Hver af os kiggede mindst en gang i sit liv i den stjerneklare himmel. Nogen så på denne skønhed, oplevede romantiske følelser, den anden forsøgte at forstå, hvor alt dette skønhed kommer fra. Livet i rummet, i modsætning til livet på vores planet, strømmer i en anden hastighed. Tid i det ydre rum lever i sine egne kategorier, afstande og størrelser i universet er enorme. Vi tænker sjældent på det faktum, at der før vores øjne konstant udvikler galakser og stjerner. Hvert objekt i det endeløse rum er resultatet af visse fysiske processer. Galakser, stjerner og endog planeter har store udviklingsfaser.
Vores planet og vi alle afhænger af vores lysstyrke. Hvor længe vil solen glæde os over sin varme og trække vejret i solsystemet? Hvad venter os i fremtiden i millioner og milliarder af år? I den henseende er det nysgerrig at lære mere om, hvad der er faser af udviklingen af astronomiske objekter, hvor stjernerne kommer fra, og hvordan livet af disse vidunderlige lys i nathimlen slutter.
Stjernens oprindelse, fødsel og evolution
Udviklingen af stjernerne og planeterne, som beboer vores Melkevejsgalakse og hele universet, er for det meste blevet godt studeret. Fysiske love, som hjælper med at forstå oprindelsen af kosmiske objekter, virker uhyggeligt i rummet. Grundlaget i dette tilfælde er taget på teorien om Big Bang, som nu er den dominerende doktrin om universets oprindelse. Begivenheden, der rystede universet og førte til universets dannelse, ved rumstandarder, lynhurtigt. For pladsen, fra fødslen af en stjerne til dens død, passerer øjeblikke. Kæmpe afstande skaber illusionen om universets konstans. En stjerne, der blinkede i det fjerne, skinner os for milliarder år, dengang er det måske ikke.
Teorien om udviklingen af galakser og stjerner er en udvikling af Big Bang teorien. Læren om stjernens fødsel og fremkomsten af stjernesystemer er forskellige i skala og timing, som i modsætning til universet som helhed kan observeres med moderne videnskabsmetoder.
At studere livscyklusen af stjerner er mulig på eksemplet af det nærmeste lys til os. Solen er en af de hundredvis af billioner af stjerner i vores synsfelt. Desuden giver afstanden fra jorden til solen (150 millioner km) en enestående mulighed for at udforske et objekt uden at forlade grænserne for solsystemet. De opnåede oplysninger gør det muligt at forstå i detaljer hvordan andre stjerner er arrangeret, hvor hurtigt disse kæmpe varmekilder er udmattede, hvad er udviklingsstadierne af en stjerne, og hvad er slutningen af dette strålende liv - stille og svagt eller mousserende, eksplosivt.
Efter Big Bang dannede småpartikler interstellære skyer, som blev "hospitalet" for billioner af stjerner. Det er karakteristisk, at alle stjerner blev født på samme tid som følge af sammentrækning og ekspansion. Kompression i skyerne af kosmisk gas opstod under påvirkning af dens egen tyngdekraft og lignende processer i nye stjerner i nabolaget. Udvidelsen er opstået som et resultat af internt tryk mellem interstellær gas og under påvirkning af magnetfelter inde i gasskyen. Samtidig drejede skyen frit rundt om dens masses midtpunkt.
Gaskylerne dannet efter eksplosionen er 98% sammensat af atomisk og molekylær hydrogen og helium. Kun 2% i dette array står for støv og faste mikroskopiske partikler. Tidligere blev det antaget, at i midten af enhver stjerne ligger kernen i jern, opvarmet til en temperatur på en million grader. Dette aspekt forklarede den enorme masse af luminary.
I modsætning til fysiske kræfter hersker kompressionskræfter, da lyset som følge af frigivelse af energi ikke trænger ind i gasskyen. Lyset, sammen med en del af den udstrålede energi, spredes udad, hvilket skaber en negativ temperatur og en lavtrykszone inde i en tæt ophobning af gas. At være i en sådan tilstand komprimeres den kosmiske gas hurtigt, indflydelsen af gravitationsattraktionens indflydelse fører til, at partikler begynder at danne stjernens materie. Når en gasklynge er tæt, fører intens kompression til dannelsen af en stjerneklynge. Når størrelsen af gasskyen er ubetydelig, fører kompressionen til dannelsen af en enkelt stjerne.
En kort beskrivelse af, hvad der sker, er at stjernens fremtid passerer gennem to faser - hurtig og langsom kompression til protostarens tilstand. Taler på et enkelt og forståeligt sprog er hurtig kompression det stavsmæssige fald til midten af protostaret. Langsom kompression forekommer på baggrund af protostarens dannede centrum. I løbet af de næste hundrede tusinde år er den nye formation reduceret i størrelse, og dens densitet stiger millioner af gange. Gradvist bliver protostaren uigennemsigtig på grund af den høje tæthed af stjernemateriale, og den fortsatte kompression udløser mekanismen for interne reaktioner. Væksten i det indre tryk og temperaturen fører til dannelsen af et fremtidigt tyngdepunkt i den fremtidige stjerne.
I denne tilstand forbliver protostaren i millioner af år, langsomt afgiver varme og gradvist kontraherende, faldende i størrelse. Som følge heraf kommer konturerne af en ny stjerne frem, og dens densitet bliver sammenlignelig med vandtætheden.
I gennemsnit er tætheden af vores stjerne 1,4 kg / cm3 - næsten den samme som tætheden af vand i det saltede Dødehavet. I midten af Solen er der en tæthed på 100 kg / cm3. Det stjernelige stof er ikke i flydende tilstand, men er i form af et plasma.
Under påvirkning af enormt tryk og temperatur på ca. 100 millioner K, begynder termonukleare reaktioner af hydrogencyklussen. Kompression ophører, objektets masse stiger, når tyngdekraftens energi bliver til termonuklear brænding af hydrogen. Fra dette tidspunkt begynder en ny stjerne, der udsender energi, at tabe masse.
Den ovenfor beskrevne dannelse af en stjerne er bare en primitiv ordning, der beskriver den indledende fase af evolutionen og fødslen af en stjerne. I dag er sådanne processer i vores galakse og i hele universet næsten umærkelige på grund af den intense udtømning af stjernemateriale. For hele den bevidste historie af observationer af vores galakse er kun isolerede udseende af nye stjerner blevet noteret. I omfanget af universet kan denne figur øges hundredvis og tusindvis af gange.
De fleste af deres liv, protostarer er skjult for det menneskelige øje med en støvskal. Emissionen af kernen kan kun observeres i det infrarøde område, som er den eneste måde at se fødslen af en stjerne på. For eksempel opdagede astronomiske forskere i Orion Nebula i 1967 en ny stjerne, hvis strålingstemperatur var 700 grader Kelvin. Derefter viste det sig, at protostarernes fødested er kompakte kilder, som ikke kun er tilgængelige i vores galakse, men også i andre dele af universet, der ligger fjernt fra os. Ud over infrarød stråling er de nye stjernes fødested markeret med intense radiosignaler.
Processen med at studere og udviklingen af stjerner
Hele processen med at kende stjernerne kan opdeles i flere faser. I starten bestemme afstanden til stjernen. Oplysninger om hvor langt væk stjernen er fra os, hvor længe lyset går fra det, giver en ide om, hvad der skete med stjernen under hele denne tid. Efter at en person lærte at måle afstanden til fjerne stjerner, blev det klart, at stjernerne er de samme soler, kun af forskellige størrelser og med forskellige skæbner. At kende afstanden til stjernen, ved niveauet af lys og mængden af energi, der udledes, kan man spore processen med termonuklear fusion af stjernen.
Efter bestemmelsen af afstanden til stjernen kan man ved hjælp af spektralanalyse beregne stjernens kemiske sammensætning og finde ud af dens struktur og alder. Takket være spektrographens udseende har forskere været i stand til at studere naturen af stjernens lys. Denne enhed kan bestemme og måle gassammensætningen af stjernematerialet, som stjernen har på forskellige stadier af dets eksistens.
Ved at studere spektralanalysen af Solens energi og andre stjerner kom videnskabsmænd til den konklusion, at udviklingen af stjerner og planeter har fælles rødder. Alle kosmiske legemer har samme type, lignende kemiske sammensætning, og er afledt af samme materiale som følge af Big Bang.
Stellar materiale består af de samme kemiske elementer (op til jern) som vores planet. Den eneste forskel er i antallet af disse eller andre elementer og i de processer, der forekommer på Solen og inde i Jordens Firm. Dette skelner stjernerne fra andre objekter i universet. Stjernernes oprindelse bør også overvejes i sammenhæng med en anden fysisk disciplin - kvantemekanik. Ifølge denne teori består spørgsmålet, der bestemmer det stellære stof, af konstant at dividere atomer og elementære partikler, der skaber deres egen mikrokosmos. I lyset af interesse er stjernens struktur, sammensætning, struktur og udvikling. Som det viste sig tegner hovedmassen af vores stjerne og mange andre stjerner kun for to elementer - hydrogen og helium. En teoretisk model, der beskriver stjernens struktur, giver mulighed for at forstå deres struktur og hovedforskellen fra andre rumobjekter.
Hovedtræk er, at mange objekter i universet har en vis størrelse og form, mens en stjerne kan ændre sin størrelse som den udvikler. Varm gas er en sammensætning af atomer, der er svagt bundet til hinanden. Millioner af år efter stjernedannelse begynder afkøling af overfladelaget af stjernemateriale. Stjernen giver det meste af sin energi til det ydre rum, aftagende eller stigende i størrelse. Overførslen af varme og energi forekommer fra de indre områder af stjernen til overfladen, der påvirker strålingens intensitet. Med andre ord ser den samme stjerne i forskellige perioder af dens eksistens anderledes ud. Termonukleære processer baseret på reaktioner fra hydrogencyklusen bidrager til omdannelsen af lette hydrogenatomer til tungere elementer - helium og kulstof. Ifølge astrofysikere og nukleare forskere er en sådan termonuklear reaktion den mest effektive med hensyn til mængden af frigivet varme.
Hvorfor slutter termonuklear fusion af kernen ikke med eksplosionen af en sådan reaktor? Sagen er, at tyngdefeltets kræfter i den kan holde stjernens materie inden for rammerne af det stabiliserede volumen. Herfra kan vi tegne en entydig konklusion: enhver stjerne er en massiv krop, som bevarer sin størrelse på grund af balancen mellem tyngdekraften og energien af termonukleære reaktioner. Resultatet af denne ideelle naturlige model er en varmekilde, der kan arbejde i lang tid. Det antages, at de første livsformer på Jorden optrådte for 3 milliarder år siden. Solen i disse dage varmer vores planet ligesom det er nu. Derfor har vores stjerne ændret sig lidt, på trods af at omfanget af den udstrålede varme og solenergi er enorm - mere end 3-4 millioner tons hvert sekund.
Det er nemt at beregne, hvor meget i løbet af årene af sin eksistens, vores stjerne har tabt sig. Dette vil være en stor figur, men på grund af dens enorme masse og høj densitet ser sådanne tab på tværs af universet ubetydeligt ud.
Stages af evolutionen af stjerner
Sterens skæbne afhænger af den indledende masse af stjernen og dens kemiske sammensætning. Så længe de vigtigste reserver af brint er koncentreret i kernen, er stjernen i den såkaldte hovedsekvens. Så snart der var en tendens til at øge stjernens størrelse, betyder det, at hovedkilden for termonukleær fusion er tørret op. Begyndte en lang endelig vej til transformation af en himmellegeme.
Formet i universet er armaturerne oprindeligt opdelt i tre mest almindelige typer:
- normale stjerner (gule dværge);
- dværgstjerner;
- gigantiske stjerner.
Stjerner med lav masse (dværge) brænder langsomt hydrogenbutikker og lever deres liv ganske roligt.
Sådanne stjerner er størstedelen i universet, og vores stjerne er en gul dværg. Ved begyndelsen af alderdom bliver den gule dværg en rød kæmpe eller supergiant.
Baseret på teorien om stjernernes oprindelse er processen med at danne stjerner i universet ikke afsluttet. De lyseste stjerner i vores galakse er ikke kun de største, sammenlignet med Solen, men også den yngste. Astrofysikere og astronomer kalder disse stjerner blå supergiants. Til sidst møder de samme skæbne, som oplever trillioner af andre stjerner. For det første er den hurtige fødsel, strålende og brændende liv, hvorefter der kommer en periode med langsom forfald. Stjerner som solen har en lang livscyklus, som er i hovedsekvensen (i midterdelen).
Ved at bruge data på massen af en stjerne kan vi antage sin evolutionære udviklingsvej. En illustrativ illustration af denne teori er udviklingen af vores stjerne. Intet er evigt. Som følge af termonuklear fusion omdannes hydrogen til helium, derfor forbruges dets oprindelige reserver og reduceres. Nogen tid, snart vil disse bestande løbe tør. At dømme efter, at vores sol fortsætter med at skinne i mere end 5 milliarder år uden at ændre størrelse, kan stjernens modne alder stadig vare i omtrent samme periode.
Udtømningen af hydrogenreserver vil føre til, at solens kerne under graviditetens indflydelse begynder at krympe hurtigt. Kerne densiteten vil blive meget høj, med det resultat at termonukleære processer vil flytte til lagene ved siden af kernen. En sådan tilstand kaldes sammenbrud, som kan være forårsaget af termonukleare reaktioner i de øverste lag af stjernen. Som et resultat af højt tryk udløses termonukleære reaktioner, der involverer helium.
Tilførslen af hydrogen og helium i denne del af stjernen vil vare i millioner af år. Det er ikke meget snart, at udtømning af hydrogenreserver vil medføre en stigning i stråleintensiteten, til en forøgelse af skallens størrelse og selve stjernens størrelse. Som følge heraf bliver vores sol meget stor. Hvis vi forestiller os dette billede i titusinder af år, så vil i stedet for en blændende lysdisk, en varm røddisk af gigantiske størrelser hænge på himlen. De røde giganter er den naturlige fase af evolutionen af en stjerne, dens overgangstilstand i kategorien af variable stjerner.
Som følge af denne transformation vil afstanden fra Jorden til Solen blive reduceret, således at Jorden falder ind i zonekoronaens indflydelseszone og begynder at "stege" i den. Temperaturen på overfladen af planeten vil stige ti gange, hvilket vil føre til forsvinden af atmosfæren og fordampningen af vand. Som et resultat bliver planeten en livløs stenagtig ørken.
De sidste stadier af stjernens udvikling
Når man når den røde gigantiske fase, bliver en normal stjerne en hvid dværg under påvirkning af gravitationsprocesser. Hvis stjernens masse er omtrent lig med solens masse, vil alle de vigtigste processer i det forekomme roligt uden impulser og eksplosive reaktioner. Den hvide dværg vil dø i lang tid og falme til aske.
I tilfælde hvor stjernen oprindeligt havde en masse mere end solen 1,4 gange, vil den hvide dværg ikke være det sidste stadium. Med en stor masse inde i stjernen begynder processerne for kompaktering af stjernemateriale på atom-, molekylærniveau. Protoner bliver til neutroner, stjernens densitet stiger, og dens størrelse falder hurtigt.
Neutronstjerner kendt for videnskaben har en diameter på 10-15 km. Med så små størrelser har neutronstjernen en enorm masse. Et kubikcentimeter af stjernemateriale kan veje milliarder tons.
I tilfælde af at vi oprindeligt beskæftigede os med en stjerne af en stor masse, tager den sidste fase af evolution andre former. Skæbnen til en massiv stjerne - et sort hul - et objekt med uudforsket natur og uforudsigelig adfærd. Den enorme masse af stjernen bidrager til en stigning i gravitationskræfterne, der sætter kompressionskræfterne i bevægelse. Standsning af denne proces er ikke mulig. Tætheden af materie vokser, indtil den bliver til uendelig, danner et enkelt rum (Einsteins relativitetsteori). Radien af en sådan stjerne vil i sidste ende blive nul, blive et sort hul i det ydre rum. Sorte huller ville være meget større, hvis i rummet var størstedelen af rummet optaget af massive og supermassive stjerner.
Det skal bemærkes, at under omdannelsen af en rød kæmpe til en neutronstjerne eller i et sort hul, kan universet overleve et unikt fænomen - fødslen af en ny rumobjekt.
Fødslen af en supernova er det mest imponerende sidste etape i stjernens udvikling. 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.
Afslutningsvis
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.
