Var och en av oss åtminstone en gång i hans liv såg in i stjärnhimmel. Någon tittade på denna skönhet, upplevde romantiska känslor, den andra försökte förstå var denna skönhet kommer ifrån. Livet i rymden, till skillnad från livet på vår planet, strömmar i en annan hastighet. Tid i yttre rymden lever i sina egna kategorier, avstånden och storlekarna i universum är enorma. Vi tänker sällan på det faktum att före våra ögon ständigt utvecklas galaxer och stjärnor. Varje objekt i det oändliga rymden är resultatet av vissa fysiska processer. Galaxier, stjärnor och jämn planeter har stora utvecklingsfaser.
Vår planet och vi alla är beroende av vår luminary. Hur lång tid kommer solen att glädja oss med sin värme, andas liv i solsystemet? Vad väntar oss i framtiden i miljoner och miljarder år? I det avseendet är det nyfiken att lära sig mer om vilka stadier av utvecklingen av astronomiska föremål, där stjärnorna kommer ifrån och hur livet av dessa underbara ljus i nattskyen slutar.
Ursprung, födelse och evolution av stjärnor
Utvecklingen av stjärnorna och planeterna som bor i vår Melkvägsgalax och hela universum har för det mesta varit väl studerade. Lagarna i fysiken, som hjälper till att förstå kosmiska objektets ursprung, arbetar oskadligt i rymden. Grunden i detta fall tas på teorin om Big Bang, som nu är den dominerande läran om universums ursprungsprocess. Händelsen som skakade universum och ledde till universumsbildning, genom rymdstandarder, blixtsnabbt. För rymden, från en stjärnas födelse till dess död, passerar stunderna. Stora avstånd skapar illusionen av universets konstans. En stjärna som blinkade i fjärran skiner oss i miljarder år, då kan det inte vara.
Teorin om utvecklingen av galaxer och stjärnor är en utveckling av Big Bang-teorin. Läran om stjärnornas födelse och framväxten av stjärnsystem är olika i skala och timing, som i motsats till universum som helhet kan observeras med moderna vetenskapsmetoder.
Att studera stjärnlivets livscykel är möjligt på exemplet för närmaste ljus till oss. Solen är en av hundratals biljoner stjärnor i vårt synfält. Dessutom ger avståndet från jorden till solen (150 miljoner km) en unik möjlighet att utforska ett objekt utan att lämna gränserna för solsystemet. Den erhållna informationen gör det möjligt att förstå i detalj hur andra stjärnor är ordnade, hur snabbt dessa jätte värmekällor är uttömda, vilka utvecklingsstadier av en stjärna som kommer att vara slutet på detta strålande liv - tyst och dim eller mousserande, explosiv.
Efter storängen bildade småpartiklar interstellära moln, som blev "sjukhuset" för trillioner stjärnor. Det är karakteristiskt att alla stjärnor föddes samtidigt som ett resultat av sammandragning och expansion. Kompression i molnen av kosmisk gas uppstod under inverkan av sin egen tyngdkraft och liknande processer i nya stjärnor i grannskapet. Expansion har uppstått som ett resultat av internt tryck av interstellär gas och under verkan av magnetfält inuti gasmoln. Samtidigt roterade molnet fritt kring dess masscentrum.
Gasmoln bildade efter explosionen är 98% sammansatta av atom- och molekylärt väte och helium. Endast 2% i denna serie står för damm och fasta mikroskopiska partiklar. Tidigare trodde man att i mitten av någon stjärna ligger kärnan av järn, uppvärmd till en temperatur av en miljon grader. Denna aspekt förklarade den stora massan av luminary.
I motsats till fysiska krafter segrade kompressionskrafterna, eftersom ljuset som härrör från utsläpp av energi inte tränger in i gasmoln. Ljuset, tillsammans med en del av den utsända energin, sprider sig utåt, vilket skapar en negativ temperatur och en lågtryckszon inuti en tunn gasuppsamling. Att vara i ett sådant tillstånd komprimeras den kosmiska gasen snabbt, påverkan av gravitationskrafterna leder till det faktum att partiklar börjar bilda stellär materia. När ett gaskluster är tätt leder intensiv komprimering till bildandet av ett stjärnkluster. När gasmolnets storlek är obetydlig leder komprimeringen till bildandet av en enda stjärna.
En kort beskrivning av vad som händer är att stjärnans framtid passerar genom två steg - snabb och långsam kompression till protostarens tillstånd. Snabbt komprimering talar på ett enkelt och förståeligt språk, det stellära materiens fall till mitten av protostaren. Långsam kompression uppträder på bakgrunden av protostarens formade centrum. Under de närmaste hundra tusen åren minskar den nya formationen i storlek och dens densitet ökar miljontals gånger. Gradvis blir protostaren ogenomskinlig på grund av den höga densiteten av stjärnämnen, och den fortsatta komprimeringen utlöser mekanismen för inre reaktioner. Tillväxten av internt tryck och temperaturer leder till bildandet av ett framtida tyngdpunkt i den framtida stjärnan.
I detta tillstånd stannar protostaren i miljontals år, som långsamt avger värme och gradvis kontraherar, minskar i storlek. Som ett resultat kommer konturerna av en ny stjärna fram, och densiteten av dens substans blir jämförbar med densiteten av vatten.
I genomsnitt är vår stjärnas densitet 1,4 kg / cm3 - nästan densamma som vattendensiteten i det salta Döda havet. I mitten av solen har en densitet på 100 kg / cm3. Strålfrågan är inte i flytande tillstånd, men är i form av en plasma.
Under påverkan av enormt tryck och temperatur på cirka 100 miljoner K, börjar termonukleära reaktioner av vätecykeln. Komprimering upphör, objektets massa ökar när tyngdkraftens energi omvandlas till termonukleär bränning av väte. Från och med den här tiden börjar en ny stjärna, som utstrålar energi, förlora massa.
Den ovan beskrivna bildandet av en stjärna är bara ett primitivt schema som beskriver den första etappen av evolutionen och födelsen av en stjärna. Idag är sådana processer i vår galax och i hela universum nästan omärkliga på grund av den intensiva uttömningen av stjärnmaterial. För hela den medvetna historien om observationer av vår galax har endast isolerade framträdanden av nya stjärnor noterats. I universums skala kan denna siffra ökas hundratals och tusentals gånger.
De flesta av sina liv, protostrar är dolda från det mänskliga ögat av ett dammskal. Utsläppen av kärnan kan observeras endast i det infraröda området, vilket är det enda sättet att se en stjärnas födelse. Till exempel upptäckte astronomiska forskare i Orion Nebula 1967 en ny stjärna, vars strålningstemperatur var 700 grader Kelvin. Därefter visade sig att protostarernas födelseplats är kompakta källor, vilka inte bara är tillgängliga i vår galax, men också i andra delar av universum som ligger långt ifrån oss. Förutom infraröd strålning är födelseplatserna för nya stjärnor märkta med intensiva radiosignaler.
Processen att studera och utvecklingen av stjärnor
Hela processen att veta stjärnorna kan delas upp i flera steg. I början bestämmer du avståndet till stjärnan. Information om hur långt stjärnan är från oss, hur länge ljuset går från det, ger en uppfattning om vad som hände med stjärnan under hela denna tid. Efter att en person lärt sig att mäta avståndet till avlägsna stjärnor, blev det klart att stjärnorna är samma solar, bara av olika storlekar och med olika öden. Att känna avståndet till stjärnan, av ljusnivån och mängden energi som emitteras kan man spåra processen med termonukleär fusion av stjärnan.
Efter bestämningen av avståndet till stjärnan kan man med hjälp av spektralanalys beräkna stjärnans kemiska sammansättning och ta reda på dess struktur och ålder. Tack vare spektrographens utseende har forskare kunnat studera naturen av stjärnornas ljus. Denna enhet kan bestämma och mäta gaskompositionen hos stjärnämnet, som stjärnan har på olika stadier av dess existens.
Att studera spektralanalysen av solenergi och andra stjärnor, kom till en slutsats att utvecklingen av stjärnor och planeter har gemensamma rötter. Alla kosmiska kroppar har samma typ, liknande kemisk sammansättning, och härrör från samma sak som härrör från Big Bang.
Stellär materia består av samma kemiska element (upp till järn) som vår planet. Den enda skillnaden är i antalet av dessa eller andra element och i de processer som förekommer på solen och inuti jordens himmel. Detta skiljer stjärnorna från andra objekt i universum. Stjärnornas ursprung bör också beaktas i samband med en annan fysisk disciplin - kvantmekanik. Enligt denna teori består den materia som bestämmer stjärnämnet av att ständigt dela atomer och elementära partiklar som skapar sin egen mikrokosmos. I detta ljus är intresset av stjärnornas struktur, sammansättning, struktur och utveckling. Såsom visat sig står vår stjärnas huvudmassa och många andra stjärnor för endast två element - väte och helium. En teoretisk modell som beskriver stjärnans struktur gör det möjligt att förstå deras struktur och huvudskillnaden från andra rymdobjekt.
Huvudfunktionen är att många föremål i universum har en viss storlek och form, medan en stjärna kan ändra sin storlek när den utvecklas. Varm gas är en sammansättning av atomer som är svagt bundna till varandra. Miljoner år efter stjärnbildningen börjar kylningen av ytskiktet av stjärnämnet. Stjärnan ger det mesta av sin energi till yttre rymden, minskar eller ökar i storlek. Överföringen av värme och energi uppträder från stjärnens inre områden till ytan, vilket påverkar strålningens intensitet. Med andra ord, samma stjärna i olika perioder av dess existens ser annorlunda ut. Termonukleära processer baserade på vätecykelreaktioner bidrar till omvandlingen av lätta väteatomer till tungare element - helium och kol. Enligt astrofysiker och kärnforskare är en sådan termonukleär reaktion den mest effektiva när det gäller mängden värme som släpps ut.
Varför slutar termonukleär fusion av kärnan inte med explosionen av en sådan reaktor? Saken är att gravitationsfältets styrkor i den kan hålla stjärnmaterial inom gränserna för den stabiliserade volymen. Härav kan vi dra en entydig slutsats: vilken stjärna som helst är en massiv kropp som behåller sin storlek på grund av balansen mellan tyngdkrafterna och energin hos termonukleära reaktioner. Resultatet av denna idealiska naturmodell är en värmekälla som kan fungera länge. Det antas att de första livsformerna på jorden verkade 3 miljarder år sedan. Solen på dessa dagar värmde vår planet precis som den är nu. Följaktligen har vår stjärna förändrats lite, trots att strålningen av den utstrålade värmen och solenergin är enorm - mer än 3-4 miljoner ton varje sekund.
Det är lätt att beräkna hur mycket under åren av dess existens, vår stjärna har gått ner i vikt. Detta kommer att bli en stor siffra, men på grund av sin enorma massa och hög densitet ser sådana förluster över universum obetydligt ut.
Steg i utvecklingen av stjärnor
Starens öde beror på den ursprungliga massan av stjärnan och dess kemiska sammansättning. Så länge som väsentliga reserver av väte är koncentrerade i kärnan ligger stjärnan i den så kallade huvudsekvensen. Så snart det var en tendens att öka stjärnans storlek betyder det att huvudkällan för termonukleär fusion har torkat upp. Började en lång sista väg för omvandling av en himmelsk kropp.
Uppbyggda i universum uppdelas armaturerna initialt i tre vanligaste typer:
- normala stjärnor (gula dvärgar);
- dvärgstjärnor;
- jätte stjärnor.
Stjärnor med låg massa (dvärgar) brinner långsamt vätebutiker och lever sina liv ganska lugnt.
Sådana stjärnor är majoriteten i universum och vår stjärna är en gul dvärg. Med början av åldern blir den gula dvärgen en röd jätte eller supergiant.
Baserat på teorin om stjärnornas ursprung har processen för att bilda stjärnor i universum inte slutat. De ljusaste stjärnorna i vår galax är inte bara de största, jämfört med solen, men också de yngsta. Astrofysiker och astronomer kallar dessa stjärnor blå supergiants. I slutändan möter de samma öde, som upplever trillioner av andra stjärnor. Först den snabba födelsen, det briljanta och livliga livet, varefter det kommer en period med långsamt förfall. Stjärnor som solen har en lång livscykel, som är i huvudsekvensen (i mitten).
Med hjälp av data på massan av en stjärna kan vi anta dess evolutionära utvecklingsväg. En illustrativ illustration av denna teori är utvecklingen av vår stjärna. Ingenting är evigt. Som ett resultat av termonukleär fusion omvandlas väte till helium, därför förbrukas dess ursprungliga reserver och reduceras. Någon gång, snart kommer dessa lager att sluta. Att döma av det faktum att vår sol fortsätter att lysa i mer än 5 miljarder år, utan att ändra storlek, kan stjärnans mogen ålder fortfarande vara ungefär samma period.
Utspädningen av vätereserver leder till det faktum att solens kärna under kraftens inverkan börjar minska kraftigt. Kärntätheten blir mycket hög, med det resultat att termonukleära processer kommer att flytta till lagren intill kärnan. Ett sådant tillstånd kallas kollaps, vilket kan orsakas av termonukleära reaktioner i stjärnans övre skikt. Som ett resultat av högt tryck utlöses termonukleära reaktioner som involverar helium.
Tillförseln av väte och helium i denna del av stjärnan kommer att ligga i miljontals år. Det är inte så snart att uttömning av vätereserver leder till en ökning av strålningsintensiteten, en ökning av skalets storlek och storleken på stjärnan själv. Som ett resultat blir vår sol mycket stor. Om vi föreställer oss den här bilden i tiotals miljarder år, istället för en bländande ljusskiva, kommer en varm röd skiva av gigantiska storlekar att hänga på himlen. De röda jättarna är den naturliga fasen av utvecklingen av en stjärna, dess övergångsstat i kategorin av variabla stjärnor.
Som ett resultat av denna omvandling kommer avståndet från jorden till solen att minskas, så att jorden kommer att falla in i zonkoronans inflytningszon och börja "steka" i den. Temperaturen på planets yta ökar tiofaldigt, vilket leder till att atmosfären försvinner och förångningen av vatten. Som ett resultat blir planeten en livlös stenig öken.
De sista stadierna av stjärnornas utveckling
Efter att ha nått den röda jättens fas blir den normala stjärnan en vit dvärg som påverkas av gravitationsprocesser. Om stjärnans massa är ungefär lika med solens massa kommer alla huvudprocesser i det att förekomma tyst, utan impulser och explosiva reaktioner. Den vita dvärgen kommer att dö länge och blekna till aska.
I de fall där stjärnan ursprungligen hade en massa mer än sol 1,4 gånger, kommer den vita dvärgen inte att vara det sista steget. Med en stor massa inuti stjärnan börjar processerna för kompaktering av stjärnämnen på atom-, molekylär nivå. Protoner blir till neutroner, stjärnans densitet ökar och storleken minskar snabbt.
Neutronstjärnor som är kända för vetenskapen har en diameter på 10-15 km. Med så små storlekar har neutronstjärnan en enorm massa. En kubikcentimeter av stellär materia kan väga miljarder ton.
I händelse av att vi ursprungligen handlade om en storstads stjärna, tar det sista utvecklingsstadiet andra former. Ödet av en massiv stjärna - ett svart hål - ett föremål med oförklarad natur och oförutsägbart beteende. Den enorma massan av stjärnan bidrar till en ökning av gravitationskrafterna som sätter kompressionskrafterna i rörelse. Att avbryta denna process är inte möjlig. Tätheten av materia växer tills den förvandlas till oändlighet, bildar ett singulärt utrymme (Einsteins relativitetsteori). Radien av en sådan stjärna blir så småningom noll, blir ett svart hål i yttre rymden. Svarta hål skulle vara mycket större om i rymden var det mesta av rymden ockuperat av massiva och supermassiva stjärnor.
Det bör noteras att under omvandlingen av en röd jätte till en neutronstjärna eller i ett svart hål kan universum överleva ett unikt fenomen - födelsen av ett nytt rymdobjekt.
Födelsen av en supernova är det mest imponerande sista steget i stjärnornas utveckling. 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.
