Wszechświat jest stale zmieniającym się makrokosmosem, w którym każdy obiekt, substancja czy materia znajduje się w stanie transformacji i zmiany. Procesy te trwają miliardy lat. W porównaniu z długością życia człowieka ten niepojęty okres czasu jest ogromny. W skali kosmicznej zmiany te są dość ulotne. Gwiazdy, które teraz widzimy na nocnym niebie, były takie same tysiące lat temu, kiedy mogli je widzieć egipscy faraonowie, ale w rzeczywistości przez cały ten czas zmiana cech fizycznych ciał niebieskich nie zatrzymała się ani na sekundę. Gwiazdy rodzą się, żyją i na pewno starzeją się – ewolucja gwiazd toczy się normalnie.

Położenie gwiazd konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy w różnych okresach historycznych w przedziale 100 000 lat temu - nasz czas i po 100 tysiącach lat

Interpretacja ewolucji gwiazd z punktu widzenia przeciętnego człowieka

Przeciętnemu człowiekowi przestrzeń jawi się jako świat spokoju i ciszy. Tak naprawdę Wszechświat jest gigantycznym laboratorium fizycznym, w którym zachodzą ogromne przemiany, podczas których zmienia się skład chemiczny, cechy fizyczne i struktura gwiazd. Życie gwiazdy trwa tak długo, jak długo świeci i oddaje ciepło. Jednak taki genialny stan nie trwa wiecznie. Po jasnych narodzinach następuje okres dojrzałości gwiazd, który nieuchronnie kończy się starzeniem się ciała niebieskiego i jego śmiercią.

Powstawanie protogwiazdy z chmury gazu i pyłu 5-7 miliardów lat temu

Wszystkie nasze dzisiejsze informacje o gwiazdach mieszczą się w ramach nauki. Termodynamika pozwala nam wyjaśnić procesy równowagi hydrostatycznej i termicznej, w których znajduje się materia gwiazdowa. Fizyka jądrowa i kwantowa pozwalają nam zrozumieć złożony proces syntezy jądrowej, który umożliwia istnienie gwiazdy, emitując ciepło i dając światło otaczającej przestrzeni. Podczas narodzin gwiazdy tworzy się równowaga hydrostatyczna i termiczna, utrzymywana przez jej własne źródła energii. Pod koniec błyskotliwej kariery gwiazd ta równowaga zostaje zachwiana. Rozpoczyna się seria nieodwracalnych procesów, których rezultatem jest zniszczenie gwiazdy lub upadek - wspaniały proces natychmiastowej i genialnej śmierci ciała niebieskiego.

Wybuch supernowej to jasny finał życia gwiazdy narodzonej we wczesnych latach istnienia Wszechświata.

Zmiany właściwości fizycznych gwiazd wynikają z ich masy. Na tempo ewolucji obiektów wpływa ich skład chemiczny oraz w pewnym stopniu istniejące parametry astrofizyczne – prędkość obrotu i stan pola magnetycznego. Nie da się dokładnie opowiedzieć o tym, jak wszystko faktycznie się dzieje, ze względu na ogromny czas trwania opisywanych procesów. Tempo ewolucji i etapy transformacji zależą od czasu narodzin gwiazdy i jej położenia we Wszechświecie w chwili narodzin.

Ewolucja gwiazd z naukowego punktu widzenia

Każda gwiazda rodzi się z grudki zimnego gazu międzygwiazdowego, który pod wpływem zewnętrznych i wewnętrznych sił grawitacyjnych zostaje sprężony do stanu kuli gazowej. Proces sprężania substancji gazowej nie zatrzymuje się ani na chwilę, czemu towarzyszy kolosalne wyzwolenie energii cieplnej. Temperatura nowej formacji wzrasta aż do rozpoczęcia syntezy termojądrowej. Od tego momentu zatrzymuje się kompresja materii gwiezdnej i osiągana jest równowaga pomiędzy stanem hydrostatycznym i termicznym obiektu. Wszechświat został uzupełniony nową, pełnoprawną gwiazdą.

Głównym paliwem gwiazdowym jest atom wodoru powstały w wyniku rozpoczętej reakcji termojądrowej.

W ewolucji gwiazd podstawowe znaczenie mają źródła energii cieplnej. Energia promienista i cieplna uciekająca w przestrzeń kosmiczną z powierzchni gwiazdy jest uzupełniana poprzez chłodzenie wewnętrznych warstw ciała niebieskiego. Straty rekompensują stale zachodzące reakcje termojądrowe i kompresja grawitacyjna we wnętrzu gwiazdy. Dopóki we wnętrzu gwiazdy znajduje się wystarczająca ilość paliwa jądrowego, gwiazda świeci jasnym światłem i emituje ciepło. Gdy tylko proces syntezy termojądrowej zwalnia lub całkowicie się zatrzymuje, uruchamia się mechanizm wewnętrznej kompresji gwiazdy, aby utrzymać równowagę termiczną i termodynamiczną. Na tym etapie obiekt emituje już energię cieplną, która jest widoczna jedynie w zakresie podczerwieni.

Na podstawie opisanych procesów możemy stwierdzić, że ewolucja gwiazd reprezentuje stałą zmianę źródeł energii gwiazdowej. We współczesnej astrofizyce procesy przemian gwiazd można uporządkować według trzech skal:

• harmonogram nuklearny;
• okres termiczny życia gwiazdy;
• dynamiczny odcinek (końcowy) życia oprawy.

W każdym indywidualnym przypadku rozważane są procesy determinujące wiek gwiazdy, jej cechy fizyczne i rodzaj śmierci obiektu. Oś czasu nuklearnego jest interesująca, o ile obiekt zasilany jest własnymi źródłami ciepła i emituje energię będącą produktem reakcji jądrowych. Czas trwania tego etapu szacuje się, określając ilość wodoru, która zostanie przekształcona w hel podczas syntezy termojądrowej. Im większa masa gwiazdy, tym większa intensywność reakcji jądrowych i odpowiednio większa jasność obiektu.

Rozmiary i masy różnych gwiazd, od nadolbrzyma po czerwonego karła

Termiczna skala czasu określa etap ewolucji, podczas którego gwiazda zużywa całą swoją energię cieplną. Proces ten rozpoczyna się od momentu wyczerpania się ostatnich zapasów wodoru i ustania reakcji jądrowych. Aby zachować równowagę obiektu, rozpoczyna się proces kompresji. Materia gwiazdowa opada w kierunku centrum. W tym przypadku energia kinetyczna zamieniana jest na energię cieplną, która jest wydawana na utrzymanie niezbędnej równowagi temperaturowej wewnątrz gwiazdy. Część energii ucieka w przestrzeń kosmiczną.

Biorąc pod uwagę fakt, że jasność gwiazd zależy od ich masy, w momencie ściskania obiektu jego jasność w przestrzeni nie ulega zmianie.

Gwiazda w drodze do ciągu głównego

Tworzenie się gwiazd następuje według dynamicznej skali czasu. Gaz gwiazdowy opada swobodnie do środka, zwiększając gęstość i ciśnienie w wnętrznościach przyszłego obiektu. Im większa gęstość w środku kuli gazowej, tym wyższa temperatura wewnątrz obiektu. Od tego momentu ciepło staje się główną energią ciała niebieskiego. Im większa gęstość i wyższa temperatura, tym większe ciśnienie w głębinach przyszłej gwiazdy. Swobodny spadek cząsteczek i atomów zatrzymuje się, a proces kompresji gazu gwiazdowego zatrzymuje się. Ten stan obiektu nazywany jest zwykle protogwiazdą. Obiektem jest w 90% wodór cząsteczkowy. Gdy temperatura osiągnie 1800 K, wodór przechodzi w stan atomowy. Podczas procesu rozpadu zużywana jest energia, a wzrost temperatury ulega spowolnieniu.

Wszechświat składa się w 75% z wodoru cząsteczkowego, który podczas powstawania protogwiazd zamienia się w wodór atomowy – paliwo jądrowe gwiazdy

W tym stanie ciśnienie wewnątrz kuli gazowej maleje, uwalniając w ten sposób siłę ściskającą. Sekwencja ta jest powtarzana za każdym razem, gdy najpierw jonizowany jest cały wodór, a następnie hel. W temperaturze 10⁵ K gaz zostaje całkowicie zjonizowany, kompresja gwiazdy ustaje i powstaje równowaga hydrostatyczna obiektu. Dalsza ewolucja gwiazdy będzie przebiegać zgodnie z termiczną skalą czasu, znacznie wolniej i bardziej równomiernie.

Od początku formowania promień protogwiazdy zmniejszał się ze 100 jednostek astronomicznych. do ¼ a.u. Obiekt znajduje się w środku chmury gazu. W wyniku akrecji cząstek z zewnętrznych obszarów obłoku gazu gwiazdowego masa gwiazdy będzie stale rosła. W konsekwencji wzrośnie temperatura wewnątrz obiektu, towarzysząc procesowi konwekcji – przenoszeniu energii z wewnętrznych warstw gwiazdy na jej zewnętrzną krawędź. Następnie wraz ze wzrostem temperatury we wnętrzu ciała niebieskiego konwekcję zastępuje transfer promieniowania, przemieszczający się w kierunku powierzchni gwiazdy. W tym momencie jasność obiektu gwałtownie wzrasta, wzrasta również temperatura warstw powierzchniowych kuli gwiezdnej.

Procesy konwekcyjne i transfer promieniowania w nowo powstałej gwieździe przed rozpoczęciem reakcji syntezy termojądrowej

Na przykład w przypadku gwiazd o masie identycznej z masą naszego Słońca kompresja obłoku protogwiazdowego następuje w ciągu zaledwie kilkuset lat. Jeśli chodzi o końcowy etap powstawania obiektu, kondensacja materii gwiezdnej rozciąga się od milionów lat. Słońce dość szybko zbliża się do ciągu głównego, a podróż ta zajmie setki milionów lub miliardów lat. Innymi słowy, im większa masa gwiazdy, tym dłuższy okres czasu spędzony na powstaniu pełnoprawnej gwiazdy. Gwiazda o masie 15M będzie poruszać się po drodze do ciągu głównego znacznie dłużej – około 60 tysięcy lat.

Faza sekwencji głównej

Pomimo tego, że niektóre reakcje syntezy termojądrowej rozpoczynają się w niższych temperaturach, główna faza spalania wodoru rozpoczyna się w temperaturze 4 milionów stopni. Od tego momentu rozpoczyna się faza sekwencji głównej. Wchodzi w grę nowa forma reprodukcji energii gwiazdowej - jądrowa. Energia kinetyczna uwolniona podczas ściskania obiektu znika w tle. Osiągnięta równowaga zapewnia długie i spokojne życie gwiazdy znajdującej się w początkowej fazie ciągu głównego.

Rozszczepienie i rozpad atomów wodoru podczas reakcji termojądrowej zachodzącej we wnętrzu gwiazdy

Od tego momentu obserwacja życia gwiazdy jest wyraźnie powiązana z fazą ciągu głównego, która jest ważną częścią ewolucji ciał niebieskich. To właśnie na tym etapie jedynym źródłem energii gwiazdowej jest wynik spalania wodoru. Obiekt znajduje się w stanie równowagi. W miarę zużywania się paliwa jądrowego zmienia się jedynie skład chemiczny obiektu. Pobyt Słońca w fazie ciągu głównego będzie trwał około 10 miliardów lat. Tyle czasu zajmie naszej rodzimej gwieździe wykorzystanie całego zapasu wodoru. Jeśli chodzi o masywne gwiazdy, ich ewolucja zachodzi szybciej. Emitując więcej energii, masywna gwiazda pozostaje w fazie ciągu głównego jedynie przez 10–20 milionów lat.

Mniej masywne gwiazdy płoną na nocnym niebie znacznie dłużej. Zatem gwiazda o masie 0,25 M pozostanie w fazie ciągu głównego przez dziesiątki miliardów lat.

Diagram Hertzsprunga – Russella oceniający związek między widmem gwiazd a ich jasnością. Punkty na diagramie to lokalizacje znanych gwiazd. Strzałki wskazują przemieszczenie gwiazd z ciągu głównego do fazy olbrzyma i białego karła.

Aby wyobrazić sobie ewolucję gwiazd, wystarczy spojrzeć na diagram charakteryzujący drogę ciała niebieskiego w ciągu głównym. Górna część wykresu wygląda na mniej nasyconą obiektami, ponieważ to tam skupiają się masywne gwiazdy. Lokalizacja ta wynika z ich krótkiego cyklu życia. Spośród znanych dziś gwiazd niektóre mają masę 70M. Obiekty, których masa przekracza górną granicę 100M, mogą w ogóle nie powstać.

Ciała niebieskie, których masa jest mniejsza niż 0,08 M, nie mają możliwości pokonania masy krytycznej wymaganej do rozpoczęcia syntezy termojądrowej i pozostają zimne przez całe życie. Najmniejsze protogwiazdy zapadają się i tworzą karły przypominające planety.

Podobny do planety brązowy karzeł w porównaniu do normalnej gwiazdy (naszego Słońca) i planety Jowisz

Na dole sekwencji znajdują się skupione obiekty, w których dominują gwiazdy o masie równej masie naszego Słońca i nieco większej. Wyimaginowaną granicę pomiędzy górną i dolną częścią ciągu głównego stanowią obiekty o masie – 1,5M.

Kolejne etapy ewolucji gwiazd

O każdej z opcji rozwoju stanu gwiazdy decyduje jej masa i czas, w którym następuje przemiana materii gwiazdowej. Jednak Wszechświat jest mechanizmem wieloaspektowym i złożonym, dlatego ewolucja gwiazd może przebiegać innymi ścieżkami.

Podróżując wzdłuż ciągu głównego, gwiazda o masie w przybliżeniu równej masie Słońca ma trzy główne możliwości trasy:

1. żyj spokojnie i odpoczywaj spokojnie w rozległych przestrzeniach Wszechświata;
2. wejść w fazę czerwonego olbrzyma i powoli się starzeć;
3. stać się białym karłem, eksplodować jako supernowa i stać się gwiazdą neutronową.

Możliwe opcje ewolucji protogwiazd w zależności od czasu, składu chemicznego obiektów i ich masy

Po sekwencji głównej rozpoczyna się faza gigantyczna. Do tego czasu zapasy wodoru w wnętrznościach gwiazdy są całkowicie wyczerpane, centralnym obszarem obiektu jest rdzeń helu, a reakcje termojądrowe przenoszą się na powierzchnię obiektu. Pod wpływem syntezy termojądrowej powłoka rozszerza się, ale zwiększa się masa rdzenia helowego. Zwykła gwiazda zamienia się w czerwonego olbrzyma.

Faza gigantyczna i jej cechy

W gwiazdach o małej masie gęstość rdzenia staje się kolosalna, zamieniając materię gwiazdową w zdegenerowany relatywistyczny gaz. Jeśli masa gwiazdy jest nieco większa niż 0,26 M, wzrost ciśnienia i temperatury prowadzi do rozpoczęcia syntezy helu, obejmującej cały centralny obszar obiektu. Od tego momentu temperatura gwiazdy gwałtownie rośnie. Główną cechą tego procesu jest to, że zdegenerowany gaz nie ma zdolności do rozszerzania się. Pod wpływem wysokiej temperatury zwiększa się jedynie szybkość rozszczepienia helu, czemu towarzyszy reakcja wybuchowa. W takich momentach możemy zaobserwować rozbłysk helu. Jasność obiektu wzrasta setki razy, ale agonia gwiazdy trwa nadal. Gwiazda przechodzi do nowego stanu, w którym wszystkie procesy termodynamiczne zachodzą w jądrze helowym i wyładowanej powłoce zewnętrznej.

Struktura gwiazdy ciągu głównego typu słonecznego i czerwonego olbrzyma z izotermicznym rdzeniem helowym i warstwową strefą nukleosyntezy

Ten stan jest tymczasowy i niestabilny. Materia gwiazdowa jest stale mieszana, a znaczna jej część jest wyrzucana w otaczającą przestrzeń, tworząc mgławicę planetarną. W centrum pozostaje gorące jądro, zwane białym karłem.

W przypadku gwiazd o dużych masach wymienione powyżej procesy nie są tak katastrofalne. Spalanie helu zastępuje się reakcją rozszczepienia jądrowego węgla i krzemu. Ostatecznie rdzeń gwiazdy zamieni się w gwiezdne żelazo. Faza olbrzymia zależy od masy gwiazdy. Im większa masa obiektu, tym niższa temperatura w jego środku. To zdecydowanie nie wystarczy, aby wywołać reakcję rozszczepienia jądrowego węgla i innych pierwiastków.

Los białego karła - gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury

Gdy obiekt znajdzie się w stanie białego karła, jest w wyjątkowo niestabilnym stanie. Zatrzymane reakcje jądrowe prowadzą do spadku ciśnienia, rdzeń przechodzi w stan zapadnięcia się. Energia uwolniona w tym przypadku jest wydawana na rozpad żelaza na atomy helu, który dalej rozpada się na protony i neutrony. Proces biegowy rozwija się w szybkim tempie. Zapadnięcie się gwiazdy charakteryzuje dynamiczny odcinek skali i trwa ułamek sekundy. Spalanie pozostałości paliwa jądrowego następuje wybuchowo, uwalniając kolosalną ilość energii w ułamku sekundy. To wystarczy, aby wysadzić górne warstwy obiektu. Ostatnim etapem powstawania białego karła jest eksplozja supernowej.

Jądro gwiazdy zaczyna się zapadać (po lewej). Zapadnięcie się tworzy gwiazdę neutronową i powoduje przepływ energii do zewnętrznych warstw gwiazdy (w środku). Energia uwalniana, gdy zewnętrzne warstwy gwiazdy zostają odrzucone podczas wybuchu supernowej (po prawej).

Pozostały supergęsty rdzeń będzie skupiskiem protonów i elektronów, które zderzają się ze sobą, tworząc neutrony. Wszechświat został uzupełniony nowym obiektem - gwiazdą neutronową. Ze względu na dużą gęstość rdzeń ulega degeneracji, a proces zapadania się rdzenia zostaje zatrzymany. Gdyby masa gwiazdy była wystarczająco duża, zapadanie mogłoby trwać, aż pozostała materia gwiazdowa w końcu wpadłaby do środka obiektu, tworząc czarną dziurę.

Wyjaśnienie ostatniej części ewolucji gwiazd

W przypadku normalnych gwiazd równowagi opisane procesy ewolucji są mało prawdopodobne. Jednak istnienie białych karłów i gwiazd neutronowych dowodzi rzeczywistego istnienia procesów kompresji materii gwiazdowej. Niewielka liczba takich obiektów we Wszechświecie wskazuje na przemijalność ich istnienia. Końcowy etap ewolucji gwiazd można przedstawić jako sekwencyjny łańcuch dwóch typów:

• normalna gwiazda - czerwony olbrzym - zrzucanie zewnętrznych warstw - biały karzeł;
• masywna gwiazda – czerwony nadolbrzym – eksplozja supernowej – gwiazda neutronowa lub czarna dziura – nicość.

Schemat ewolucji gwiazd. Opcje kontynuacji życia gwiazd poza ciągiem głównym.

Z naukowego punktu widzenia dość trudno jest wyjaśnić zachodzące procesy. Naukowcy nuklearni są zgodni co do tego, że w przypadku końcowego etapu ewolucji gwiazd mamy do czynienia ze zmęczeniem materii. W wyniku długotrwałego oddziaływania mechanicznego i termodynamicznego materia zmienia swoje właściwości fizyczne. Zmęczenie materii gwiazdowej, wyczerpanej długotrwałymi reakcjami jądrowymi, może wyjaśnić pojawienie się zdegenerowanego gazu elektronowego, jego późniejszą neutronizację i anihilację. Jeżeli wszystkie powyższe procesy zachodzą od początku do końca, materia gwiezdna przestaje być substancją fizyczną – gwiazda znika w przestrzeni, nie pozostawiając po sobie niczego.

Bąble międzygwiazdowe oraz obłoki gazu i pyłu, które są miejscem narodzin gwiazd, nie mogą zostać uzupełnione jedynie przez gwiazdy znikające i eksplodujące. Wszechświat i galaktyki znajdują się w stanie równowagi. Następuje ciągła utrata masy, gęstość przestrzeni międzygwiazdowej maleje w jednej części przestrzeni kosmicznej. W rezultacie w innej części Wszechświata powstają warunki do powstawania nowych gwiazd. Innymi słowy, schemat działa: jeśli w jednym miejscu utracono pewną ilość materii, w innym miejscu we Wszechświecie ta sama ilość materii pojawiła się w innej formie.

Wreszcie

Badając ewolucję gwiazd dochodzimy do wniosku, że Wszechświat jest gigantycznym rozrzedzonym roztworem, w którym część materii przekształca się w cząsteczki wodoru, będące materiałem budulcowym gwiazd. Druga część rozpuszcza się w przestrzeni, znikając ze sfery materialnych wrażeń. W tym sensie czarna dziura jest miejscem przejścia całej materii w antymaterię. Trudno jest w pełni zrozumieć znaczenie tego, co się dzieje, zwłaszcza jeśli badając ewolucję gwiazd, opierasz się wyłącznie na prawach fizyki jądrowej, kwantowej i termodynamiki. W badaniu tego zagadnienia należy uwzględnić teorię prawdopodobieństwa względnego, która pozwala na zakrzywienie przestrzeni, umożliwiając przemianę jednej energii w drugą, jednego stanu w drugi.

Fuzja termojądrowa we wnętrzach gwiazd

W tym czasie dla gwiazd o masie większej niż 0,8 masy Słońca rdzeń staje się przezroczysty dla promieniowania i dominuje transfer energii radiacyjnej w jądrze, podczas gdy powłoka na górze pozostaje konwekcyjna. Nikt nie wie na pewno, w jaki sposób gwiazdy o mniejszej masie docierają do ciągu głównego, ponieważ czas, jaki gwiazdy te spędzają w kategorii młodych, przekracza wiek Wszechświata. Wszystkie nasze pomysły na ewolucję tych gwiazd opierają się na obliczeniach numerycznych.

W miarę kurczenia się gwiazdy ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego zaczyna rosnąć i w pewnym promieniu gwiazdy ciśnienie to zatrzymuje wzrost temperatury centralnej, a następnie zaczyna ją obniżać. A w przypadku gwiazd mniejszych niż 0,08 okazuje się to śmiertelne: energia uwalniana podczas reakcji jądrowych nigdy nie wystarczy na pokrycie kosztów promieniowania. Takie gwiazdy podrzędne nazywane są brązowymi karłami, a ich los polega na ciągłej kompresji, aż do zatrzymania jej przez ciśnienie zdegenerowanego gazu, a następnie stopniowym ochłodzeniu z zatrzymaniem wszelkich reakcji jądrowych.

Młode gwiazdy o masie pośredniej

Młode gwiazdy o masach pośrednich (od 2 do 8 mas Słońca) ewoluują jakościowo dokładnie w taki sam sposób, jak ich mniejsze siostry, z tą różnicą, że strefy konwekcyjne mają dopiero w ciągu głównym.

Obiekty tego typu kojarzone są z tzw. Gwiazdy Ae\Be Herbita z nieregularnymi zmiennymi typu widmowego B-F5. Mają także bipolarne dyski odrzutowe. Prędkość wypływu, jasność i temperatura efektywna są znacznie wyższe niż w przypadku τ Byk, dzięki czemu skutecznie podgrzewają i rozpraszają pozostałości obłoku protogwiazdowego.

Młode gwiazdy o masie większej niż 8 mas Słońca

W rzeczywistości są to już normalne gwiazdy. W miarę gromadzenia się masy rdzenia hydrostatycznego gwiazda zdołała przeskoczyć wszystkie etapy pośrednie i podgrzać reakcje jądrowe do tego stopnia, że ​​zrekompensowały one straty spowodowane promieniowaniem. W przypadku tych gwiazd wypływ masy i jasności jest tak duży, że nie tylko zatrzymuje zapadanie się pozostałych obszarów zewnętrznych, ale także je wypycha. Zatem masa powstałej gwiazdy jest zauważalnie mniejsza niż masa obłoku protogwiazdowego. Najprawdopodobniej wyjaśnia to brak w naszej galaktyce gwiazd o masie ponad 100-200 mas Słońca.

Średni cykl życia gwiazdy

Wśród powstałych gwiazd istnieje ogromna różnorodność kolorów i rozmiarów. Mają typ widmowy od gorącego błękitu do chłodnej czerwieni, a masę - od 0,08 do ponad 200 mas Słońca. Jasność i kolor gwiazdy zależy od temperatury jej powierzchni, która z kolei zależy od jej masy. Wszystkie nowe gwiazdy „zajmują swoje miejsce” w ciągu głównym zgodnie ze swoim składem chemicznym i masą. Nie mówimy tu o fizycznym ruchu gwiazdy, a jedynie o jej położeniu na wskazanym schemacie, w zależności od parametrów gwiazdy. Oznacza to, że tak naprawdę mówimy tylko o zmianie parametrów gwiazdy.

To, co stanie się dalej, zależy od masy gwiazdy.

Późniejsze lata i śmierć gwiazd

Stare gwiazdy o małej masie

Do chwili obecnej nie wiadomo na pewno, co dzieje się z jasnymi gwiazdami po wyczerpaniu się zapasów wodoru. Ponieważ wiek Wszechświata wynosi 13,7 miliarda lat, co nie jest wystarczające, aby wyczerpać zapasy paliwa wodorowego, współczesne teorie opierają się na symulacjach komputerowych procesów zachodzących w takich gwiazdach.

Niektóre gwiazdy potrafią stopić hel tylko w niektórych aktywnych obszarach, powodując niestabilność i silne wiatry słoneczne. W tym przypadku nie dochodzi do powstania mgławicy planetarnej, a gwiazda jedynie wyparowuje, stając się jeszcze mniejsza niż brązowy karzeł.

Jednak gwiazda o masie mniejszej niż 0,5 Słońca nigdy nie będzie w stanie zsyntetyzować helu, nawet jeśli w jądrze ustaną reakcje z udziałem wodoru. Ich otoczka gwiazdowa nie jest wystarczająco masywna, aby pokonać ciśnienie wytwarzane przez jądro. Do gwiazd tych należą czerwone karły (takie jak Proxima Centauri), które znajdują się w ciągu głównym od setek miliardów lat. Po ustaniu reakcji termojądrowych w ich rdzeniu, stopniowo ochładzając się, będą nadal słabo emitować w zakresie podczerwieni i mikrofal widma elektromagnetycznego.

Gwiazdy średniej wielkości

Kiedy gwiazda średniej wielkości (od 0,4 do 3,4 masy Słońca) osiąga fazę czerwonego olbrzyma, jej zewnętrzne warstwy nadal się rozszerzają, rdzeń kurczy się, a reakcje zaczynają syntetyzować węgiel z helu. Fuzja uwalnia dużo energii, dając gwieździe chwilowe wytchnienie. W przypadku gwiazdy podobnej wielkości do Słońca proces ten może zająć około miliarda lat.

Zmiany w ilości emitowanej energii powodują, że gwiazda przechodzi okresy niestabilności, w tym zmiany rozmiaru, temperatury powierzchni i wydatku energetycznego. Energia wyjściowa przesuwa się w stronę promieniowania o niskiej częstotliwości. Wszystko to towarzyszy rosnącej utracie masy na skutek silnych wiatrów słonecznych i intensywnych pulsacji. Nazywa się gwiazdy w tej fazie gwiazdy późnego typu, Gwiazdy OH-IR lub gwiazdy podobne do Miry, w zależności od ich dokładnej charakterystyki. Wyrzucony gaz jest stosunkowo bogaty w ciężkie pierwiastki wytwarzane we wnętrzu gwiazdy, takie jak tlen i węgiel. Gaz tworzy rozszerzającą się powłokę i ochładza się w miarę oddalania się od gwiazdy, umożliwiając tworzenie się cząstek i cząsteczek pyłu. Przy silnym promieniowaniu podczerwonym z gwiazdy centralnej w takich powłokach tworzą się idealne warunki do aktywacji maserów.

Reakcje spalania helu są bardzo wrażliwe na temperaturę. Czasami prowadzi to do dużej niestabilności. Występują gwałtowne pulsacje, które ostatecznie przekazują wystarczającą energię kinetyczną zewnętrznym warstwom, aby mogły zostać wyrzucone i stać się mgławicą planetarną. W centrum mgławicy pozostaje rdzeń gwiazdy, który po ochłodzeniu zamienia się w białego karła helowego, zwykle o masie do 0,5-0,6 Słońca i średnicy rzędu średnicy Ziemi .

Białe karły

Zdecydowana większość gwiazd, w tym Słońce, kończy swoją ewolucję poprzez kurczenie się, aż ciśnienie zdegenerowanych elektronów zrównoważy grawitację. W tym stanie, gdy rozmiar gwiazdy zmniejsza się stukrotnie, a gęstość staje się milion razy większa niż gęstość wody, gwiazdę nazywa się białym karłem. Jest pozbawiony źródeł energii i stopniowo ochładzając się, staje się ciemny i niewidoczny.

W gwiazdach masywniejszych od Słońca ciśnienie zdegenerowanych elektronów nie jest w stanie powstrzymać kompresji jądra i trwa do momentu, gdy większość cząstek zamieni się w neutrony upakowane tak ciasno, że wielkość gwiazdy mierzona jest w kilometrach i wynosi 100 milion razy gęstsza woda. Taki obiekt nazywany jest gwiazdą neutronową; jego równowaga jest utrzymywana przez ciśnienie zdegenerowanej materii neutronów.

Supermasywne gwiazdy

Gdy zewnętrzne warstwy gwiazdy o masie większej niż pięć mas Słońca rozproszą się, tworząc czerwonego nadolbrzyma, rdzeń zaczyna się ściskać pod wpływem sił grawitacyjnych. Wraz ze wzrostem kompresji wzrasta temperatura i gęstość i rozpoczyna się nowa sekwencja reakcji termojądrowych. W takich reakcjach syntetyzowane są pierwiastki ciężkie, co czasowo powstrzymuje zapadnięcie się jądra.

Ostatecznie, w miarę tworzenia się coraz cięższych pierwiastków układu okresowego, żelazo-56 jest syntetyzowane z krzemu. Do tego momentu synteza pierwiastków uwalniała dużą ilość energii, ale to jądro żelaza -56 ma największy defekt masy i powstawanie cięższych jąder jest niekorzystne. Dlatego gdy żelazny rdzeń gwiazdy osiągnie określoną wartość, ciśnienie w nim nie jest już w stanie wytrzymać kolosalnej siły grawitacji i następuje natychmiastowe zapadnięcie się jądra wraz z neutronizacją jego materii.

To, co stanie się dalej, nie jest do końca jasne. Ale cokolwiek to jest, powoduje eksplozję supernowej o niesamowitej mocy w ciągu kilku sekund.

Towarzyszący wybuch neutrin wywołuje falę uderzeniową. Silne strumienie neutrin i wirujące pole magnetyczne wypychają większość nagromadzonego w gwieździe materiału – tak zwane pierwiastki zarodkowe, w tym żelazo i lżejsze pierwiastki. Wybuchająca materia jest bombardowana przez emitowane z jądra neutrony, wychwytując je i tworząc w ten sposób zestaw pierwiastków cięższych od żelaza, w tym radioaktywnych, aż do uranu (a być może nawet kalifornu). Zatem eksplozje supernowych wyjaśniają obecność pierwiastków cięższych od żelaza w materii międzygwiazdowej.

Fala uderzeniowa i strumienie neutrin przenoszą materię z umierającej gwiazdy do przestrzeni międzygwiazdowej. Następnie, poruszając się w przestrzeni, ta materia supernowej może zderzyć się z innymi śmieciami kosmicznymi i być może wziąć udział w powstawaniu nowych gwiazd, planet lub satelitów.

Procesy zachodzące podczas powstawania supernowej są wciąż badane i jak dotąd nie ma jasności w tej kwestii. Wątpliwe jest również, co właściwie pozostało z oryginalnej gwiazdy. Rozważane są jednak dwie opcje:

Gwiazdy neutronowe

Wiadomo, że w przypadku niektórych supernowych silna grawitacja w głębi nadolbrzyma powoduje, że elektrony wpadają do jądra atomowego, gdzie łączą się z protonami, tworząc neutrony. Zanikają siły elektromagnetyczne oddzielające pobliskie jądra. Jądro gwiazdy jest teraz gęstą kulą jąder atomowych i pojedynczych neutronów.

Takie gwiazdy, zwane gwiazdami neutronowymi, są niezwykle małe – nie większe niż wielkość dużego miasta – i mają niewyobrażalnie dużą gęstość. Ich okres orbitalny staje się niezwykle krótki wraz ze zmniejszaniem się rozmiaru gwiazdy (ze względu na zachowanie momentu pędu). Niektórzy wykonują 600 obrotów na sekundę. Kiedy oś łącząca północny i południowy biegun magnetyczny tej szybko obracającej się gwiazdy jest skierowana w stronę Ziemi, można wykryć impuls promieniowania powtarzający się w odstępach równych okresowi orbity gwiazdy. Takie gwiazdy neutronowe nazwano „pulsarami” i stały się pierwszymi odkrytymi gwiazdami neutronowymi.

Czarne dziury

Nie wszystkie supernowe stają się gwiazdami neutronowymi. Jeśli gwiazda ma wystarczająco dużą masę, zapadanie się gwiazdy będzie kontynuowane, a same neutrony zaczną opadać do wewnątrz, aż jej promień stanie się mniejszy niż promień Schwarzschilda. Po tym gwiazda staje się czarną dziurą.

Istnienie czarnych dziur przewidywała ogólna teoria względności. Zgodnie z ogólną teorią względności materia i informacja nie mogą opuścić czarnej dziury w żadnych warunkach. Mechanika kwantowa dopuszcza jednak wyjątki od tej reguły.

Pozostaje wiele otwartych pytań. Najważniejszy z nich: „Czy w ogóle istnieją czarne dziury?” Wszak aby z całą pewnością stwierdzić, że dany obiekt jest czarną dziurą, należy obserwować jego horyzont zdarzeń. Wszystkie próby zrobienia tego kończyły się niepowodzeniem. Ale wciąż jest nadzieja, ponieważ niektórych obiektów nie można wyjaśnić bez uwzględnienia akrecji i akrecji na obiekcie bez stałej powierzchni, ale nie dowodzi to samego istnienia czarnych dziur.

Otwarte są również pytania: czy gwiazda może zapaść się bezpośrednio do czarnej dziury, omijając supernową? Czy istnieją supernowe, które później staną się czarnymi dziurami? Jaki jest dokładny wpływ początkowej masy gwiazdy na powstawanie obiektów pod koniec jej cyklu życia?

Gwiazdy: ich narodziny, życie i śmierć [wydanie trzecie, poprawione] Szkłowski Józef Samuilovich

Rozdział 12 Ewolucja gwiazd

Rozdział 12 Ewolucja gwiazd

Jak już podkreślono w § 6, zdecydowana większość gwiazd zmienia swoje główne cechy (jasność, promień) bardzo powoli. W dowolnym momencie można uznać, że znajdują się one w stanie równowagi – jest to okoliczność, którą powszechnie wykorzystywaliśmy do wyjaśnienia natury wnętrza gwiazd. Ale powolność zmian nie oznacza ich braku. To wszystko o warunki ewolucji, która w przypadku gwiazd powinna być całkowicie nieunikniona. W najbardziej ogólnej formie problem ewolucji gwiazdy można sformułować następująco. Załóżmy, że istnieje gwiazda o określonej masie i promieniu. Ponadto znany jest jej początkowy skład chemiczny, który, jak zakładamy, jest stały w całej objętości gwiazdy. Następnie jej jasność wynika z obliczeń modelu gwiazdy. W procesie ewolucji skład chemiczny gwiazdy musi nieuchronnie się zmienić, ponieważ w wyniku reakcji termojądrowych, które utrzymują jej jasność, zawartość wodoru z czasem nieodwracalnie maleje. Ponadto skład chemiczny gwiazdy nie będzie już jednorodny. Jeśli w jego środkowej części procent wodoru wyraźnie się zmniejszy, to na obrzeżach pozostanie praktycznie niezmieniony. Oznacza to jednak, że w miarę ewolucji gwiazdy, związanej z „wypaleniem” jej paliwa jądrowego, sam model gwiazdy, a co za tym idzie i jej struktura, muszą ulec zmianie. Należy spodziewać się zmian w jasności, promieniu i temperaturze powierzchni. W wyniku tak poważnych zmian gwiazda będzie stopniowo zmieniać swoje miejsce na diagramie Hertzsprunga-Russella. Powinieneś sobie wyobrazić, że na tym schemacie będzie on opisywał pewną trajektorię lub, jak mówią, „tor”.

Problem ewolucji gwiazd jest niewątpliwie jednym z najbardziej podstawowych problemów astronomii. Zasadniczo pytanie brzmi, jak gwiazdy rodzą się, żyją, „starzeją się” i umierają. Właśnie temu zagadnieniu poświęcona jest ta książka. Problem ten w swej istocie jest wyczerpujący. Rozwiązuje się go poprzez celowe badania przedstawicieli różnych dziedzin astronomii – obserwatorów i teoretyków. Przecież badając gwiazdy, nie można od razu powiedzieć, które z nich są genetycznie spokrewnione. Ogólnie rzecz biorąc, problem ten okazał się bardzo trudny i przez kilka dziesięcioleci był całkowicie niemożliwy do rozwiązania. Co więcej, do niedawna wysiłki badawcze często szły w zupełnie złym kierunku. Na przykład sama obecność ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella „zainspirowała” wielu naiwnych badaczy do wyobrażenia sobie, że gwiazdy ewoluują wzdłuż tego diagramu od gorących niebieskich olbrzymów do czerwonych karłów. Ale ponieważ istnieje związek „masa-jasność”, zgodnie z którym znajduje się masa gwiazd przed siebie ciąg główny powinien stale się zmniejszać, wspomniani badacze uparcie wierzyli, że ewolucji gwiazd we wskazanym kierunku powinna towarzyszyć ciągła i w dodatku bardzo znacząca utrata ich masy.

Wszystko to okazało się błędne. Stopniowo kwestia ścieżek ewolucyjnych gwiazd stała się jaśniejsza, choć poszczególne szczegóły problemu wciąż są dalekie od rozwiązania. Szczególna zasługa zrozumienia procesu ewolucji gwiazd należy do astrofizyków teoretyków, specjalistów od wewnętrznej budowy gwiazd, a przede wszystkim do amerykańskiego naukowca M. Schwarzschilda i jego szkoły.

Wczesny etap ewolucji gwiazd, związany z procesem ich kondensacji z ośrodka międzygwiazdowego, został omówiony na końcu pierwszej części tej książki. Tam właściwie nie chodziło nawet o gwiazdy, ale o protogwiazdy. Te ostatnie, stale ściskane pod wpływem grawitacji, stają się obiektami coraz bardziej zwartymi. Jednocześnie temperatura ich wnętrza stale wzrasta (patrz wzór (6.2)), aż osiągnie wartość rzędu kilku milionów kelwinów. W tej temperaturze w centralnych obszarach protogwiazd „włączają się” pierwsze reakcje termojądrowe na lekkich jądrach (deuter, lit, beryl, bor), dla których „bariera Coulomba” jest stosunkowo niska. Kiedy te reakcje mają miejsce, kompresja protogwiazdy zwalnia. Jednak dość szybko lekkie jądra „wypalą się”, ponieważ jest ich niewiele, a kompresja protogwiazdy będzie kontynuowana z prawie tą samą prędkością (patrz równanie (3.6) w pierwszej części książki), protogwiazda „ustabilizuje się”, czyli przestanie się ściskać, dopiero gdy temperatura w jego środkowej części wzrośnie na tyle, że „włączą się” reakcje proton-proton lub węgiel-azot. Przyjmie konfigurację równowagową pod wpływem sił własnej grawitacji i różnicy ciśnień gazu, które prawie dokładnie się kompensują (patrz § 6). Właściwie od tego momentu protogwiazda staje się gwiazdą. Młoda gwiazda „siada” gdzieś na ciągu głównym. O jej dokładnym położeniu na ciągu głównym decyduje wartość początkowej masy protogwiazdy. Masywne protogwiazdy „siedzą” w górnej części tej sekwencji, protogwiazdy o stosunkowo małej masie (mniejszej od Słońca) „siedzą” w jej dolnej części. Zatem protogwiazdy w sposób ciągły „wchodzą” w ciąg główny na całej jego długości, że tak powiem, „szerokim frontem”.

„Protogwiazdowy” etap ewolucji gwiazd jest dość ulotny. Najbardziej masywne gwiazdy przechodzą ten etap w ciągu zaledwie kilkuset tysięcy lat. Nic więc dziwnego, że liczba takich gwiazd w Galaktyce jest niewielka. Dlatego nie są one tak łatwe do obserwacji, zwłaszcza że miejsca powstawania gwiazd są zwykle zanurzone w pochłaniających światło obłokach pyłu. Kiedy jednak „zarejestrują się w swoim stałym obszarze” na ciągu głównym diagramu Hertzsprunga-Russella, sytuacja zmieni się diametralnie. Przez bardzo długi czas pozostaną w tej części diagramu, niemal bez zmiany swoich właściwości. Dlatego większość gwiazd obserwuje się we wskazanej kolejności.

Strukturę modeli gwiazd, gdy stosunkowo niedawno „usiadły” na ciągu głównym, wyznacza model obliczony przy założeniu, że jej skład chemiczny jest taki sam w całej objętości („model jednorodny”; por. rys. 11.1, 11.2). W miarę „wypalania się” wodoru stan gwiazdy będzie się zmieniał bardzo powoli, ale systematycznie, w wyniku czego punkt reprezentujący gwiazdę będzie opisywał pewien „tor” na diagramie Hertzsprunga-Russella. Charakter zmiany stanu gwiazdy zależy w dużym stopniu od tego, czy materia w jej wnętrzu jest zmieszana, czy nie. W drugim przypadku, jak widzieliśmy w przypadku niektórych modeli w poprzednim akapicie, w centralnym obszarze gwiazdy ilość wodoru staje się zauważalnie mniejsza w wyniku reakcji jądrowych niż na obrzeżach. Gwiazdę taką można opisać jedynie za pomocą modelu niejednorodnego. Możliwa jest jednak także inna ścieżka ewolucji gwiazd: mieszanie zachodzi w całej objętości gwiazdy, która z tego powodu zawsze zachowuje „jednolity” skład chemiczny, chociaż zawartość wodoru będzie z czasem stale spadać. Nie można było z góry powiedzieć, która z tych możliwości jest realizowana w przyrodzie. Oczywiście w strefach konwekcyjnych gwiazd zawsze zachodzi intensywny proces mieszania się materii, a w tych strefach skład chemiczny musi być stały. Ale w tych obszarach gwiazd, w których dominuje przenoszenie energii przez promieniowanie, mieszanie materii jest również całkiem możliwe. Przecież nigdy nie można wykluczyć systematycznych, raczej powolnych ruchów dużych mas materii przy małych prędkościach, co doprowadzi do mieszania się. Takie ruchy mogą wynikać z pewnych cech rotacji gwiazdy.

Obliczone modele gwiazdy, w której przy stałej masie zarówno skład chemiczny, jak i miara niejednorodności systematycznie zmieniają się, tworzą tzw. „sekwencję ewolucyjną”. Wykreślając punkty odpowiadające różnym modelom sekwencji ewolucyjnej gwiazdy na diagramie Hertzsprunga-Russella, można uzyskać na tym diagramie jej teoretyczny tor. Okazuje się, że gdyby ewolucji gwiazdy towarzyszyło całkowite wymieszanie jej materii, to ślady byłyby skierowane od ciągu głównego lewy. Wręcz przeciwnie, teoretyczne ścieżki ewolucyjne dla modeli niejednorodnych (tj. przy braku całkowitego wymieszania) zawsze oddalają gwiazdę Prawidłowy z ciągu głównego. Która z dwóch teoretycznie obliczonych ścieżek ewolucji gwiazd jest poprawna? Jak wiadomo, kryterium prawdy jest praktyka. W astronomii praktyka to wyniki obserwacji. Spójrzmy na diagram Hertzsprunga-Russella dla gromad gwiazd, pokazany na ryc. 1,6, 1,7 i 1,8. Nie znajdziemy gwiazd znajdujących się powyżej i lewy z ciągu głównego. Ale jest wiele gwiazd po prawej z niego pochodzą czerwone olbrzymy i podolbrzymy. W związku z tym można uznać, że takie gwiazdy opuszczają ciąg główny w procesie ewolucji, któremu nie towarzyszy całkowite wymieszanie materii w ich wnętrzach. Wyjaśnienie natury czerwonych olbrzymów jest jednym z największych osiągnięć teorii ewolucji gwiazd [30]. Sam fakt istnienia czerwonych olbrzymów oznacza, że ​​ewolucji gwiazd z reguły nie towarzyszy mieszanie się materii w całej ich objętości. Obliczenia pokazują, że w miarę ewolucji gwiazdy rozmiar i masa jej konwekcyjnego rdzenia stale się zmniejsza [31].

Oczywiście sekwencja ewolucyjna modeli gwiazd sama w sobie nic nie mówi tempo ewolucja gwiazd. Skalę czasu ewolucji można uzyskać analizując zmiany składu chemicznego różnych członków sekwencji ewolucyjnej modeli gwiazd. Można wyznaczyć pewną średnią zawartość wodoru w gwieździe, „ważoną” jej objętością. Oznaczmy tę średnią zawartość przez X. Potem oczywiście zmiana ilości w czasie X określa jasność gwiazdy, ponieważ jest proporcjonalna do ilości energii termojądrowej uwolnionej w gwieździe w ciągu jednej sekundy. Dlatego możesz napisać:

Ilość energii uwolnionej podczas przemiany jądrowej jednego grama substancji, symbol

oznacza zmianę wartości X w ciągu jednej sekundy. Wiek gwiazdy możemy zdefiniować jako okres czasu, jaki upłynął od momentu, w którym „usiadła” ona na ciągu głównym, czyli w jej głębinach rozpoczęły się reakcje jądrowe z wodorem. Jeśli wartość jasności i średnia zawartość wodoru są znane różnym członom sekwencji ewolucyjnej X, wówczas nie jest trudno zastosować równanie (12.1) do znalezienia wieku dowolnego konkretnego modelu gwiazdy w jego sekwencji ewolucyjnej. Każdy, kto zna podstawy wyższej matematyki, zrozumie, że z równania (12.1), które jest prostym równaniem różniczkowym, wiek gwiazdy

zdefiniowana jako całka

Sumowanie przedziałów czasowych

12, oczywiście otrzymujemy przedział czasu

Przeszedł od początku ewolucji gwiazdy. Właśnie tę okoliczność wyraża wzór (12.2).

Na ryc. Rysunek 12.1 pokazuje teoretycznie obliczone ścieżki ewolucji stosunkowo masywnych gwiazd. Rozpoczynają swoją ewolucję na dolnej krawędzi ciągu głównego. W miarę wypalania się wodoru takie gwiazdy poruszają się po swoich torach w ogólnym kierunku przez ciąg główny bez wykraczania poza jego granice (czyli pozostając w jego szerokości). Ten etap ewolucji, związany z obecnością gwiazd ciągu głównego, jest najdłuższy. Kiedy zawartość wodoru w jądrze takiej gwiazdy zbliży się do 1%, tempo ewolucji przyspieszy. Aby utrzymać uwalnianie energii na wymaganym poziomie przy gwałtownie obniżonej zawartości „paliwa” wodorowego, konieczne jest podniesienie temperatury rdzenia w ramach „kompensacji”. I tutaj, podobnie jak w wielu innych przypadkach, sama gwiazda reguluje swoją strukturę (patrz § 6). Wzrost temperatury rdzenia osiąga się poprzez kompresja gwiazdy jako całość. Z tego powodu ścieżki ewolucji skręcają ostro w lewo, czyli wzrasta temperatura powierzchni gwiazdy. Jednak bardzo szybko skurcz gwiazdy ustanie, ponieważ cały wodór w jądrze wypala się. Ale „włącza się” nowy obszar reakcji jądrowych - cienka powłoka wokół już „martwego” (choć bardzo gorącego) jądra. W miarę dalszej ewolucji gwiazdy powłoka ta oddala się coraz bardziej od środka gwiazdy, zwiększając w ten sposób masę „wypalonego” rdzenia helowego. Jednocześnie nastąpi proces ściskania tego rdzenia i jego nagrzewania. Jednak jednocześnie zewnętrzne warstwy takiej gwiazdy zaczynają szybko i bardzo mocno „pęcznieć”. Oznacza to, że przy niewielkich zmianach przepływu temperatura powierzchni znacznie spada. Jej tor ewolucyjny skręca ostro w prawo i gwiazda nabiera wszelkich cech czerwonego nadolbrzyma. Ponieważ gwiazda osiąga taki stan dość szybko po ustaniu kompresji, prawie nie ma gwiazd wypełniających lukę na diagramie Hertzsprunga-Russella pomiędzy ciągiem głównym a gałęzią olbrzymów i nadolbrzymów. Widać to wyraźnie na diagramach konstruowanych dla gromad otwartych (patrz rys. 1.8). Dalsze losy czerwonych nadolbrzymów nie są jeszcze dobrze poznane. Do tej istotnej kwestii powrócimy w następnym akapicie. Ogrzewanie rdzenia może nastąpić do bardzo wysokich temperatur, rzędu setek milionów kelwinów. W takich temperaturach reakcja potrójnego helu „włącza się” (patrz § 8). Energia uwolniona podczas tej reakcji zatrzymuje dalszą kompresję jądra. Następnie rdzeń nieznacznie się rozszerzy, a promień gwiazdy zmniejszy się. Gwiazda stanie się gorętsza i przesunie się w lewo na diagramie Hertzsprunga-Russella.

Ewolucja przebiega nieco inaczej w przypadku gwiazd o mniejszej masie, np. M

1, 5M

Należy zauważyć, że ewolucja gwiazd o masie mniejszej niż masa Słońca jest generalnie nieodpowiednia do rozważania, ponieważ czas, jaki spędzają one w ciągu głównym, przekracza wiek Galaktyki. Ta okoliczność sprawia, że ​​problem ewolucji gwiazd o małej masie jest „nieinteresujący” lub, lepiej mówiąc, „nieistotny”. Zauważamy jedynie, że gwiazdy o małej masie (poniżej

0, 3 słoneczne) pozostają w pełni „konwekcyjne”, nawet jeśli znajdują się w ciągu głównym. Nigdy nie tworzą „promiennego” jądra. Tendencję tę wyraźnie widać w przypadku ewolucji protogwiazd (patrz § 5). Jeśli masa tej ostatniej jest stosunkowo duża, rdzeń radiacyjny powstaje jeszcze zanim protogwiazda „usiądzie” na ciągu głównym. Natomiast obiekty o małej masie, zarówno na etapie protogwiazdowym, jak i gwiazdowym, pozostają całkowicie konwekcyjne. W takich gwiazdach temperatura w centrum nie jest wystarczająco wysoka, aby cykl proton-proton mógł w pełni działać. Kończy się utworzeniem izotopu 3 He, a „normalny” 4 He nie jest już syntetyzowany. Za 10 miliardów lat (co jest zbliżone do wieku najstarszych gwiazd tego typu) około 1% wodoru zamieni się w 3 He. Można zatem spodziewać się, że liczebność 3He w stosunku do 1H będzie anormalnie wysoka – około 3%. Niestety, nie można jeszcze zweryfikować tej przewidywania teorii za pomocą obserwacji. Gwiazdy o tak małej masie to czerwone karły, których temperatura powierzchni jest całkowicie niewystarczająca do wzbudzenia linii helu w obszarze optycznym. W zasadzie jednak w dalekim ultrafiolecie widma rezonansowe linie absorpcyjne można zaobserwować metodami astronomii rakietowej. Jednak skrajna słabość widma ciągłego wyklucza nawet tę problematyczną możliwość. Należy jednak zauważyć, że znaczna, jeśli nie większość, część czerwonych karłów błyskowy Gwiazdy typu UV Ceti (patrz § 1). Samo zjawisko szybko powtarzających się rozbłysków w tak chłodnych gwiazdach karłowatych niewątpliwie wiąże się z konwekcją, która obejmuje całą ich objętość. Podczas rozbłysków obserwuje się linie emisyjne. Może uda się zaobserwować linię 3. Nie w takich gwiazdach? Jeśli masa protogwiazdy jest mniejsza niż 0 , 08M

Wtedy temperatura w jego głębi jest tak niska, że ​​żadne reakcje termojądrowe nie są w stanie zatrzymać kompresji na etapie ciągu głównego. Takie gwiazdy będą się stale kurczyć, aż staną się białymi karłami (dokładniej zdegenerowanymi czerwonymi karłami). Wróćmy jednak do ewolucji gwiazd bardziej masywnych.

Na ryc. Rysunek 12.2 przedstawia ścieżkę ewolucyjną gwiazdy o masie równej 5 M

Według najbardziej szczegółowych obliczeń przeprowadzonych przy użyciu komputera. Na tej ścieżce liczby oznaczają charakterystyczne etapy ewolucji gwiazdy. Objaśnienia do rysunku wskazują czas trwania każdego etapu ewolucji. Tutaj jedynie zwrócimy uwagę, że odcinek 1-2 toru ewolucyjnego odpowiada sekwencji głównej, odcinek 6-7 odpowiada etapowi czerwonego olbrzyma. Ciekawy spadek jasności w obszarze 5-6 jest związany z wydatkowaniem energii na „obrzęk” gwiazdy. Na ryc. 12.3 Pokazano podobne teoretycznie obliczone ścieżki dla gwiazd o różnych masach. Liczby oznaczające poszczególne fazy ewolucji mają takie samo znaczenie jak na ryc. 12.2.

Z prostego badania ścieżek ewolucyjnych przedstawionych na ryc. 12.3 wynika, że ​​mniej lub bardziej masywne gwiazdy opuszczają ciąg główny w dość „kręty” sposób, tworząc gigantyczną gałąź na diagramie Hertzsprunga-Russella. Charakteryzuje się bardzo szybkim wzrostem jasności gwiazd o mniejszych masach w miarę ich ewolucji w kierunku czerwonych olbrzymów. Różnica w ewolucji takich gwiazd w porównaniu do gwiazd bardziej masywnych polega na tym, że w przypadku tych pierwszych powstaje bardzo gęste, zdegenerowane jądro. Jądro takie, dzięki wysokiemu ciśnieniu zdegenerowanego gazu (patrz § 10), jest w stanie „utrzymać” ciężar leżących powyżej warstw gwiazdy. Prawie się nie kurczy, a zatem bardzo się nagrzewa. Jeśli zatem rozpocznie się „potrójna” reakcja helowa, nastąpi to znacznie później. Z wyjątkiem warunków fizycznych, w rejonie centrum struktura takich gwiazd będzie podobna do masywniejszych. W konsekwencji ich ewolucji po spaleniu wodoru w obszarze centralnym będzie także towarzyszyć „pęcznienie” zewnętrznej powłoki, które poprowadzi ich ślady w rejon czerwonych olbrzymów. Jednak w przeciwieństwie do masywniejszych nadolbrzymów, ich rdzenie będą składać się z bardzo gęstego zdegenerowanego gazu (patrz diagram na ryc. 11.4).

Być może najwybitniejszym osiągnięciem teorii ewolucji gwiazd opracowanej w tej części jest wyjaśnienie wszystkich cech diagramu Hertzsprunga-Russella dla gromad gwiazd. Opis tych diagramów został już podany w § 1. Jak już wspomniano w tym paragrafie, wiek wszystkich gwiazd w danej gromadzie należy uznać za ten sam. Początkowy skład chemiczny tych gwiazd również powinien być taki sam. W końcu wszystkie powstały z tego samego (choć dość dużego) agregatu ośrodka międzygwiazdowego - kompleksu gazowo-pyłowego. Różne gromady gwiazd muszą różnić się między sobą przede wszystkim wiekiem, a ponadto początkowy skład chemiczny gromad kulistych musi znacznie różnić się od składu gromad otwartych.

Linie, wzdłuż których położone są gwiazdy gromady na diagramie Hertzsprunga-Russella, w żadnym wypadku nie oznaczają ich śladów ewolucji. Linie te stanowią zbiór punktów na wskazanym diagramie, w których znajdują się gwiazdy o różnych masach ten sam wiek. Jeśli chcemy porównać teorię ewolucji gwiazd z wynikami obserwacji, musimy najpierw skonstruować teoretycznie „linie tego samego wieku” dla gwiazd o różnych masach i tym samym składzie chemicznym. Wiek gwiazdy na różnych etapach jej ewolucji można określić korzystając ze wzoru (12.3). W tym przypadku konieczne jest skorzystanie z teoretycznych śladów ewolucji gwiazd, takich jak te pokazane na ryc. 12.3. Na ryc. Rysunek 12.4 pokazuje wyniki obliczeń dla ośmiu gwiazd, których masy wahają się od 5,6 do 2,5 mas Słońca. Ścieżki ewolucyjne każdej z tych gwiazd są oznaczone punktami pozycji, jaką zajmą odpowiednie gwiazdy po stu, dwustu, czterystu i ośmiuset milionach lat ich ewolucji od stanu początkowego na dolnej krawędzi ciągu głównego . Krzywe przechodzące przez odpowiednie punkty dla różnych gwiazd to „krzywe tego samego wieku”. W naszym przypadku obliczenia przeprowadzono dla dość masywnych gwiazd. Obliczone okresy ich ewolucji obejmują co najmniej 75% ich „aktywnego życia”, kiedy emitują energię termojądrową powstającą w ich głębinach. W przypadku najbardziej masywnych gwiazd ewolucja osiąga etap wtórnej kompresji, która następuje po całkowitym spaleniu wodoru w ich centralnych częściach.

Jeśli porównamy powstałą teoretyczną krzywą równego wieku z diagramem Hertzsprunga-Russella dla młodych gromad gwiazd (patrz ryc. 12.5, a także 1.6), wówczas wzrok mimowolnie rzuca się na jej uderzające podobieństwo do głównej linii tej gromady. W pełnej zgodzie z głównym założeniem teorii ewolucji, zgodnie z którą masywne gwiazdy szybciej opuszczają ciąg główny, diagram na ryc. 12,5 wyraźnie wskazuje, że jest to szczyt tej sekwencji gwiazd w gromadzie pochyla się w prawo. Miejsce ciągu głównego, w którym gwiazdy zaczynają zauważalnie odbiegać od niego, jest tym „niższe”, im starsza jest gromada. Już sama ta okoliczność pozwala nam bezpośrednio porównać wiek różnych gromad gwiazd. W starych gromadach ciąg główny załamuje się na górze gdzieś w okolicach klasy widmowej A. W młodych gromadach cały ciąg główny jest nadal „nienaruszony”, aż do gorących, masywnych gwiazd klasy widmowej B. Na przykład sytuacja ta wygląda następująco: widoczne na diagramie dla gromady NGC 2264 (ryc. 1.6). I rzeczywiście, linia tego samego wieku obliczona dla tej gromady daje okres jej ewolucji wynoszący zaledwie 10 milionów lat. W ten sposób gromada ta narodziła się „w pamięci” starożytnych przodków człowieka - Ramapithecus... Znacznie starszą gromadą gwiazd są Plejady, których schemat pokazano na ryc. 1.4 ma bardzo „średni” wiek wynoszący około 100 milionów lat. Są tam wciąż gwiazdy klasy widmowej B7. Ale gromada Hiady (patrz ryc. 1.5) jest dość stara - jej wiek wynosi około miliarda lat, dlatego ciąg główny zaczyna się tylko od gwiazd klasy A.

Teoria ewolucji gwiazd wyjaśnia kolejną interesującą cechę diagramu Hertzsprunga-Russella dla „młodych” gromad. Faktem jest, że ramy czasowe ewolucji gwiazd karłowatych o małej masie są bardzo długie. Na przykład wiele z nich, w ciągu ponad 10 milionów lat (okres ewolucji gromady NGC 2264), nie przeszło jeszcze etapu kompresji grawitacyjnej i, ściśle rzecz biorąc, nie jest nawet gwiazdami, ale protogwiazdami. Takie obiekty, jak wiemy, znajdują się po prawej z diagramu Hertzsprunga-Russella (patrz rys. 5.2, gdzie ścieżki ewolucyjne gwiazd rozpoczynają się na wczesnym etapie kompresji grawitacyjnej). Jeśli zatem w młodej gromadzie gwiazdy karłowate nie „ułożyły się” jeszcze na ciągu głównym, to dolna część tej ostatniej będzie w takiej gromadzie przesiedlony w prawo, co można zaobserwować (patrz ryc. 1.6). Nasze Słońce, jak powiedzieliśmy powyżej, pomimo tego, że „wyczerpało” już zauważalną część swoich „zasobów wodoru”, nie opuściło jeszcze pasma ciągu głównego diagramu Hertzsprunga-Russella, chociaż ewoluuje od około 5 miliardów lat. Z obliczeń wynika, że ​​„młode” Słońce, które niedawno „usiadło” na ciągu głównym, emitowało o 40% mniej niż obecnie, a jego promień był tylko o 4% mniejszy od współczesnego, a temperatura powierzchni wynosiła 5200 K (obecnie 5700 K).

Teoria ewolucji z łatwością wyjaśnia cechy diagramu Hertzsprunga-Russella dla gromad kulistych. Przede wszystkim są to obiekty bardzo stare. Ich wiek jest tylko nieznacznie mniejszy od wieku Galaktyki. Wynika to jasno z niemal całkowitego braku gwiazd z górnego ciągu głównego na tych diagramach. Dolna część ciągu głównego, jak już wspomniano w § 1, składa się z podkarłów. Z obserwacji spektroskopowych wiadomo, że podkarły są bardzo ubogie w pierwiastki ciężkie – może być ich nawet kilkadziesiąt razy mniej niż w „zwykłych” karłach. Dlatego początkowy skład chemiczny gromad kulistych znacząco różnił się od składu materii, z której powstały gromady otwarte: było w nich zbyt mało ciężkich pierwiastków. Na ryc. Rysunek 12.6 przedstawia teoretyczne ścieżki ewolucji gwiazd o masie 1,2 Słońca (jest to masa zbliżona do masy gwiazdy, która ewoluowała w ciągu 6 miliardów lat), ale o różnym początkowym składzie chemicznym. Wyraźnie widać, że po „opuszczeniu” przez gwiazdę ciągu głównego jasność w tych samych fazach ewolucyjnych o niskiej zawartości metalu będzie znacznie wyższa. Jednocześnie efektywne temperatury powierzchni takich gwiazd będą wyższe.

Na ryc. Rysunek 12.7 pokazuje ścieżki ewolucyjne gwiazd o małej masie i niskiej zawartości ciężkich pierwiastków. Kropki na tych krzywych wskazują położenie gwiazd po sześciu miliardach lat ewolucji. Grubsza linia łącząca te punkty jest oczywiście linią tego samego wieku. Jeśli porównamy tę linię ze diagramem Hertzsprunga-Russella dla gromady kulistej M 3 (patrz ryc. 1.8), wówczas od razu zauważymy całkowitą zbieżność tej linii z linią, wzdłuż której gwiazdy tej gromady „odchodzą” od głównej sekwencja.

Na pokazanym zdjęciu. 1.8 diagram pokazuje również poziomą gałąź odbiegającą od sekwencji gigantów w lewo. Najwyraźniej odpowiada gwiazdom, w głębinach których zachodzi „potrójna” reakcja helowa (patrz § 8). Tym samym teoria ewolucji gwiazd wyjaśnia wszystkie cechy diagramu Hertzsprunga-Russella dla gromad kulistych związane z ich „starożytnym wiekiem” i niską zawartością ciężkich pierwiastków [32].

Bardzo interesujące jest to, że gromada Hiady ma kilka białych karłów, ale gromada Plejady ich nie ma. Obie gromady są stosunkowo blisko nas, zatem tej interesującej różnicy pomiędzy obiema gromadami nie można wytłumaczyć odmiennymi „warunkami widoczności”. Ale wiemy już, że białe karły powstają w końcowej fazie czerwonych olbrzymów, których masy są stosunkowo małe. Dlatego pełna ewolucja takiego giganta wymaga sporo czasu - co najmniej miliarda lat. Ten czas „minął” dla gromady Hiad, ale „jeszcze nie nadszedł” dla Plejad. Dlatego pierwsza gromada ma już pewną liczbę białych karłów, a druga nie.

Na ryc. Rysunek 12.8 przedstawia schematyczny schemat Hertzsprunga-Russella dla pewnej liczby gromad, otwartych i kulistych. Na tym schemacie wyraźnie widać wpływ różnic wiekowych w różnych skupieniach. Istnieją zatem podstawy, aby twierdzić, że współczesna teoria budowy gwiazd i oparta na niej teoria ewolucji gwiazd były w stanie z łatwością wyjaśnić główne wyniki obserwacji astronomicznych. Jest to niewątpliwie jedno z najwybitniejszych osiągnięć astronomii XX wieku.