškios žvaigždės erdvėje kabės balta nykštukė – maža, Žemės dydžio, iš grynos anglies pagaminta žvaigždė, masė lygi žvaigždei. Mūsų planetos dydžio deimantas ilgai spindės šilumine spinduliuote, tačiau branduolių sintezei to neužtenka. Laikui bėgant jis atvės iki temperatūros aplinką– pora laipsnių aukščiau absoliutaus nulio.
Taip ir baigsis mūsų Saulės gyvenimas – vienišas deimantinis pjedestalas.
Nėra nė vieno realaus scenarijaus, pagal kurį Saulė sprogtų. Nors ji mums atrodo didžiulė, mūsų žvaigždė yra maža, palyginti su neįsivaizduojamai didelėmis žvaigždėmis, kuriomis pilna Visata. Net kai Saulė sudegina visą vandenilį, ji iš pradžių auga, o paskui susitraukia iki mažos planetos dydžio, lėtai vėsdama per trilijonus metų.
Kad žvaigždė sprogtų, jos masė turi gerokai viršyti Saulės masę. Jei mūsų žvaigždė būtų dešimt kartų didesnė, galėtume kalbėti apie sprogimą. Supermasyvios žvaigždės, suvartojusios vandenilį ir helią, toliau sintetina sunkesnius elementus – iki geležies, kurios sintezės nelydi energijos išsiskyrimas. Tada dingsta vidinis žvaigždės slėgis, kuris neleido jai būti veikiamas gravitacinių jėgų, ir žvaigždė sprogsta, išskirdama į kosmosą didžiulį kiekį energijos.
Po sprogimo tokios žvaigždės palieka neutronines žvaigždes, kurios greitai sukasi aplink savo ašį, ar net juodąsias skyles.
Žvaigždė-- dangaus kūnas, kuriame vyksta, įvyko arba įvyks termobranduolinės reakcijos. Žvaigždės yra didžiuliai šviečiantys dujų (plazmos) rutuliai. Susidaro iš dujų ir dulkių aplinkos (vandenilio ir helio) dėl gravitacinio suspaudimo. Medžiagos temperatūra žvaigždžių viduje matuojama milijonais kelvinų, o jų paviršiuje – tūkstančiais kelvinų. Daugumos žvaigždžių energija išsiskiria dėl termobranduolinių reakcijų, paverčiančių vandenilį heliu, vykstančių aukštoje temperatūroje vidaus regionuose. Žvaigždės dažnai vadinamos pagrindiniais Visatos kūnais, nes gamtoje jose yra didžioji dalis šviečiančios medžiagos. Žvaigždės yra didžiuliai, sferiniai objektai, pagaminti iš helio ir vandenilio, taip pat iš kitų dujų. Žvaigždės energija yra jos šerdyje, kur helis kas sekundę sąveikauja su vandeniliu. Kaip ir viskas, kas mūsų visatoje yra organiška, žvaigždės kyla, vystosi, keičiasi ir išnyksta – šis procesas trunka milijardus metų ir vadinamas „Žvaigždžių evoliucijos“ procesu.
1. Žvaigždžių evoliucija
Žvaigždžių evoliucija– pokyčių seka, kurią žvaigždė patiria per savo gyvenimą, ty per šimtus tūkstančių, milijonus ar milijardus metų, kai ji išspinduliuoja šviesą ir šilumą. Žvaigždė savo gyvenimą pradeda kaip šaltas, išretėjęs tarpžvaigždinių dujų debesis (retėjusi dujinė terpė, užpildanti visą erdvę tarp žvaigždžių), susispaudžianti veikiama savo gravitacijos ir palaipsniui įgaunanti rutulio formą. Suspaudus, gravitacinė energija (universali pagrindinė sąveika tarp visų materialių kūnų) virsta šiluma, o objekto temperatūra pakyla. Temperatūrai centre pasiekus 15-20 milijonų K, prasideda termobranduolinės reakcijos ir nutrūksta suspaudimas. Objektas tampa visaverte žvaigžde. 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 (1 pav.) (parodantis ryšį tarp absoliutaus dydžio, šviesumo, spektrinės klasės ir žvaigždės paviršiaus temperatūros, 1910 m.), kol jo kuro atsargos baigiasi jo šerdyje. Kai visas žvaigždės centre esantis vandenilis virsta heliu, susidaro helio šerdis, o jos periferijoje tęsiasi termobranduolinis vandenilio degimas. Šiuo laikotarpiu žvaigždės struktūra pradeda keistis. Jos šviesumas didėja, išoriniai sluoksniai plečiasi, o paviršiaus temperatūra mažėja – žvaigždė tampa raudona milžine, kuri Hertzsprung-Russell diagramoje suformuoja šaką. Šioje šakoje žvaigždė praleidžia žymiai mažiau laiko nei pagrindinėje sekoje. Kai sukaupta helio šerdies masė tampa reikšminga, ji negali išlaikyti savo svorio ir pradeda trauktis; jei žvaigždė yra pakankamai masyvi, didėjanti temperatūra gali sukelti tolesnį termobranduolinį helio virsmą sunkesniais elementais (helis į anglį, anglis į deguonį, deguonis į silicį ir galiausiai silicis į geležį).
2. Termobranduolinė sintezė žvaigždžių viduje
Iki 1939 m. buvo nustatyta, kad žvaigždžių energijos šaltinis yra termobranduolinė sintezė, vykstanti žvaigždžių žarnyne. Dauguma žvaigždžių skleidžia spinduliuotę, nes keturi protonai jų šerdyje per keletą tarpinių žingsnių susijungia į vieną alfa dalelę. Ši transformacija gali vykti dviem pagrindiniais būdais, vadinamais protono-protono, arba p-p, ciklu ir anglies-azoto, arba CN, ciklu. Mažos masės žvaigždėse energijos išsiskyrimą daugiausia užtikrina pirmasis ciklas, sunkiose žvaigždėse – antrasis. Branduolinio kuro tiekimas žvaigždėje yra ribotas ir nuolat išleidžiamas radiacijai. Termobranduolinės sintezės procesas, kuris išskiria energiją ir keičia žvaigždės medžiagos sudėtį, kartu su gravitacija, kuri linkusi žvaigždę suspausti ir taip pat išskiria energiją, taip pat spinduliuotė nuo paviršiaus, kuri išneša išsiskyrusią energiją. pagrindinės žvaigždžių evoliucijos varomosios jėgos. Žvaigždės evoliucija prasideda milžiniškame molekuliniame debesyje, dar vadinamame žvaigždžių lopšiu. Daugumoje „tuščios“ erdvės galaktikoje iš tikrųjų yra nuo 0,1 iki 1 molekulės cm?. Molekulinio debesies tankis yra apie milijoną molekulių cm?. Tokio debesies masė 100 000–10 000 000 kartų viršija Saulės masę dėl savo dydžio: nuo 50 iki 300 šviesmečių skersmens. 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 inicijuoti žvaigždžių formavimosi procesą. Dėl atsiradusių nehomogeniškumo molekulinių dujų slėgis nebegali užkirsti kelio tolesniam suspaudimui, o veikiamos gravitacinių traukos jėgų dujos ima telktis aplink būsimos žvaigždės centrą. Pusė išsiskiriančios gravitacinės energijos eina debesiui šildyti, o pusė – šviesos spinduliuotei. Debesyse slėgis ir tankis didėja link centro, o centrinės dalies griūtis vyksta greičiau nei periferija. Jam susitraukdamas mažėja vidutinis laisvas fotonų kelias, o debesis tampa vis mažiau skaidrus savo spinduliuotei. Tai lemia greitesnį temperatūros kilimą ir dar greitesnį slėgio kilimą. Dėl to slėgio gradientas susibalansuoja gravitacinė jėga, susidaro hidrostatinė šerdis, sverianti apie 1% debesies masės. Ši akimirka yra nematoma. Tolesnė protožvaigždės evoliucija yra medžiagos, kuri ir toliau krenta ant šerdies „paviršiaus“, kuri dėl to didėja, kaupimasis. Laisvai judančios medžiagos masė debesyje išsenka, o žvaigždė tampa matoma optiniame diapazone. Šis momentas laikomas protožvaigždinės fazės pabaiga ir jaunos žvaigždės fazės pradžia. Žvaigždžių formavimosi procesą galima apibūdinti vieningai, tačiau tolesni žvaigždės vystymosi etapai beveik visiškai priklauso nuo jos masės ir tik pačioje žvaigždžių evoliucijos pabaigoje gali suvaidinti cheminė sudėtis.
3. Vidurio gyvenimo ciklasžvaigždės
Žvaigždės būna įvairių spalvų ir dydžių. Jų spektrinis tipas svyruoja nuo karštos mėlynos iki šaltai raudonos, o masė svyruoja nuo 0,0767 iki daugiau nei 200 saulės masių. Žvaigždės šviesumas ir spalva priklauso nuo jos paviršiaus temperatūros, kurią, savo ruožtu, lemia jos masė. Visos naujos žvaigždės „užima savo vietą“ pagrindinėje sekoje pagal savo cheminę sudėtį ir masę. Kalbame ne apie fizinį žvaigždės judėjimą – tik apie jos padėtį nurodytoje diagramoje, priklausomai nuo žvaigždės parametrų. Tiesą sakant, žvaigždės judėjimas pagal diagramą atitinka tik žvaigždės parametrų pasikeitimą. Mažos, šaltos raudonosios nykštukės lėtai sudegina savo vandenilio atsargas ir išlieka pagrindinėje sekoje šimtus milijardų metų, o didžiuliai supermilžinai paliks pagrindinę seką per kelis milijonus metų nuo susiformavimo. 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. Po tam tikro laiko – nuo milijono iki dešimčių milijardų metų, priklausomai nuo pradinės masės – žvaigždė išeikvoja šerdies vandenilio išteklius. Didelėse ir karštose žvaigždėse tai vyksta daug greičiau nei mažose ir vėsesnėse. Dėl vandenilio atsargų išeikvojimo termobranduolinės reakcijos sustoja. Be šių reakcijų sukuriamo slėgio, kad būtų subalansuotas pačios žvaigždės gravitacinis traukimas, žvaigždė vėl pradeda trauktis, kaip tai darė anksčiau formuojantis. Temperatūra ir slėgis vėl pakyla, bet, skirtingai nei protožvaigždės stadijoje, daugiau aukštas lygis. Žlugimas tęsiasi tol, kol maždaug 100 milijonų K temperatūroje prasideda termobranduolinės reakcijos, kuriose dalyvauja helis. Termobranduolinis medžiagos deginimas, atnaujintas nauju lygiu, sukelia siaubingą žvaigždės plėtimąsi. Žvaigždė „atsileidžia“ ir jos dydis padidėja maždaug 100 kartų. Taigi žvaigždė tampa raudona milžine, o helio degimo fazė trunka apie kelis milijonus metų. Beveik visi raudonieji milžinai yra kintamos žvaigždės. Kas atsitiks toliau, priklauso nuo žvaigždės masės.
4. Vėlesni metai ir žvaigždžių mirtis
Senos mažos masės žvaigždės
Iki šiol nėra tiksliai žinoma, kas nutinka šviesioms žvaigždėms, kai jų vandenilio atsargos išsenka. Kadangi visatos amžius yra 13,7 milijardo metų, to nepakanka, kad vandenilio kuro atsargos tokiose žvaigždėse būtų išeikvotos, šiuolaikinės teorijos yra pagrįsti kompiuteriniu tokiose žvaigždėse vykstančių procesų modeliavimu. Kai kurios žvaigždės gali sintetinti helią tik tam tikrose aktyviose zonose, sukeldamos nestabilumą ir stiprius žvaigždžių vėjus. Tokiu atveju planetinis ūkas nesusiformuoja, o žvaigždė tik išgaruoja, tapdama dar mažesnė už rudąją nykštukę. Žvaigždės, kurių masė mažesnė nei 0,5 saulės, negali paversti helio net po to, kai šerdyje nutrūksta reakcijos, kuriose dalyvauja vandenilis - jų masė yra per maža, kad būtų sukurta nauja gravitacinio suspaudimo fazė tokiu mastu, kuris inicijuotų helio „užsidegimą“. Tarp šių žvaigždžių yra raudonosios nykštukės, tokios kaip Proxima Centauri, kurių pagrindinės sekos gyvavimo laikas yra nuo dešimčių milijardų iki dešimčių trilijonų metų. Nutrūkus termobranduolinėms reakcijoms jų šerdyje, jos, palaipsniui vėsdamos, ir toliau silpnai skleis elektromagnetinio spektro infraraudonųjų ir mikrobangų diapazonus.
Vidutinio dydžio žvaigždės
Kai vidutinio dydžio (nuo 0,4 iki 3,4 Saulės masės) žvaigždė pasiekia raudonojo milžino fazę, jos šerdyje pritrūksta vandenilio ir prasideda anglies sintezės iš helio reakcijos. Šis procesas vyksta aukštesnėje temperatūroje, todėl didėja energijos srautas iš šerdies, o tai lemia tai, kad išoriniai žvaigždės sluoksniai pradeda plėstis. Anglies sintezės pradžia žymi naują žvaigždės gyvenimo etapą ir tęsiasi kurį laiką. Žvaigždei, panašaus dydžio į Saulę, šis procesas gali užtrukti apie milijardą metų. Dėl skleidžiamos energijos kiekio pokyčių žvaigždė išgyvena nestabilumo periodus, įskaitant dydžio, paviršiaus temperatūros ir energijos išeigos pokyčius. Energijos išeiga pasislenka žemo dažnio spinduliuotės link. Visa tai lydi didėjantis masės praradimas dėl stipraus žvaigždžių vėjo ir intensyvių pulsacijų. Šios fazės žvaigždės, atsižvelgiant į tikslias jų savybes, vadinamos vėlyvojo tipo žvaigždėmis, OH-IR žvaigždėmis arba į Mirą panašiomis žvaigždėmis. Išmestose dujose gana daug žvaigždės viduje susidarančių sunkiųjų elementų, tokių kaip deguonis ir anglis. Dujos sudaro besiplečiantį apvalkalą ir toldamos nuo žvaigždės atvėsta, todėl gali susidaryti dulkių dalelės ir molekulės. Dėl stiprios infraraudonosios spinduliuotės iš centrinės žvaigždės, idealios sąlygos maseriams suaktyvinti. Helio degimo reakcijos yra labai jautrios temperatūrai. Kartais tai sukelia didelį nestabilumą. Atsiranda stiprios pulsacijos, kurios galiausiai suteikia pakankamą pagreitį išoriniams sluoksniams, kad jie būtų išmesti ir virstų planetiniu ūku. Ūko centre lieka plikas žvaigždės šerdis, kurioje termobranduolinės reakcijos sustoja, o vėsdamas virsta helio baltąja nykštuke, kurios masė paprastai siekia iki 0,5-0,6 saulės, o skersmuo ant jo. Žemės skersmens tvarka.
Baltieji nykštukai
Netrukus po helio pliūpsnio anglis ir deguonis „užsidega“; kiekvienas iš šių įvykių sukelia rimtą žvaigždės pertvarkymą ir greitą jos judėjimą pagal Hertzsprung-Russell diagramą. Žvaigždės atmosferos dydis dar labiau padidėja ir ji pradeda intensyviai netekti dujų sklaidydama žvaigždžių vėjo srautus. Centrinės žvaigždės dalies likimas visiškai priklauso nuo jos pradinės masės: žvaigždės šerdis gali baigti evoliuciją kaip baltoji nykštukė (mažos masės žvaigždės); jei jo masė vėlesnėse evoliucijos stadijose viršija Čandrasekharo ribą – kaip neutroninės žvaigždės (pulsaro); jei masė viršija Oppenheimerio ribą – Volkovas – kaip juodoji skylė. Paskutiniais dviem atvejais žvaigždžių evoliucijos pabaigą lydi katastrofiški įvykiai – supernovų sprogimai. Didžioji dauguma žvaigždžių, įskaitant Saulę, baigia savo evoliuciją susitraukdamos tol, kol išsigimusių elektronų slėgis subalansuos gravitaciją. Šioje būsenoje, kai žvaigždės dydis sumažėja šimtą kartų, o tankis tampa milijoną kartų didesnis už vandens tankį, žvaigždė vadinama baltąja nykštuke. Jis netenka energijos šaltinių ir, palaipsniui vėsdamas, tampa tamsus ir nematomas. Žvaigždėse, masyvesnėse už Saulę, išsigimusių elektronų slėgis negali sustabdyti tolesnio šerdies suspaudimo, o elektronai pradeda „spausti“ į atomų branduolius, dėl kurių protonai virsta neutronais, tarp kurių nėra elektrostatinės atstūmimo. pajėgos. Toks materijos neutronizavimas lemia tai, kad žvaigždės, kuri iš tikrųjų dabar yra vienas didžiulis atomo branduolys, dydis matuojamas keliais kilometrais, o tankis yra 100 milijonų kartų didesnis nei vandens tankis. Toks objektas vadinamas neutronine žvaigžde.
Supermasyvios žvaigždės
Žvaigždei, kurios masė didesnė nei penkis kartus už saulę, patekus į raudonąją supermilžinę stadiją, jos branduolys, veikiamas gravitacijos, pradeda trauktis. Didėjant suspaudimui, didėja temperatūra ir tankis, prasideda nauja termobranduolinių reakcijų seka. Tokiose reakcijose sintetinami vis sunkesni elementai: helis, anglis, deguonis, silicis ir geležis, kuri laikinai sulaiko šerdies žlugimą. Galiausiai, kai susidaro sunkesni ir sunkesni periodinės lentelės elementai, geležis-56 sintetinama iš silicio. Šiame etape tolesnė termobranduolinė sintezė tampa neįmanoma, nes geležies-56 branduolys turi didžiausią masės defektą, o sunkesnių branduolių susidarymas išsiskiriant energijai yra neįmanomas. Todėl, kai žvaigždės geležinis šerdis pasiekia tam tikrą dydį, slėgis joje nebepajėgia atlaikyti išorinių žvaigždės sluoksnių gravitacijos ir iš karto įvyksta šerdies kolapsas neutronizavus jos medžiagą. Kas bus toliau, dar nėra visiškai aišku, bet bet kuriuo atveju per kelias sekundes vykstantys procesai priveda prie neįtikėtinos jėgos supernovos sprogimo. Lydintis neutrinų pliūpsnis išprovokuoja smūgio bangą. Stiprūs neutrinų srautai ir besisukantis magnetinis laukas išstumia didžiąją dalį žvaigždės sukauptos medžiagos – vadinamųjų sėklinių elementų, įskaitant geležį ir lengvesnius elementus. Sprogstančią medžiagą bombarduoja iš branduolio skleidžiami neutronai, juos užfiksuodami ir taip sukuriant elementų, sunkesnių už geležį, įskaitant radioaktyviuosius, rinkinį iki urano (o gal net ir kalifornio). Taigi supernovų sprogimai paaiškina sunkesnių už geležį elementų buvimą tarpžvaigždinėje medžiagoje, tačiau tai nėra vienintelis galimas jų susidarymo būdas, pavyzdžiui, tai įrodo technecio žvaigždės. Sprogimo banga ir neutrinų purkštukai neša materiją iš mirštančios žvaigždės į tarpžvaigždinę erdvę. Vėliau ši supernovos medžiaga, vėsdama ir judant kosmose, gali susidurti su kitais kosmoso „šiukšlėmis“ ir galbūt dalyvauti formuojant naujas žvaigždes, planetas ar palydovus. Supernovos formavimosi metu vykstantys procesai vis dar tiriami ir kol kas aiškumo šiuo klausimu nėra. Taip pat abejotina, kas iš tikrųjų liko iš originalios žvaigždės. Tačiau svarstomos dvi galimybės: neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės.
Neutroninės žvaigždės
Yra žinoma, kad kai kuriose supernovose supermilžino gelmėse esanti stipri gravitacija verčia elektronus sugerti atomo branduolyje, kur jie susilieja su protonais ir sudaro neutronus. Šis procesas vadinamas neutronizacija. Elektromagnetinės jėgos, skiriančios šalia esančius branduolius, išnyksta. Dabar žvaigždės šerdį sudaro tankus atomo branduolių ir atskirų neutronų rutulys. Tokios žvaigždės, žinomos kaip neutroninės žvaigždės, yra labai mažos – ne didesnės už didelį miestą – ir jų tankis yra neįsivaizduojamai didelis. Mažėjant žvaigždės dydžiui (dėl kampinio impulso išsaugojimo) jų orbitos periodas tampa itin trumpas. Kai kurie daro 600 apsisukimų per sekundę. Kai kuriems iš jų kampas tarp spinduliuotės vektoriaus ir sukimosi ašies gali būti toks, kad Žemė patenka į šios spinduliuotės suformuotą kūgį; šiuo atveju galima aptikti spinduliavimo impulsą, pasikartojantį intervalais, lygiais žvaigždės orbitos periodui. Tokios neutroninės žvaigždės buvo vadinamos „pulsarais“ ir tapo pirmosiomis atrastomis neutroninėmis žvaigždėmis.
Juodosios skylės
Ne visos supernovos tampa neutroninėmis žvaigždėmis. Jei žvaigždė turi pakankamai didelę masę, tada žvaigždės žlugimas tęsis, o patys neutronai pradės kristi į vidų, kol jos spindulys taps mažesnis už Schwarzschildo spindulį. Po to žvaigždė tampa juodąja skyle. Juodųjų skylių egzistavimą numatė bendroji reliatyvumo teorija. Pagal šią teoriją materija ir informacija negali palikti juodosios skylės jokiomis sąlygomis. Tačiau kvantinė mechanika tikriausiai leidžia išimtis iš šios taisyklės. Liko numeris atviri klausimai. Vyriausiasis iš jų: „Ar iš viso yra juodųjų skylių? Juk norint tiksliai pasakyti, kad tam tikras objektas yra juodoji skylė, būtina stebėti jo įvykių horizontą. Tai neįmanoma vien nustačius horizontą, tačiau naudojant itin ilgą bazinę radijo interferometriją galima nustatyti metriką šalia objekto, taip pat užfiksuoti greitą, milisekundžių kintamumą. Šios viename objekte pastebėtos savybės turėtų galutinai įrodyti juodųjų skylių egzistavimą.
Žvaigždžių evoliucija astronomijoje yra pokyčių, kuriuos žvaigždė patiria per savo gyvenimą, ty per milijonus ar milijardus metų, kai ji skleis šviesą ir šilumą, seka. 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 cm³. Molekulinio debesies tankis yra apie milijoną molekulių cm³. Tokio debesies masė 100 000–10 000 000 kartų viršija Saulės masę dėl savo dydžio: nuo 50 iki 300 šviesmečių skersmens.
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. 
Dėl atsiradusių nehomogeniškumo molekulinių dujų slėgis nebegali užkirsti kelio tolesniam suspaudimui, o veikiamos gravitacinių traukos jėgų dujos ima telktis aplink būsimų žvaigždžių centrus. Pusė išsiskiriančios gravitacinės energijos eina debesiui šildyti, o pusė – šviesos spinduliuotei. Debesyse slėgis ir tankis didėja link centro, o centrinės dalies griūtis vyksta greičiau nei periferija. Suspaudimui progresuojant, vidutinis laisvas fotonų kelias mažėja, o debesis tampa vis mažiau skaidrus savo spinduliuotei. Tai veda prie daugiau staigus augimas temperatūra ir dar greitesnis slėgio padidėjimas. Galiausiai slėgio gradientas subalansuoja gravitacijos jėgą ir susidaro hidrostatinė šerdis, kurios masė sudaro apie 1% debesies masės. Šis momentas yra nematomas – rutuliukas yra nepermatomas optiniame diapazone. Tolesnė protožvaigždės evoliucija yra medžiagos, kuri ir toliau krenta ant šerdies „paviršiaus“, kuri dėl to didėja, kaupimasis. Galiausiai debesyje laisvai judančios medžiagos masė išsenka ir žvaigždė tampa matoma optiniame diapazone. Šis momentas laikomas protožvaigždinės fazės pabaiga ir jaunos žvaigždės fazės pradžia.
Pagal impulso tvermės dėsnį, mažėjant debesies dydžiui, didėja jo sukimosi greitis, o tam tikru momentu medžiaga nustoja suktis kaip vienas kūnas ir dalijasi į sluoksnius, kurie toliau griūva nepriklausomai vienas nuo kito. Šių sluoksnių skaičius ir masės priklauso nuo pradinės molekulinio debesies masės ir sukimosi greičio. Atsižvelgiant į šiuos parametrus, susidaro įvairios dangaus kūnų sistemos: žvaigždžių spiečiai, dvigubos žvaigždės, žvaigždės su planetomis.
Jauna žvaigždė – jaunos žvaigždės fazė.
Žvaigždžių formavimosi procesą galima apibūdinti vieningai, tačiau tolesni žvaigždės evoliucijos etapai beveik visiškai priklauso nuo jos masės ir tik pačioje žvaigždės evoliucijos pabaigoje gali suvaidinti jos cheminė sudėtis.
Jaunos mažos masės žvaigždės
Jaunos mažos masės (iki trijų Saulės masių) žvaigždės, artėjančios prie pagrindinės sekos, yra visiškai konvekcinės – konvekcinis procesas apima visą žvaigždės kūną. Iš esmės tai yra protožvaigždės, kurių centruose branduolinės reakcijos tik prasideda, o visa spinduliuotė daugiausia atsiranda dėl gravitacinio suspaudimo. Kol neatsiranda hidrostatinė pusiausvyra, žvaigždės šviesumas mažėja esant pastoviai efektyviai temperatūrai. Suspaudimui lėtėjant, jauna žvaigždė artėja prie pagrindinės sekos. Šio tipo objektai siejami su T Tauri žvaigždėmis.
Šiuo metu žvaigždžių, kurių masė didesnė nei 0,8 Saulės masės, šerdis tampa skaidrus spinduliuotei, o spinduliuotės energijos perdavimas šerdyje tampa vyraujantis, nes konvekcijai vis labiau trukdo didėjantis žvaigždžių medžiagos tankėjimas. Išoriniuose žvaigždės kūno sluoksniuose vyrauja konvekcinis energijos perdavimas.
Žvaigždei susitraukiant, pradeda didėti išsigimusių elektronų dujų slėgis, o pasiekus tam tikrą žvaigždės spindulį, suspaudimas sustoja, o tai lemia tolesnį temperatūros kilimą žvaigždės šerdyje, kurį sukelia suspaudimą, o vėliau iki jo sumažėjimo. Žvaigždėms, kurių Saulės masė mažesnė nei 0,0767, taip neįvyksta: branduolinių reakcijų metu išsiskiriančios energijos niekada neužtenka, kad subalansuotų vidinį slėgį ir gravitacinį suspaudimą. Tokios „požvaigždės“ išskiria daugiau energijos, nei pagaminama termobranduolinių reakcijų metu, ir yra priskiriamos vadinamosioms rudosioms nykštukėms. Jų likimas yra nuolatinis suspaudimas, kol išsigimusių dujų slėgis jį sustabdo, o tada laipsniškas atšalimas, kai baigiasi visos prasidėjusios termobranduolinės reakcijos.
Jaunos vidutinės masės žvaigždės
Jaunos vidutinės masės žvaigždės (nuo 2 iki 8 Saulės masių) kokybiškai vystosi taip pat, kaip ir jų mažesni broliai ir seserys, tik iki pagrindinės sekos jos neturi konvekcinių zonų. Šio tipo objektai siejami su vadinamaisiais. Herbig Ae\Be žvaigždės su netaisyklingais B-F0 spektrinės klasės kintamaisiais. Juose taip pat eksponuojami diskai ir bipoliniai purkštukai. Medžiagų nutekėjimo iš paviršiaus greitis, šviesumas ir efektyvi temperatūra yra žymiai didesni nei T Tauri, todėl jie efektyviai šildo ir išsklaido protožvaigždinio debesies likučius.
Jaunos žvaigždės, kurių masė didesnė nei 8 Saulės masės
Jaunos žvaigždės, kurių masė didesnė nei 8 Saulės masės. Tokios masės žvaigždės jau turi normalių žvaigždžių charakteristikas, nes jos perėjo visas tarpines stadijas ir sugebėjo pasiekti tokį branduolinių reakcijų greitį, kuris kompensavo spinduliuotės prarastą energiją, o masė kaupėsi, kad būtų pasiekta hidrostatinė šerdies pusiausvyra. Šioms žvaigždėms masės ir šviesumo nutekėjimas yra toks didelis, kad jos ne tik sustabdo išorinių molekulinio debesies sričių, kurios dar netapo žvaigždės dalimi, gravitacinį griūtį, bet, priešingai, jas išsklaido. Taigi gautos žvaigždės masė yra pastebimai mažesnė už protožvaigždinio debesies masę. Greičiausiai tai paaiškina, kad mūsų galaktikoje nėra žvaigždžių, kurių masė didesnė nei apie 300 Saulės masių.
Žvaigždės gyvenimo ciklas vidurio
Žvaigždės būna įvairių spalvų ir dydžių. Remiantis naujausiais skaičiavimais, jų spektrinis tipas svyruoja nuo karštos mėlynos iki šaltai raudonos, o masė svyruoja nuo 0,0767 iki maždaug 300 saulės masių. Žvaigždės šviesumas ir spalva priklauso nuo jos paviršiaus temperatūros, kurią savo ruožtu lemia jos masė. Visos naujos žvaigždės „užima savo vietą“ pagrindinėje sekoje pagal savo cheminę sudėtį ir masę.
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.
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.
Žvaigždės branda
Po tam tikro laiko – nuo milijono iki dešimčių milijardų metų (priklausomai nuo pradinės masės) – žvaigždė išeikvoja šerdies vandenilio išteklius. Didelėse ir karštose žvaigždėse tai vyksta daug greičiau nei mažose ir vėsesnėse. Dėl vandenilio atsargų išeikvojimo termobranduolinės reakcijos sustoja.
Be slėgio, atsiradusio šių reakcijų metu ir subalansavusio vidinę gravitaciją žvaigždės kūne, žvaigždė vėl pradeda trauktis, kaip ir anksčiau susiformavimo 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.
Termobranduolinis materijos „deginimas“, atnaujintas naujame lygyje, sukelia siaubingą žvaigždės išsiplėtimą. Žvaigždė „išsipučia“, tampa labai „laisva“, o jos dydis padidėja maždaug 100 kartų. Taip tampa žvaigždė, o helio degimo fazė trunka apie kelis milijonus metų. Beveik visi raudonieji milžinai yra kintamos žvaigždės.
Paskutiniai žvaigždžių evoliucijos etapai
Senos mažos masės žvaigždės
Šiuo metu tiksliai nežinoma, kas nutinka šviesioms žvaigždėms, kai jų šerdyje išsenka vandenilio atsargos. Kadangi Visatos amžius yra 13,7 milijardo metų, o to nepakanka vandenilio kuro atsargoms tokiose žvaigždėse išeikvoti, šiuolaikinės teorijos remiasi kompiuteriniu tokiose žvaigždėse vykstančių procesų modeliavimu.
Kai kurios žvaigždės gali sintetinti helią tik tam tikrose aktyviose zonose, sukeldamos nestabilumą ir stiprius žvaigždžių vėjus. Tokiu atveju planetinis ūkas nesusiformuoja, o žvaigždė tik išgaruoja, tapdama dar mažesnė už rudąją nykštukę.
Žvaigždė, kurios masė mažesnė nei 0,5 saulės, negali paversti helio net po to, kai jos šerdyje sustoja reakcijos, kuriose dalyvauja vandenilis - tokios žvaigždės masė yra per maža, kad suteiktų naują gravitacinio suspaudimo fazę iki tokio laipsnio, kad pakaktų „užsidegti“. helis Tarp šių žvaigždžių yra raudonosios nykštukės, tokios kaip Proxima Centauri, kurių pagrindinės sekos gyvavimo laikas yra nuo dešimčių milijardų iki dešimčių trilijonų metų. Nutrūkus termobranduolinėms reakcijoms jų šerdyje, jos, palaipsniui vėsdamos, ir toliau silpnai skleis elektromagnetinio spektro infraraudonųjų ir mikrobangų diapazonus.
Vidutinio dydžio žvaigždės
Kai žvaigždė pasiekia vidutinį dydį (nuo 0,4 iki 3,4 Saulės masės) raudonojo milžino fazę, jos šerdyje pritrūksta vandenilio ir prasideda anglies sintezės reakcijos iš helio. Šis procesas vyksta aukštesnėje temperatūroje, todėl energijos srautas iš šerdies didėja ir dėl to išoriniai žvaigždės sluoksniai pradeda plėstis. Anglies sintezės pradžia žymi naują žvaigždės gyvenimo etapą ir tęsiasi kurį laiką. Žvaigždei, panašaus dydžio į Saulę, šis procesas gali užtrukti apie milijardą metų.
Dėl skleidžiamos energijos kiekio pokyčių žvaigždė išgyvena nestabilumo periodus, įskaitant dydžio, paviršiaus temperatūros ir energijos išsiskyrimo pokyčius. Energijos išeiga pasislenka žemo dažnio spinduliuotės link. Visa tai lydi didėjantis masės praradimas dėl stipraus žvaigždžių vėjo ir intensyvių pulsacijų. Šios fazės žvaigždės vadinamos „vėlyvo tipo žvaigždėmis“ (taip pat „išėjusiomis žvaigždėmis“), OH-IR žvaigždėmis arba į Mirą panašiomis žvaigždėmis, atsižvelgiant į jų tikslias charakteristikas. Išmestose dujose yra gana daug sunkiųjų elementų, susidarančių žvaigždės viduje, tokių kaip deguonis ir anglis. Dujos sudaro besiplečiantį apvalkalą ir toldamos nuo žvaigždės atvėsta, todėl gali susidaryti dulkių dalelės ir molekulės. Su stipriu infraraudonoji spinduliuotė Tokiuose apvalkaluose esanti šaltinio žvaigždė sukuria idealias sąlygas kosminiams maseriams aktyvuoti.
Helio termobranduolinės degimo reakcijos yra labai jautrios temperatūrai. Kartais tai sukelia didelį nestabilumą. Atsiranda stiprios pulsacijos, kurios dėl to išoriniams sluoksniams suteikia pakankamą pagreitį, kad jie būtų numesti ir virstų planetiniu ūku. Tokio ūko centre lieka plikas žvaigždės šerdis, kurioje termobranduolinės reakcijos sustoja, o vėsdamas virsta helio baltąja nykštuke, kurios masė dažniausiai siekia iki 0,5-0,6 Saulės masės ir skersmuo. Žemės skersmens tvarka.
Netrukus po helio pliūpsnio anglis ir deguonis „užsidega“; kiekvienas iš šių įvykių sukelia rimtą žvaigždės kūno pertvarkymą ir greitą jos judėjimą pagal Hertzsprung-Russell diagramą. Žvaigždės atmosferos dydis dar labiau padidėja ir ji pradeda intensyviai netekti dujų sklaidydama žvaigždžių vėjo srautus. Centrinės žvaigždės dalies likimas visiškai priklauso nuo jos pradinės masės – žvaigždės šerdis gali baigti evoliuciją taip:
- (mažos masės žvaigždės)
- kaip neutroninė žvaigždė (pulsaras), jei žvaigždės masė vėlesniuose evoliucijos etapuose viršija Chandrasekhar ribą
- kaip juodoji skylė, jei žvaigždės masė viršija Oppenheimerio – Volkovos ribą
Paskutinėse dviejose situacijose žvaigždės evoliucija baigiasi katastrofišku įvykiu – supernovos sprogimu.
Didžioji dauguma žvaigždžių, įskaitant Saulę, užbaigia savo evoliuciją susitraukdamos tol, kol išsigimusių elektronų slėgis subalansuos gravitaciją. Šioje būsenoje, kai žvaigždės dydis sumažėja šimtą kartų, o tankis tampa milijoną kartų didesnis už vandens tankį, žvaigždė vadinama baltąja nykštuke. Jis netenka energijos šaltinių ir, palaipsniui vėsdamas, tampa nematomas.
Žvaigždėse, masyvesnėse už Saulę, išsigimusių elektronų slėgis negali sustabdyti tolesnio šerdies suspaudimo, o elektronai pradeda „spausti“ į atomo branduolius, kurie protonus paverčia neutronais, tarp kurių nėra elektrostatinės atstūmimo jėgų. Ši materijos neutronizacija lemia tai, kad žvaigždės, kuri dabar iš tikrųjų yra vienas didžiulis atomo branduolys, dydis matuojamas keliais kilometrais, o jos tankis yra 100 milijonų kartų didesnis nei vandens tankis. Toks objektas vadinamas neutronine žvaigžde; jos pusiausvyrą palaiko išsigimusios neutroninės medžiagos slėgis.
Supermasyvios žvaigždės
Žvaigždei, kurios masė didesnė nei penkios Saulės masės, patekus į raudonąją supermilžinę stadiją, jos branduolys, veikiamas gravitacijos, pradeda trauktis. Vykstant suspaudimui, temperatūra ir tankis didėja, prasideda nauja termobranduolinių reakcijų seka. Tokiose reakcijose sintetinami vis sunkesni elementai: helis, anglis, deguonis, silicis ir geležis, kuri laikinai sulaiko šerdies žlugimą.
Dėl to, formuojantis vis sunkesniems periodinės lentelės elementams, geležis-56 sintetinama iš silicio. Šiame etape toliau egzoterminis termobranduolinė sintezė tampa neįmanomas, nes geležies-56 branduolys turi didžiausią masės defektą, o sunkesnių branduolių susidarymas išskiriant energiją yra neįmanomas. Todėl, kai žvaigždės geležinis šerdis pasiekia tam tikrą dydį, slėgis joje nebegali atlaikyti viršutinių žvaigždės sluoksnių svorio, o jos medžiagai neutronizavus įvyksta iš karto šerdies kolapsas.
Stiprios neutrinų srovės ir besisukantis magnetinis laukas išstumia didžiąją dalį žvaigždės sukauptos medžiagos – vadinamųjų sėklinių elementų, įskaitant geležį ir lengvesnius elementus. Sprogstančią medžiagą bombarduoja iš žvaigždės šerdies išbėgantys neutronai, juos užfiksuodami ir taip sukuriant elementų, sunkesnių už geležį, įskaitant radioaktyviuosius, rinkinį iki urano (o gal net kalifornio). Taigi supernovos sprogimai paaiškina sunkesnių už geležį elementų buvimą tarpžvaigždinėje materijoje, tačiau tai nėra vienintelis galimas būdas jų susidarymą, ką, pavyzdžiui, demonstruoja technecio žvaigždės.
Sprogimo banga ir neutrinų purkštukai neša materiją iš mirštančios žvaigždės į tarpžvaigždinę erdvę. Vėliau ši supernovos medžiaga, vėsdama ir judėdama erdvėje, gali susidurti su kitu kosminiu „išgelbėjimu“ ir, galbūt, dalyvauti formuojant naujas žvaigždes, planetas ar palydovus.
Supernovos formavimosi metu vykstantys procesai vis dar tiriami ir kol kas aiškumo šiuo klausimu nėra. Taip pat abejotina, kas iš tikrųjų liko iš originalios žvaigždės. Tačiau svarstomos dvi galimybės: neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės.
Neutroninės žvaigždės
Yra žinoma, kad kai kuriose supernovose supermilžino gelmėse esanti stipri gravitacija verčia elektronus sugerti atomo branduolyje, kur jie susilieja su protonais ir sudaro neutronus. Šis procesas vadinamas neutronizacija. Elektromagnetinės jėgos, skiriančios šalia esančius branduolius, išnyksta. Dabar žvaigždės šerdį sudaro tankus atomo branduolių ir atskirų neutronų rutulys. 
Tokios žvaigždės, žinomos kaip neutroninės žvaigždės, yra itin mažos – ne didesnės nei didelio miesto dydžio – ir jų tankis yra neįsivaizduojamai didelis. Mažėjant žvaigždės dydžiui (dėl kampinio impulso išsaugojimo) jų orbitos periodas tampa itin trumpas. Kai kurios neutroninės žvaigždės sukasi 600 kartų per sekundę. Kai kuriems iš jų kampas tarp spinduliuotės vektoriaus ir sukimosi ašies gali būti toks, kad Žemė patenka į šios spinduliuotės suformuotą kūgį; šiuo atveju galima aptikti spinduliavimo impulsą, pasikartojantį intervalais, lygiais žvaigždės orbitos periodui. Tokios neutroninės žvaigždės buvo vadinamos „pulsarais“ ir tapo pirmosiomis atrastomis neutroninėmis žvaigždėmis.
Juodosios skylės
Ne visos žvaigždės, išgyvenusios supernovos sprogimo fazę, tampa neutroninėmis žvaigždėmis. Jei žvaigždės masė yra pakankamai didelė, tada tokios žvaigždės žlugimas tęsis, o patys neutronai pradės kristi į vidų, kol jos spindulys taps mažesnis už Schwarzschildo spindulį. Po to žvaigždė tampa juodąja skyle.
Juodųjų skylių egzistavimą numatė bendroji reliatyvumo teorija. Pagal šią teoriją materija ir informacija negali palikti juodosios skylės jokiomis sąlygomis. Nepaisant to, kvantiniai efektai, tikriausiai venkite to, pavyzdžiui, Hokingo spinduliuotės pavidalu. Liko keletas atvirų klausimų. Visų pirma, iki šiol pagrindinis klausimas liko neatsakytas: „Ar apskritai yra juodųjų skylių? Juk norint tiksliai pasakyti, kad tam tikras objektas yra juodoji skylė, būtina stebėti jo įvykių horizontą. Tai neįmanoma vien tik apibrėžus horizontą, tačiau naudojant itin ilgą bazinę radijo interferometriją galima nustatyti metriką šalia objekto pagal dujų judėjimą ten, taip pat užfiksuoti greitą, milisekundžių skalės kintamumą žvaigždutėms. - masinės juodosios skylės. Šios viename objekte pastebėtos savybės turėtų įtikinamai įrodyti, kad stebimas objektas yra juodoji skylė.
Šiuo metu juodosios skylės yra prieinamos tik netiesioginiams stebėjimams. Taigi, stebint aktyvių galaktikų branduolių šviesumą, galima įvertinti objekto, ant kurio vyksta akrecija, masę. Taip pat objekto masę galima įvertinti pagal galaktikos sukimosi kreivę arba pagal žvaigždžių sukimosi dažnį arti objekto, naudojant virialinę teoremą. Kitas variantas – stebėti aktyvių galaktikų centrinio regiono dujų emisijos linijų profilį, leidžiantį nustatyti jos sukimosi greitį, kuris blazaruose siekia dešimtis tūkstančių kilometrų per sekundę. Daugelio galaktikų centrinė masė yra per didelė bet kokiam objektui, išskyrus supermasyvią juodąją skylę. Yra objektų, ant kurių akivaizdžiai susikaupia medžiaga, tačiau specifinės smūginės bangos sukeltos spinduliuotės nepastebima. Iš to galime daryti išvadą, kad akrecija nesustabdoma kieto žvaigždės paviršiaus, o tiesiog patenka į labai didelio gravitacinio raudonojo poslinkio sritis, kur, remiantis šiuolaikinėmis idėjomis ir duomenimis (2009 m.), nėra jokio nejudančio objekto, išskyrus juodąją skylę. galima.
Sveiki mieli skaitytojai! Norėčiau pakalbėti apie nuostabų naktinį dangų. Kodėl dėl nakties? Jūs klausiate. Kadangi ant jo aiškiai matomos žvaigždės, šie gražūs šviečiantys taškeliai juodai mėlyname dangaus fone. Tačiau iš tikrųjų jie nėra maži, o tiesiog didžiuliai ir dėl didelio atstumo atrodo tokie maži.
Ar kas nors iš jūsų įsivaizdavo, kaip gimsta žvaigždės, kaip jos gyvena, kaip joms apskritai? Siūlau perskaityti šį straipsnį dabar ir įsivaizduoti žvaigždžių evoliuciją pakeliui. Vaizdiniam pavyzdžiui paruošiau keletą vaizdo įrašų 😉
Dangus nusėtas daugybe žvaigždžių, tarp kurių išsibarstę didžiuliai dulkių ir dujų, daugiausia vandenilio, debesys. Žvaigždės gimsta būtent tokiuose ūkuose arba tarpžvaigždinėse srityse.
Žvaigždė gyvena taip ilgai (iki dešimčių milijardų metų), kad astronomai negali atsekti net vienos iš jų gyvenimo nuo pradžios iki pabaigos. Tačiau jie turi galimybę stebėti skirtingus žvaigždės vystymosi etapus.
Mokslininkai sujungė gautus duomenis ir sugebėjo atsekti tipiškų žvaigždžių gyvenimo etapus: žvaigždės gimimo tarpžvaigždiniame debesyje momentą, jos jaunystę, Vidutinis amžius, senatvė ir kartais labai įspūdinga mirtis.
Žvaigždės gimimas.
Žvaigždės formavimasis prasideda nuo medžiagos sutankinimo ūko viduje. Palaipsniui susidariusio sutankinimo dydis mažėja, mažėja veikiamas gravitacijos. Šio suspaudimo metu arba žlugti, išsiskiria energija, kuri įkaitina dulkes ir dujas ir priverčia juos švytėti.
Yra vadinamasis protožvaigždė. Medžiagos temperatūra ir tankis jos centre arba šerdyje yra didžiausias. Kai temperatūra pasiekia apie 10 000 000°C, dujose pradeda vykti termobranduolinės reakcijos.
Vandenilio atomų branduoliai pradeda jungtis ir virsti helio atomų branduoliais. Ši sintezė išskiria didžiulį energijos kiekį.Ši energija per konvekciją perduodama į paviršinį sluoksnį, o tada šviesos ir šilumos pavidalu išleidžiama į erdvę. Taip protožvaigždė virsta tikra žvaigžde.
Iš šerdies sklindanti spinduliuotė šildo dujinę aplinką, sukurdama slėgį, nukreiptą į išorę, ir taip užkertant kelią gravitaciniam žvaigždės žlugimui.
Rezultatas yra tai, kad ji randa pusiausvyrą, tai yra, ji turi pastovius matmenis, pastovią paviršiaus temperatūrą ir pastovų išsiskiriančios energijos kiekį.
Šiame vystymosi etape astronomai vadina žvaigždę pagrindinės sekos žvaigždė, taip nurodant vietą, kurią jis užima Hertzsprung-Russell diagramoje.Ši diagrama išreiškia ryšį tarp žvaigždės temperatūros ir šviesumo.
Mažos masės protožvaigždės niekada neįšyla iki temperatūros, reikalingos termobranduolinei reakcijai pradėti. Šios žvaigždės dėl suspaudimo virsta blankiais raudonieji nykštukai , ar net blankesnis rudieji nykštukai . Pirmoji rudoji nykštukė buvo atrasta tik 1987 m.
Milžinai ir nykštukai.
Saulės skersmuo yra apie 1 400 000 km, paviršiaus temperatūra – apie 6 000°C, ji skleidžia gelsvą šviesą. Jis buvo pagrindinės žvaigždžių sekos dalis 5 milijardus metų.
Tokios žvaigždės vandenilio „degalai“ bus išnaudoti maždaug per 10 milijardų metų, o daugiausia helio liks jos šerdyje. Kai nebėra ko „degti“, iš šerdies nukreiptos spinduliuotės intensyvumo nebepakanka, kad būtų galima subalansuoti gravitacinį šerdies griūtį.
Tačiau energijos, kuri šiuo atveju išsiskiria, pakanka sušildyti aplinkinę medžiagą. Šiame apvalkale prasideda vandenilio branduolių sintezė ir išsiskiria daugiau energijos.
Žvaigždė pradeda šviesti ryškiau, bet dabar rausva šviesa, o tuo pačiu plečiasi ir didėja dešimtis kartų. Dabar tokia žvaigždė vadinamas raudonuoju milžinu.
Raudonojo milžino šerdis susitraukia, o temperatūra pakyla iki 100 000 000 °C ar daugiau. Čia vyksta helio branduolių sintezės reakcija, paverčiant ją anglimi. Dėl šio proceso metu išsiskiriančios energijos žvaigždė vis dar šviečia apie 100 milijonų metų.
Pasibaigus heliui ir pasibaigus reakcijoms, visa žvaigždė palaipsniui, veikiama gravitacijos, susitraukia iki beveik dydžio. Šiuo atveju išsiskiriančios energijos žvaigždei užtenka (dabar baltas nykštukas) kurį laiką toliau ryškiai švytėjo.
Baltosios nykštukės medžiagos suspaudimo laipsnis yra labai didelis, todėl jos tankis yra labai didelis - vieno šaukšto svoris gali siekti tūkstantį tonų. Taip vystosi mūsų Saulės dydžio žvaigždės.
Vaizdo įrašas, rodantis mūsų Saulės evoliuciją į baltąją nykštukę
Žvaigždė, kurios masė penkis kartus didesnė už Saulę, turi daug trumpesnį gyvavimo ciklą ir vystosi kiek kitaip. Tokia žvaigždė yra daug ryškesnė, o jos paviršiaus temperatūra yra 25 000 ° C ar daugiau, buvimo pagrindinėje žvaigždžių sekoje laikotarpis yra tik apie 100 milijonų metų.
Kai tokia žvaigždė įžengia į sceną raudonasis milžinas , temperatūra jo šerdyje viršija 600 000 000°C. Jame vyksta anglies branduolių sintezės reakcijos, kurios virsta sunkesniais elementais, įskaitant geležį.
Žvaigždė, veikiama išsiskiriančios energijos, išsiplečia iki dydžių, kurie yra šimtus kartų didesni už pradinį dydį.Žvaigždė šiame etape vadinamas supermilžinu .
Energijos gamybos procesas šerdyje staiga sustoja ir per kelias sekundes susitraukia. Dėl viso to išsiskiria didžiulis energijos kiekis ir susidaro katastrofiška smūgio banga.
Ši energija keliauja per visą žvaigždę ir su sprogstamąja jėga išstumia didelę jos dalį į kosmosą, sukeldama reiškinį, vadinamą supernovos sprogimas .
Norėdami geriau įsivaizduoti viską, kas buvo parašyta, pažvelkime į žvaigždžių evoliucijos ciklo diagramą
1987 m. vasarį panašus pliūpsnis buvo pastebėtas kaimyninėje galaktikoje – Didžiajame Magelano debesyje. Ši supernova trumpam švytėjo ryškiau nei trilijonas saulių.
Supermilžinė šerdis susitraukia ir formuojasi dangaus kūnas kurio skersmuo tik 10-20 km, o jo tankis toks didelis, kad šaukštelis jo medžiagos gali sverti 100 milijonų tonų!!! Toks dangaus kūnas susideda iš neutronų irvadinama neutronine žvaigžde .
Ką tik susiformavusi neutroninė žvaigždė turi didelį sukimosi greitį ir labai stiprų magnetizmą.
Taip sukuriamas galingas elektromagnetinis laukas, skleidžiantis radijo bangas ir kitokio pobūdžio spinduliuotę. Jie spindulių pavidalu išsiskleidžia iš žvaigždės magnetinių polių.
Šie spinduliai dėl žvaigždės sukimosi aplink savo ašį tarsi skenuoja kosminę erdvę. Kai jie veržiasi pro mūsų radijo teleskopus, mes juos suvokiame kaip trumpus blyksnius arba impulsus. Todėl tokios žvaigždės ir vadinamos pulsarai.
Pulsarai buvo atrasti dėl jų skleidžiamų radijo bangų. Dabar tapo žinoma, kad daugelis jų skleidžia šviesos ir rentgeno spindulių impulsus.
Pirmasis lengvasis pulsaras buvo aptiktas Krabo ūke. Jo impulsai kartojami 30 kartų per sekundę.
Kitų pulsarų impulsai kartojasi daug dažniau: PIR (pulsuojantis radijo šaltinis) 1937+21 blyksi 642 kartus per sekundę. Net sunku tai įsivaizduoti!
Žvaigždės, kurios turi didžiausia masė, dešimtis kartų viršijančios Saulės masę, taip pat užsidega kaip supernovos. Tačiau dėl didžiulės masės jų žlugimas yra daug katastrofiškesnis.
Destrukcinis suspaudimas nesibaigia net neutroninės žvaigždės formavimosi stadijoje, sukuriant regioną, kuriame įprastinė medžiaga nustoja egzistuoti.
Liko tik viena gravitacija, kuri tokia stipri, kad niekas, net šviesa, negali išvengti jos įtakos. Ši sritis vadinama Juodoji skylė.Taip, didelių žvaigždžių evoliucija yra baisi ir labai pavojinga.
Šiame vaizdo įraše kalbėsime apie tai, kaip supernova virsta pulsaru ir juodąja skyle.
Nežinau kaip jūs, brangūs skaitytojai, bet aš asmeniškai labai myliu ir domiuosi kosmosu ir viskuo, kas su ja susijusi, ji tokia paslaptinga ir gražu, gniaužia kvapą! Žvaigždžių evoliucija mums daug pasakė apie mūsų ateitį ir viskas.
