Isang bituin na katulad ng araw pagkatapos ng kumpletong pagkasunog ng helium. Siklo ng buhay ng isang bituin - paglalarawan, diagram at mga kagiliw-giliw na katotohanan. Paliwanag ng huling bahagi ng ebolusyon ng mga bituin

Ang pag-aaral ng stellar evolution ay imposible sa pamamagitan ng pagmamasid sa isang bituin lamang - maraming pagbabago sa mga bituin ang nagpapatuloy nang napakabagal upang mapansin kahit na matapos ang maraming siglo. Samakatuwid, pinag-aaralan ng mga siyentipiko ang maraming bituin, na ang bawat isa ay nasa isang tiyak na yugto ng siklo ng buhay nito. Sa nakalipas na ilang dekada, ang pagmomodelo ng istraktura ng mga bituin gamit ang teknolohiya ng computer ay naging laganap sa astrophysics.

Encyclopedic YouTube

1 / 5

✪ Mga bituin at stellar evolution (sabi ng astrophysicist na si Sergey Popov)

✪ Mga bituin at stellar evolution (sinalaysay nina Sergey Popov at Ilgonis Vilks)

✪ Star evolution. Ang ebolusyon ng asul na higante sa loob ng 3 minuto

✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"

✪ Surdin V.G. Star Evolution Bahagi 1

Mga subtitle

Thermonuclear fusion sa loob ng mga bituin

mga batang bituin

Ang proseso ng pagbuo ng bituin ay maaaring ilarawan sa isang solong paraan, ngunit ang mga kasunod na yugto ng ebolusyon ng isang bituin ay halos ganap na nakasalalay sa masa nito, at tanging sa pinakadulo ng ebolusyon ng isang bituin ay maaaring gumanap ng papel ang papel nito. komposisyong kemikal.

Mga batang mababa ang masa na bituin

Mga batang bituin na may mababang masa (hanggang tatlong solar masa) [ ] , na nasa daan patungo sa pangunahing sequence , ay ganap na convective, - ang proseso ng convection ay sumasaklaw sa buong katawan ng bituin. Ang mga ito ay pa rin, sa katunayan, mga protostar, sa mga sentro kung saan mga reaksyong nuklear, at ang lahat ng radiation ay higit sa lahat dahil sa gravitational contraction. Hanggang sa maitatag ang hydrostatic equilibrium, bumababa ang ningning ng bituin sa pare-parehong epektibong temperatura. Sa Hertzsprung-Russell diagram, ang mga naturang bituin ay bumubuo ng halos patayong track, na tinatawag na Hayashi track. Habang bumabagal ang contraction, lumalapit ang young star sa pangunahing sequence. Ang mga bagay ng ganitong uri ay nauugnay sa mga bituin ng uri T Taurus.

Sa oras na ito, sa mga bituin na may mass na higit sa 0.8 solar mass, ang core ay nagiging transparent sa radiation, at ang radiative energy transfer sa core ay nagiging nangingibabaw, dahil ang convection ay lalong nahahadlangan ng pagtaas ng compaction ng stellar matter. Sa mga panlabas na layer ng stellar body, nangingibabaw ang convective energy transfer.

Hindi tiyak kung anong mga katangian ang mayroon ang mass-mass na mga bituin sa sandaling tumama sila sa pangunahing sequence, dahil ang oras na ginugugol ng mga bituin na ito sa batang kategorya ay lumampas sa edad ng Uniberso [ ] . Ang lahat ng mga ideya tungkol sa ebolusyon ng mga bituin na ito ay nakabatay lamang sa mga numerical na kalkulasyon at mathematical modeling.

Habang kumukunot ang bituin, ang presyon ng degenerate electron gas ay nagsisimulang tumaas, at kapag naabot ang isang tiyak na radius ng bituin, huminto ang compression, na humahantong sa paghinto sa karagdagang pagtaas ng temperatura sa core ng bituin na dulot ng compression, at pagkatapos ay sa pagbaba nito. Para sa mga bituin na mas mababa sa 0.0767 solar mass, hindi ito nangyayari: ang enerhiya na inilabas sa panahon ng mga reaksyong nuklear ay hindi kailanman magiging sapat upang balansehin ang panloob na presyon at pag-urong ng gravitational. Ang ganitong mga "understars" ay nagpapalabas ng mas maraming enerhiya kaysa sa ginawa sa proseso ng mga thermonuclear reactions, at nabibilang sa tinatawag na brown dwarf. Ang kanilang kapalaran ay isang pare-parehong pag-urong hanggang sa ang presyon ng bulok na gas ay huminto dito, at pagkatapos ay isang unti-unting paglamig sa pagtigil ng lahat ng mga reaksyon ng pagsasanib na nagsimula.

Mga batang bituin ng intermediate mass

Mga batang bituin ng intermediate mass (mula 2 hanggang 8 solar mass) [ ] husay na nagbabago sa eksaktong parehong paraan tulad ng kanilang mas maliliit na kapatid na babae at lalaki, maliban na wala silang convective zone hanggang sa pangunahing sequence.

Ang mga bagay ng ganitong uri ay nauugnay sa tinatawag na. Ang Ae\Be Herbig star ay mga hindi regular na variable ng spectral class na B-F0. Mayroon din silang mga disc at bipolar jet. Ang rate ng pag-agos ng matter mula sa ibabaw, ang liwanag, at ang epektibong temperatura ay makabuluhang mas mataas kaysa sa T Tauri, kaya epektibo nilang pinapainit at dispersed ang mga labi ng protostellar cloud.

Mga batang bituin na may mass na higit sa 8 solar mass

Ang mga bituin na may ganitong mga masa ay mayroon nang mga katangian ng normal na mga bituin, dahil nalampasan nila ang lahat ng mga intermediate na yugto at nagawang makamit ang ganoong bilis ng mga reaksyong nuklear na binabayaran ang pagkawala ng enerhiya sa pamamagitan ng radiation, habang ang masa ay naipon upang makamit ang hydrostatic equilibrium ng ang core. Para sa mga bituin na ito, ang pag-agos ng masa at ningning ay napakahusay na hindi lamang nila pinipigilan ang pagbagsak ng gravitational ng mga panlabas na rehiyon ng molekular na ulap na hindi pa naging bahagi ng bituin, ngunit, sa kabaligtaran, iwaksi ang mga ito. Kaya, ang masa ng nabuong bituin ay kapansin-pansing mas mababa kaysa sa masa ng protostellar cloud. Malamang, ipinapaliwanag nito ang kawalan ng mga bituin na may mass na mas malaki sa humigit-kumulang 300 solar mass sa ating kalawakan.

mid-life cycle ng isang bituin

Ang mga bituin ay may iba't ibang kulay at sukat. Saklaw ang mga ito sa spectral class mula sa hot blues hanggang sa cool na pula, at sa mass mula 0.0767 hanggang 300 solar masa ayon sa pinakabagong mga pagtatantya. Ang liwanag at kulay ng isang bituin ay nakasalalay sa temperatura ng ibabaw nito, na, naman, ay tinutukoy ng masa nito. Ang lahat ng mga bagong bituin ay "kumuha ng kanilang lugar" sa pangunahing pagkakasunud-sunod ayon sa kanilang kemikal na komposisyon at masa. Ito, siyempre, ay hindi tungkol sa pisikal na paggalaw ng bituin - tungkol lamang sa posisyon nito sa ipinahiwatig na diagram, na nakasalalay sa mga parameter ng bituin. Sa katunayan, ang paggalaw ng isang bituin sa kahabaan ng diagram ay tumutugma lamang sa isang pagbabago sa mga parameter ng bituin.

Ang thermonuclear na "pagsunog" ng bagay na ipinagpatuloy sa isang bagong antas ay nagdudulot ng napakalaking pagpapalawak ng bituin. Ang bituin ay "bumabukol", nagiging napaka "maluwag", at ang laki nito ay tumataas ng halos 100 beses. Kaya ang bituin ay nagiging isang pulang higante, at ang helium burning phase ay tumatagal ng mga ilang milyong taon. Halos lahat ng mga pulang higante ay mga variable na bituin.

Mga huling yugto ng stellar evolution

Mga lumang bituin na may mababang masa

Sa kasalukuyan, hindi tiyak kung ano ang mangyayari sa mga magagaan na bituin pagkatapos maubos ang supply ng hydrogen sa kanilang mga interior. Dahil ang edad ng uniberso ay 13.7 bilyong taon, na hindi sapat upang maubos ang supply ng hydrogen fuel sa naturang mga bituin, modernong mga teorya ay batay sa computer simulation mga prosesong nagaganap sa naturang mga bituin.

Ang ilang mga bituin ay maaaring mag-synthesize ng helium lamang sa ilang mga aktibong zone, na nagiging sanhi ng kanilang kawalang-tatag at malakas na hangin ng bituin. Sa kasong ito, ang pagbuo ng isang planetary nebula ay hindi nangyayari, at ang bituin ay sumingaw lamang, na nagiging mas maliit kaysa sa isang brown dwarf [ ] .

Ang isang bituin na may mass na mas mababa sa 0.5 solar mass ay hindi makakapag-convert ng helium kahit na matapos ang mga reaksyong kinasasangkutan ng hydrogen sa core nito - ang masa ng naturang bituin ay masyadong maliit upang magbigay ng isang bagong yugto ng gravitational compression sa isang antas na sapat para sa " ignition" helium. Kasama sa mga bituin na ito ang mga pulang dwarf, gaya ng Proxima Centauri, na ang pangunahing sequence na haba ng buhay ay mula sa sampu-sampung bilyon hanggang sampu-sampung trilyong taon. Matapos ang pagwawakas ng mga thermonuclear na reaksyon sa kanilang nuclei, sila, unti-unting lumalamig, ay patuloy na magliliwanag nang mahina sa mga saklaw ng infrared at microwave ng electromagnetic spectrum.

katamtamang laki ng mga bituin

Pagkarating isang medium-sized na bituin (mula sa 0.4 hanggang 3.4 solar na masa) [ ] ng red giant phase, nagtatapos ang hydrogen sa core nito, at nagsisimula ang mga reaksyon ng carbon synthesis mula sa helium. Ang prosesong ito ay nagaganap sa mas mataas na temperatura at samakatuwid ang daloy ng enerhiya mula sa core ay tumataas at, bilang resulta, ang mga panlabas na layer ng bituin ay nagsisimulang lumaki. Ang simula ng carbon synthesis ay nagmamarka ng isang bagong yugto sa buhay ng isang bituin at nagpapatuloy nang ilang panahon. Para sa isang bituin na malapit sa laki ng Araw, ang prosesong ito ay maaaring tumagal nang humigit-kumulang isang bilyong taon.

Ang mga pagbabago sa dami ng radiated na enerhiya ay nagdudulot sa bituin na dumaan sa mga panahon ng kawalang-tatag, kabilang ang mga pagbabago sa laki, temperatura sa ibabaw, at paglabas ng enerhiya. Ang paglabas ng enerhiya ay inililipat patungo sa low-frequency radiation. Ang lahat ng ito ay sinamahan ng isang pagtaas ng mass loss dahil sa malakas na stellar winds at matinding pulsations. Ang mga bituin sa yugtong ito ay tinatawag na "mga late-type na bituin" (din ay "mga retiradong bituin"), OH-IR na mga bituin o mala-Mira na mga bituin, depende sa kanilang eksaktong katangian. Ang ejected gas ay medyo mayaman sa mabibigat na elemento na ginawa sa loob ng bituin, tulad ng oxygen at carbon. Ang gas ay bumubuo ng isang lumalawak na shell at lumalamig habang ito ay lumalayo sa bituin, na nagpapahintulot sa pagbuo ng mga particle ng alikabok at mga molekula. Na may isang malakas infrared radiation source star sa naturang mga shell, ang mga perpektong kondisyon ay nabuo para sa pag-activate ng mga cosmic maser.

Ang mga reaksyon ng helium fusion ay napaka-sensitibo sa temperatura. Minsan ito ay humahantong sa malaking kawalang-tatag. Ang pinakamalakas na pulsation ay lumitaw, na bilang isang resulta ay nagbibigay sa mga panlabas na layer ng sapat na acceleration upang itapon at maging isang planetary nebula. Sa gitna ng naturang nebula, ang hubad na core ng bituin ay nananatili, kung saan huminto ang mga reaksyon ng thermonuclear, at, habang lumalamig, ito ay nagiging isang helium white dwarf, bilang panuntunan, na may mass na hanggang 0.5-0.6 solar. masa at isang diameter ng pagkakasunud-sunod ng diameter ng Earth.

Ang karamihan sa mga bituin, kabilang ang Araw, ay kumpletuhin ang kanilang ebolusyon sa pamamagitan ng pagkontrata hanggang sa ang presyon ng mga degenerate na electron ay balansehin ang gravity. Sa ganitong estado, kapag ang laki ng bituin ay bumaba ng isang kadahilanan ng isang daan at ang density ay nagiging isang milyong beses na mas mataas kaysa sa density ng tubig, ang bituin ay tinatawag na isang puting dwarf. Ito ay pinagkaitan ng mga mapagkukunan ng enerhiya at, unti-unting lumalamig, ay nagiging isang hindi nakikitang itim na dwarf.

Sa mga bituin na mas malaki kaysa sa Araw, ang presyon ng mga degenerate na electron ay hindi maaaring huminto sa karagdagang pag-compress ng nucleus, at ang mga electron ay nagsimulang "pindutin" sa atomic nuclei, na nagiging mga proton sa mga neutron, kung saan walang electrostatic repulsion force. Ang gayong neutronization ng bagay ay humahantong sa katotohanan na ang laki ng bituin, na ngayon, sa katunayan, ay isang malaking atomic nucleus, ay sinusukat sa ilang kilometro, at ang density ay 100 milyong beses na mas mataas kaysa sa density ng tubig. Ang nasabing bagay ay tinatawag na neutron star; ang ekwilibriyo nito ay pinananatili ng presyon ng degenerate neutron matter.

napakalaking bituin

Matapos ang isang bituin na may mass na higit sa limang solar mass ay pumasok sa yugto ng isang red supergiant, ang core nito ay nagsisimulang lumiit sa ilalim ng impluwensya ng gravitational forces. Habang tumataas ang compression, tumataas ang temperatura at density, at magsisimula ang isang bagong sequence ng mga thermonuclear reaction. Sa ganitong mga reaksyon, ang mas mabibigat na elemento ay na-synthesize: helium, carbon, oxygen, silikon at bakal, na pansamantalang pinipigilan ang pagbagsak ng nucleus.

Bilang resulta, habang parami nang parami ang mabibigat na elemento ng Periodic Table ay nabuo, ang iron-56 ay na-synthesize mula sa silikon. Sa yugtong ito, ang karagdagang exothermic thermonuclear fusion ay nagiging imposible, dahil ang iron-56 nucleus ay may pinakamataas na depekto sa masa at ang pagbuo ng mas mabibigat na nuclei na may paglabas ng enerhiya ay imposible. Samakatuwid, kapag ang bakal na core ng isang bituin ay umabot sa isang tiyak na sukat, ang presyon sa loob nito ay hindi na makatiis sa bigat ng nakapatong na mga layer ng bituin, at ang isang agarang pagbagsak ng core ay nangyayari sa neutronization ng sangkap nito.

Ang susunod na mangyayari ay hindi pa ganap na malinaw, ngunit, sa anumang kaso, ang patuloy na mga proseso sa loob ng ilang segundo ay humantong sa isang supernova na pagsabog ng hindi kapani-paniwalang kapangyarihan.

Ang malalakas na neutrino jet at isang umiikot na magnetic field ay nagtutulak palabas sa karamihan ng materyal na naipon ng bituin [ ] - ang tinatawag na seating elements, kabilang ang bakal at lighter elements. Ang lumalawak na bagay ay binomba ng mga neutron na ibinubuga mula sa stellar core, na kumukuha sa kanila at sa gayon ay lumilikha ng isang hanay ng mga elementong mas mabigat kaysa sa bakal, kabilang ang mga radioactive, hanggang sa uranium (at posibleng maging sa California). Kaya, ang mga pagsabog ng supernova ay nagpapaliwanag ng pagkakaroon ng mga elemento na mas mabigat kaysa sa bakal sa interstellar matter, ngunit hindi lamang ito ang posibleng paraan ng kanilang pagbuo, na, halimbawa, ay ipinakita ng mga technetium na bituin.

blast wave at ang mga jet ng neutrino ay nagdadala ng bagay palayo sa isang namamatay na bituin [ ] sa interstellar space. Kasunod nito, habang ito ay lumalamig at naglalakbay sa kalawakan, ang supernova na materyal na ito ay maaaring bumangga sa iba pang space junk at posibleng lumahok sa pagbuo ng mga bagong bituin, planeta, o satellite.

Ang mga proseso na nagaganap sa panahon ng pagbuo ng isang supernova ay pinag-aaralan pa rin, at sa ngayon ang isyung ito ay hindi malinaw. Ang pinag-uusapan din ay ang sandali kung ano talaga ang nananatili sa orihinal na bituin. Gayunpaman, dalawang pagpipilian ang isinasaalang-alang: neutron star at black hole.

mga neutron na bituin

Ito ay kilala na sa ilang mga supernovae, ang malakas na gravity sa loob ng supergiant ay nagiging sanhi ng mga electron na hinihigop ng atomic nucleus, kung saan sila, na pinagsama sa mga proton, ay bumubuo ng mga neutron. Ang prosesong ito ay tinatawag na neutronization. Ang mga puwersang electromagnetic na naghihiwalay sa kalapit na nuclei ay nawawala. Ang core ng isang bituin ay isa na ngayong siksik na bola ng atomic nuclei at mga indibidwal na neutron.

Mga bituin na kilala bilang mga neutron na bituin, napakaliit - hindi hihigit sa isang sukat malaking lungsod, at may hindi mailarawang mataas na density. Ang kanilang orbital period ay nagiging lubhang maikli habang ang laki ng bituin ay bumababa (dahil sa konserbasyon ng angular momentum). Ang ilang mga neutron star ay gumagawa ng 600 revolutions bawat segundo. Para sa ilan sa kanila, ang anggulo sa pagitan ng radiation vector at ng axis ng pag-ikot ay maaaring maging tulad na ang Earth ay nahuhulog sa kono na nabuo ng radiation na ito; sa kasong ito, posibleng mag-record ng radiation pulse na umuulit sa mga agwat ng oras na katumbas ng panahon ng pag-ikot ng bituin. Ang nasabing mga neutron star ay tinawag na "pulsars", at naging unang natuklasan na neutron star.

Mga itim na butas

Hindi lahat ng mga bituin, na pumasa sa yugto ng pagsabog ng supernova, ay nagiging mga neutron na bituin. Kung ang bituin ay may sapat na malaking masa, kung gayon ang pagbagsak ng naturang bituin ay magpapatuloy, at ang mga neutron mismo ay magsisimulang mahulog sa loob hanggang sa ang radius nito ay maging mas mababa sa radius ng Schwarzschild. Nagiging black hole ang bituin.

Ang pagkakaroon ng mga black hole ay hinulaan ng pangkalahatang teorya ng relativity. Ayon sa teoryang ito,

Ang stellar evolution sa astronomy ay ang pagkakasunud-sunod ng mga pagbabagong nararanasan ng isang bituin sa panahon ng kanyang buhay, iyon ay, sa paglipas ng daan-daang libo, milyon o bilyun-bilyong taon, habang ito ay nagpapalabas ng liwanag at init. sa mga napakalaking yugto ng panahon, ang mga pagbabago ay napakahalaga.

Ang ebolusyon ng isang bituin ay nagsisimula sa isang higanteng molecular cloud, na tinatawag ding stellar cradle. Karamihan sa "walang laman" na espasyo sa kalawakan ay aktwal na naglalaman ng 0.1 hanggang 1 molekula bawat cm3. Ang molecular cloud, sa kabilang banda, ay may density na humigit-kumulang isang milyong molekula bawat cm3. Ang masa ng naturang ulap ay lumampas sa masa ng Araw ng 100,000–10,000,000 beses dahil sa laki nito: mula 50 hanggang 300 light-years ang lapad.

Ang ebolusyon ng isang bituin ay nagsisimula sa isang higanteng molecular cloud, na tinatawag ding stellar cradle.

anumang inhomogeneities sa mga puwersang kumikilos sa masa ng ulap ay maaaring mag-trigger ng proseso ng pagbuo ng bituin.

Sa kurso ng prosesong ito, ang mga inhomogeneities ng molekular na ulap ay i-compress sa ilalim ng pagkilos ng kanilang sariling gravity at unti-unting magkakaroon ng hugis ng isang bola. Kapag na-compress, ang gravitational energy ay na-convert sa init, at ang temperatura ng bagay ay tumataas.

Kapag ang temperatura sa gitna ay umabot sa 15–20 milyong K, magsisimula ang mga reaksiyong thermonuclear at huminto ang compression. Ang bagay ay nagiging isang ganap na bituin.

Ang mga kasunod na yugto ng ebolusyon ng isang bituin ay halos ganap na nakadepende sa masa nito, at sa pinakadulo lamang ng ebolusyon ng isang bituin maaari nitong gampanan ang papel ng kemikal na komposisyon nito.

Ang unang yugto ng buhay ng isang bituin ay katulad ng sa araw - ito ay pinangungunahan ng mga reaksyon ng hydrogen cycle.

Ito ay nananatili sa ganitong estado sa halos buong buhay nito, na nasa pangunahing sequence ng Hertzsprung-Russell diagram, hanggang sa maubos ang mga reserbang gasolina sa core nito. Kapag ang lahat ng hydrogen sa gitna ng bituin ay nagiging helium, isang helium core ay nabuo, at ang thermonuclear combustion ng hydrogen ay nagpapatuloy sa periphery ng core.

Ang maliliit at malamig na red dwarf ay dahan-dahang sinusunog ang kanilang mga reserbang hydrogen at nananatili sa pangunahing sequence sa loob ng sampu-sampung bilyong taon, habang ang napakalaking supergiant ay umalis sa pangunahing sequence pagkatapos lamang ng ilang sampu-sampung milyon (at ang ilan ay ilang milyon lamang) taon pagkatapos ng pagbuo.

Sa kasalukuyan, hindi tiyak kung ano ang mangyayari sa mga magagaan na bituin pagkatapos maubos ang supply ng hydrogen sa kanilang mga interior. Dahil ang uniberso ay 13.8 bilyong taong gulang, na hindi sapat upang maubos ang supply ng hydrogen fuel sa naturang mga bituin, ang mga kasalukuyang teorya ay batay sa mga simulation ng computer ng mga prosesong nagaganap sa naturang mga bituin.

Ayon sa teoretikal na mga konsepto, ang ilan sa mga magaan na bituin, na nawawala ang kanilang sangkap (stellar wind), ay unti-unting sumingaw, nagiging mas maliit at mas maliit. Ang iba, ang mga red dwarf, ay dahan-dahang lalamig sa paglipas ng bilyun-bilyong taon, na patuloy na nagliliwanag nang mahina sa mga hanay ng infrared at microwave ng electromagnetic spectrum.

Ang mga katamtamang laki ng mga bituin tulad ng Araw ay nananatili sa pangunahing sequence sa isang average na 10 bilyong taon.

Ito ay pinaniniwalaan na ang Araw ay nasa ibabaw pa rin nito, dahil ito ay nasa kalagitnaan ng siklo ng buhay nito. Sa sandaling maubos ng bituin ang supply ng hydrogen sa core, umalis ito sa pangunahing sequence.

Sa sandaling maubos ng bituin ang supply ng hydrogen sa core, umalis ito sa pangunahing sequence.

Kung wala ang presyur na nabuo ng mga reaksyon ng pagsasanib upang balansehin ang panloob na gravity, ang bituin ay nagsisimulang lumiit muli, tulad ng ginawa nito nang mas maaga sa proseso ng pagbuo nito.

Ang temperatura at presyon ay tumaas muli, ngunit, hindi katulad sa yugto ng protostar, sa isang mas mataas na antas.

Ang pagbagsak ay nagpapatuloy hanggang, sa temperatura na humigit-kumulang 100 milyong K, ang mga thermonuclear na reaksyon na kinasasangkutan ng helium ay magsisimula, kung saan ang helium ay na-convert sa mas mabibigat na elemento (helium sa carbon, carbon sa oxygen, oxygen sa silicon, at panghuli silicon sa bakal).

Ang pagbagsak ay nagpapatuloy hanggang, sa temperatura na humigit-kumulang 100 milyong K, ang mga thermonuclear reaction na kinasasangkutan ng helium ay magsisimula.

Ang bituin ay nagiging isang pulang higante, at ang helium burning phase ay nagpapatuloy sa halos ilang milyong taon.

Ang susunod na mangyayari ay depende rin sa masa ng bituin.

Sa medium-sized na mga bituin, ang reaksyon ng thermonuclear burning ng helium ay maaaring humantong sa isang paputok na pagbuga ng mga panlabas na layer ng bituin, na nabuo mula sa kanila. planetary nebula. Ang core ng bituin, kung saan huminto ang mga reaksyon ng thermonuclear, ay lumalamig at nagiging isang helium na puting dwarf, bilang panuntunan, na may mass na hanggang 0.5-0.6 solar mass at isang diameter ng pagkakasunud-sunod ng diameter ng Earth.

Para sa napakalaking at napakalaking bituin (na may mass na limang solar mass o higit pa), ang mga prosesong nagaganap sa kanilang core, habang tumataas ang gravitational compression, ay humahantong sa isang pagsabog supernova sa pagpapalabas ng napakalaking enerhiya. Ang pagsabog ay sinamahan ng pagbuga ng isang makabuluhang masa ng bagay ng bituin sa interstellar space. Ang sangkap na ito ay higit na kasangkot sa pagbuo ng mga bagong bituin, planeta o satellite. Ito ay salamat sa supernovae na ang Uniberso sa kabuuan at ang bawat kalawakan sa partikular ay chemically evolve. Ang core ng bituin na naiwan pagkatapos ng pagsabog ay maaaring wakasan ang ebolusyon nito bilang isang neutron star (pulsar), kung ang masa ng bituin sa mga huling yugto ay lumampas sa limitasyon ng Chandrasekhar (1.44 solar mass), o bilang isang black hole, kung ang masa ng bituin ay lumampas sa limitasyon ng Oppenheimer-Volkov (tinantyang mga halaga 2,5-3 solar masa).

Ang proseso ng stellar evolution sa Uniberso ay tuloy-tuloy at paikot - ang mga lumang bituin ay namamatay, ang mga bago ay naiilawan upang palitan ang mga ito.

Ayon sa modernong mga konseptong pang-agham, ang mga elemento na kinakailangan para sa paglitaw ng mga planeta at buhay sa Earth ay nabuo mula sa stellar matter. Bagaman walang iisang pangkalahatang tinatanggap na pananaw sa kung paano bumangon ang buhay.

Ang stellar evolution sa astronomy ay ang pagkakasunud-sunod ng mga pagbabago na nararanasan ng isang bituin sa panahon ng kanyang buhay, iyon ay, sa paglipas ng milyun-milyon o bilyun-bilyong taon, habang ito ay nagpapalabas ng liwanag at init. Sa mga napakalaking yugto ng panahon, ang mga pagbabago ay medyo makabuluhan.

Ang ebolusyon ng isang bituin ay nagsisimula sa isang higanteng molecular cloud, na tinatawag ding stellar cradle. Karamihan sa "walang laman" na espasyo sa kalawakan ay aktwal na naglalaman sa pagitan ng 0.1 at 1 molekula bawat cm3. Ang molecular cloud, sa kabilang banda, ay may density na humigit-kumulang isang milyong molekula bawat cm³. Ang masa ng naturang ulap ay lumampas sa masa ng Araw ng 100,000-10,000,000 beses dahil sa laki nito: mula 50 hanggang 300 light-years ang lapad.

Hangga't malayang umiikot ang ulap sa gitna ng katutubong kalawakan, walang mangyayari. Gayunpaman, dahil sa inhomogeneity ng gravitational field, ang mga kaguluhan ay maaaring lumitaw dito, na humahantong sa mga lokal na konsentrasyon ng masa. Ang ganitong mga perturbation ay nagdudulot ng gravitational collapse ng ulap. Isa sa mga senaryo na humahantong dito ay ang banggaan ng dalawang ulap. Ang isa pang kaganapan na nagdudulot ng pagbagsak ay maaaring ang pagdaan ng isang ulap sa siksik na braso ng isang spiral galaxy. Ang isang kritikal na kadahilanan ay maaaring ang pagsabog ng isang kalapit na supernova, ang shock wave na kung saan ay sasalungat sa molekular na ulap sa napakabilis. Bilang karagdagan, posible ang isang banggaan ng mga kalawakan, na may kakayahang magdulot ng pagsabog ng pagbuo ng bituin, dahil ang mga ulap ng gas sa bawat isa sa mga kalawakan ay na-compress ng banggaan. Sa pangkalahatan, ang anumang inhomogeneities sa mga puwersang kumikilos sa masa ng ulap ay maaaring mag-trigger sa proseso ng pagbuo ng bituin.
Dahil sa mga inhomogeneities na lumitaw, ang presyon ng molekular na gas ay hindi na mapipigilan ang karagdagang compression, at ang gas ay nagsisimulang magtipon sa paligid ng mga sentro ng hinaharap na mga bituin sa ilalim ng impluwensya ng gravitational forces of attraction. Kalahati ng pinakawalan gravitational energy napupunta sa init ng ulap, at kalahati - sa liwanag na radiation. Sa mga ulap, tumataas ang presyon at density patungo sa gitna, at ang pagbagsak ng gitnang bahagi ay nangyayari nang mas mabilis kaysa sa paligid. Habang umuusad ang pag-urong, ang ibig sabihin ng photon na libreng landas ay bumababa at ang ulap ay nagiging hindi gaanong transparent sa sarili nitong radiation. Nagreresulta ito sa isang mas mabilis na pagtaas ng temperatura at isang mas mabilis na pagtaas ng presyon. Sa huli, binabalanse ng pressure gradient ang gravitational force, nabuo ang isang hydrostatic core, na may masa na humigit-kumulang 1% ng masa ng ulap. Ang sandaling ito ay hindi nakikita - ang globule ay opaque sa optical range. Ang karagdagang ebolusyon ng protostar ay ang pagdami ng sangkap na patuloy na bumabagsak sa "ibabaw" ng core, na, dahil dito, lumalaki ang laki. Sa huli, ang masa ng bagay na malayang gumagalaw sa ulap ay naubos at ang bituin ay makikita sa optical range. Ang sandaling ito ay itinuturing na pagtatapos ng protostellar phase at ang simula ng young star phase.

Ayon sa batas ng konserbasyon ng momentum, habang ang laki ng ulap ay bumababa, ang bilis ng pag-ikot nito ay tumataas, at sa isang tiyak na sandali ang sangkap ay humihinto sa pag-ikot bilang isang solong katawan at nahahati sa mga layer na patuloy na gumuho nang independyente sa bawat isa. . Ang bilang at masa ng mga layer na ito ay nakasalalay sa paunang masa at bilis ng pag-ikot ng molecular cloud. Depende sa mga parameter na ito, ang iba't ibang mga sistema ay nabuo. mga katawang makalangit: mga kumpol ng bituin, mga binary na bituin, mga bituin na may mga planeta.

Ang isang batang bituin ay ang yugto ng isang batang bituin.

Ang proseso ng pagbuo ng bituin ay maaaring ilarawan sa isang solong paraan, ngunit ang mga kasunod na yugto ng ebolusyon ng isang bituin ay halos ganap na nakasalalay sa masa nito, at sa pinakadulo lamang ng ebolusyon ng bituin ay maaaring magkaroon ng papel ang kemikal na komposisyon nito.

Mga batang mababa ang masa na bituin

Ang mga batang bituin na may mababang masa (hanggang tatlong beses ang masa ng Araw), na nasa daan patungo sa pangunahing pagkakasunud-sunod, ay ganap na convective - ang proseso ng convection ay sumasaklaw sa buong katawan ng bituin. Ang mga ito ay pa rin, sa katunayan, mga protostar, sa mga sentro kung saan nagsisimula pa lamang ang mga reaksyong nukleyar, at ang lahat ng radiation ay nangyayari pangunahin dahil sa gravitational compression. Hanggang sa maitatag ang hydrostatic equilibrium, bumababa ang ningning ng bituin sa pare-parehong epektibong temperatura. Habang bumabagal ang contraction, lumalapit ang young star sa pangunahing sequence. Ang mga bagay ng ganitong uri ay nauugnay sa mga bituin ng T Tauri.

Habang kumukontra ang bituin, nagsisimulang tumaas ang presyon ng degenerate na electron gas, at kapag naabot ang isang tiyak na radius ng bituin, humihinto ang pag-urong, na humahantong sa paghinto sa karagdagang pagtaas ng temperatura sa core ng bituin na dulot ng pag-urong, at pagkatapos ay sa pagbaba nito. Para sa mga bituin na mas mababa sa 0.0767 solar mass, hindi ito nangyayari: ang enerhiya na inilabas sa panahon ng mga reaksyong nuklear ay hindi kailanman magiging sapat upang balansehin ang panloob na presyon at pag-urong ng gravitational. Ang ganitong mga "understars" ay nagpapalabas ng mas maraming enerhiya kaysa sa ginawa sa proseso ng mga thermonuclear reactions, at nabibilang sa tinatawag na brown dwarf. Ang kanilang kapalaran ay isang pare-parehong pag-urong hanggang sa ang presyon ng bulok na gas ay huminto dito, at pagkatapos ay isang unti-unting paglamig sa pagtigil ng lahat ng mga reaksyon ng pagsasanib na nagsimula.

Mga batang bituin ng intermediate mass

Ang mga batang bituin ng intermediate mass (mula 2 hanggang 8 solar mass) ay husay na nagbabago sa eksaktong parehong paraan tulad ng kanilang mas maliliit na kapatid na babae at kapatid na lalaki, maliban na wala silang convective zone hanggang sa pangunahing sequence. Ang mga bagay ng ganitong uri ay nauugnay sa tinatawag na. mga bituin Ae\Be Herbig irregular variable ng spectral type B-F0. Mayroon din silang mga disc at bipolar jet. Ang rate ng pag-agos ng matter mula sa ibabaw, ang liwanag, at ang epektibong temperatura ay makabuluhang mas mataas kaysa sa T Taurus, kaya epektibo nilang pinapainit at dispersed ang mga labi ng protostellar cloud.

Mga batang bituin na may mass na higit sa 8 solar mass

Mga batang bituin na may mass na higit sa 8 solar mass. Ang mga bituin na may ganitong mga masa ay mayroon nang mga katangian ng normal na mga bituin, dahil nalampasan nila ang lahat ng mga intermediate na yugto at nagawang makamit ang ganoong bilis ng mga reaksyong nuklear na binabayaran ang pagkawala ng enerhiya sa pamamagitan ng radiation, habang ang masa ay naipon upang makamit ang hydrostatic equilibrium ng ang core. Para sa mga bituin na ito, ang pag-agos ng masa at ningning ay napakahusay na hindi lamang nila pinipigilan ang pagbagsak ng gravitational ng mga panlabas na rehiyon ng molekular na ulap na hindi pa naging bahagi ng bituin, ngunit, sa kabaligtaran, iwaksi ang mga ito. Kaya, ang masa ng nabuong bituin ay kapansin-pansing mas mababa kaysa sa masa ng protostellar cloud. Malamang, ipinapaliwanag nito ang kawalan ng mga bituin na may mass na mas malaki sa humigit-kumulang 300 solar mass sa ating kalawakan.

mid-life cycle ng isang bituin

Ang mga bituin ay may iba't ibang kulay at sukat. Saklaw ang mga ito sa uri ng parang multo mula sa mainit na asul hanggang sa malamig na pula, at sa masa mula 0.0767 hanggang sa humigit-kumulang 300 solar na masa, ayon sa kamakailang mga pagtatantya. Ang liwanag at kulay ng isang bituin ay nakasalalay sa temperatura ng ibabaw nito, na, naman, ay tinutukoy ng masa nito. Ang lahat ng mga bagong bituin ay "kumuha ng kanilang lugar" sa pangunahing pagkakasunud-sunod ayon sa kanilang kemikal na komposisyon at masa.

Ang mga katamtamang laki ng mga bituin tulad ng Araw ay nananatili sa pangunahing sequence sa isang average na 10 bilyong taon. Ito ay pinaniniwalaan na ang Araw ay nasa ibabaw pa rin nito, dahil ito ay nasa kalagitnaan ng siklo ng buhay nito. Sa sandaling maubos ng bituin ang supply ng hydrogen sa core, umalis ito sa pangunahing sequence.

star maturity

Pagkatapos ng isang tiyak na oras - mula sa isang milyon hanggang sampu-sampung bilyong taon (depende sa paunang masa) - ang bituin ay nauubos ang mga mapagkukunan ng hydrogen ng core. Sa malalaki at maiinit na bituin, nangyayari ito nang mas mabilis kaysa sa maliliit at mas malamig. Ang pagkaubos ng supply ng hydrogen ay humahantong sa pagtigil ng mga thermonuclear reactions.

Kung wala ang presyur na nabuo ng mga reaksyong ito upang balansehin ang panloob na gravity sa katawan ng bituin, ang bituin ay magsisimulang magkontrata muli, tulad ng ginawa nito noong una sa proseso ng pagbuo nito. Ang temperatura at presyon ay tumaas muli, ngunit, hindi katulad ng yugto ng protostar, sa higit pa mataas na lebel. Ang pagbagsak ay nagpapatuloy hanggang, sa temperatura na humigit-kumulang 100 milyong K, ang mga thermonuclear reaction na kinasasangkutan ng helium ay magsisimula.

Ang thermonuclear na "pagsunog" ng bagay na ipinagpatuloy sa isang bagong antas ay nagdudulot ng napakalaking pagpapalawak ng bituin. Ang bituin ay "bumabukol", nagiging napaka "maluwag", at ang laki nito ay tumataas ng halos 100 beses. Kaya ang bituin ay nagiging, at ang helium burning phase ay tumatagal ng mga ilang milyong taon. Halos lahat ng mga pulang higante ay mga variable na bituin.

Mga huling yugto ng stellar evolution

Mga lumang bituin na may mababang masa

Sa kasalukuyan, hindi tiyak kung ano ang mangyayari sa mga magagaan na bituin pagkatapos maubos ang supply ng hydrogen sa kanilang mga interior. Dahil ang uniberso ay 13.7 bilyong taong gulang, na hindi sapat upang maubos ang supply ng hydrogen fuel sa naturang mga bituin, ang mga kasalukuyang teorya ay batay sa mga simulation ng computer ng mga prosesong nagaganap sa naturang mga bituin.

Ang isang bituin na may mass na mas mababa sa 0.5 solar mass ay hindi makakapag-convert ng helium kahit na matapos ang mga reaksyong kinasasangkutan ng hydrogen sa core nito - ang masa ng naturang bituin ay masyadong maliit upang magbigay ng isang bagong yugto ng gravitational compression sa isang antas na sapat para sa " ignition" helium. Kabilang sa mga naturang bituin ang mga red dwarf, gaya ng Proxima Centauri, na ang pangunahing sequence ng buhay ay mula sa sampu-sampung bilyon hanggang sampu-sampung trilyong taon. Matapos ang pagwawakas ng mga thermonuclear na reaksyon sa kanilang nuclei, sila, unti-unting lumalamig, ay patuloy na mahinang mag-radiate sa mga saklaw ng infrared at microwave ng electromagnetic spectrum.

katamtamang laki ng mga bituin

Kapag ang isang bituin ay umabot sa isang average na laki (mula 0.4 hanggang 3.4 solar masa) ng pulang higanteng yugto, ang hydrogen ay nagtatapos sa core nito, at ang mga reaksyon ng carbon synthesis mula sa helium ay nagsisimula. Ang prosesong ito ay nagaganap sa mas mataas na temperatura at samakatuwid ang daloy ng enerhiya mula sa core ay tumataas at, bilang resulta, ang mga panlabas na layer ng bituin ay nagsisimulang lumaki. Ang simula ng carbon synthesis ay nagmamarka ng isang bagong yugto sa buhay ng isang bituin at nagpapatuloy nang ilang panahon. Para sa isang bituin na malapit sa laki ng Araw, ang prosesong ito ay maaaring tumagal nang humigit-kumulang isang bilyong taon.

Ang mga pagbabago sa dami ng radiated na enerhiya ay nagdudulot sa bituin na dumaan sa mga panahon ng kawalang-tatag, kabilang ang mga pagbabago sa laki, temperatura sa ibabaw, at paglabas ng enerhiya. Ang paglabas ng enerhiya ay inililipat patungo sa low-frequency radiation. Ang lahat ng ito ay sinamahan ng isang pagtaas ng mass loss dahil sa malakas na stellar winds at matinding pulsations. Ang mga bituin sa yugtong ito ay tinatawag na "mga late-type na bituin" (din ay "mga retiradong bituin"), mga OH-IR na bituin, o mga mala-Mira na bituin, depende sa kanilang mga tiyak na katangian. Ang ejected gas ay medyo mayaman sa mabibigat na elemento na ginawa sa loob ng bituin, tulad ng oxygen at carbon. Ang gas ay bumubuo ng isang lumalawak na shell at lumalamig habang ito ay lumalayo sa bituin, na nagpapahintulot sa pagbuo ng mga particle ng alikabok at mga molekula. Sa malakas na infrared radiation mula sa pinagmulang bituin, ang mga perpektong kondisyon ay nabuo sa naturang mga shell para sa pag-activate ng mga cosmic maser.

Ang mga reaksyon ng helium fusion ay napaka-sensitibo sa temperatura. Minsan ito ay humahantong sa malaking kawalang-tatag. Ang pinakamalakas na pulsation ay lumitaw, na bilang isang resulta ay nagbibigay sa mga panlabas na layer ng sapat na acceleration upang ibagsak at maging isang planetary nebula. Sa gitna ng naturang nebula, ang hubad na core ng bituin ay nananatili, kung saan huminto ang mga reaksyon ng thermonuclear, at, paglamig, ito ay nagiging isang helium white dwarf, bilang panuntunan, na may mass na hanggang 0.5-0.6 solar masa. at isang diameter ng pagkakasunud-sunod ng diameter ng Earth.

Di-nagtagal pagkatapos ng flash ng helium, ang carbon at oxygen ay "sumilaw"; bawat isa sa mga kaganapang ito ay nagdudulot ng seryosong pagsasaayos ng katawan ng bituin at ang mabilis na paggalaw nito kasama ang Hertzsprung-Russell diagram. Ang laki ng atmospera ng bituin ay tumataas nang higit pa, at nagsisimula itong masinsinang mawalan ng gas sa anyo ng pagpapalawak ng mga stellar wind stream. Ang kapalaran ng gitnang bahagi ng bituin ay ganap na nakasalalay sa paunang masa nito - maaaring tapusin ng core ng bituin ang ebolusyon nito bilang:

(mababa ang masa na mga bituin)
bilang isang neutron star (pulsar) kung ang masa ng bituin sa mga huling yugto ng ebolusyon ay lumampas sa limitasyon ng Chandrasekhar
parang black hole kung lumampas ang masa ng bituin sa limitasyon ng Oppenheimer-Volkov

Sa huling dalawang sitwasyon, ang ebolusyon ng isang bituin ay nagtatapos sa isang sakuna na kaganapan - isang pagsabog ng supernova.

Ang karamihan sa mga bituin, kabilang ang Araw, ay kumpletuhin ang kanilang ebolusyon sa pamamagitan ng pagkontrata hanggang sa ang presyon ng mga degenerate na electron ay balansehin ang gravity. Sa ganitong estado, kapag ang laki ng bituin ay bumaba ng isang daang kadahilanan at ang density ay nagiging isang milyong beses na mas mataas kaysa sa tubig, ang bituin ay tinatawag na isang puting dwarf. Ito ay pinagkaitan ng mga mapagkukunan ng enerhiya at, unti-unting lumalamig, ay nagiging hindi nakikita.

Sa mga bituin na mas malaki kaysa sa Araw, ang presyon ng mga degenerate na electron ay hindi maaaring pigilan ang karagdagang pag-urong ng nucleus, at ang mga electron ay nagsisimulang "ipindot" sa atomic nuclei, na nagiging mga proton sa mga neutron, kung saan walang electrostatic repulsion force. Ang gayong neutronization ng bagay ay humahantong sa katotohanan na ang laki ng bituin, na ngayon, sa katunayan, ay isang malaking atomic nucleus, ay sinusukat sa ilang kilometro, at ang density ay 100 milyong beses na mas mataas kaysa sa density ng tubig. Ang nasabing bagay ay tinatawag na neutron star; ang ekwilibriyo nito ay pinananatili ng presyon ng degenerate neutron matter.

napakalaking bituin

Bilang resulta, habang parami nang parami ang mabibigat na elemento na nabuo Sistemang pana-panahon, ang iron-56 ay na-synthesize mula sa silikon. Sa yugtong ito, ang karagdagang exothermic thermonuclear fusion ay nagiging imposible, dahil ang iron-56 nucleus ay may pinakamataas na depekto sa masa at ang pagbuo ng mas mabibigat na nuclei na may paglabas ng enerhiya ay imposible. Samakatuwid, kapag ang bakal na core ng isang bituin ay umabot sa isang tiyak na sukat, ang presyon sa loob nito ay hindi na makatiis sa bigat ng nakapatong na mga layer ng bituin, at ang isang agarang pagbagsak ng core ay nangyayari sa neutronization ng sangkap nito.

Ang malalakas na neutrino jet at isang umiikot na magnetic field ay itinutulak palabas ang karamihan sa materyal na naipon ng bituin - ang tinatawag na mga elemento ng pag-upo, kabilang ang mga bakal at mas magaan na elemento. Ang lumalawak na bagay ay binomba ng mga neutron na ibinubuga mula sa stellar core, na kumukuha sa kanila at sa gayon ay lumilikha ng isang hanay ng mga elementong mas mabigat kaysa sa bakal, kabilang ang mga radioactive, hanggang sa uranium (at posibleng maging sa California). Kaya, ang mga pagsabog ng supernova ay nagpapaliwanag ng pagkakaroon ng mga elemento na mas mabigat kaysa sa bakal sa interstellar matter, ngunit hindi lamang ito ang posibleng paraan ng kanilang pagbuo, na, halimbawa, ay ipinakita ng mga technetium na bituin.

Ang blast wave at mga jet ng neutrino ay nagdadala ng bagay palayo sa namamatay na bituin patungo sa interstellar space. Kasunod nito, habang ito ay lumalamig at naglalakbay sa kalawakan, ang supernova na materyal na ito ay maaaring bumangga sa iba pang space junk at posibleng lumahok sa pagbuo ng mga bagong bituin, planeta, o satellite.

mga neutron na bituin

Ito ay kilala na sa ilang mga supernovae, ang malakas na gravity sa loob ng supergiant ay nagiging sanhi ng mga electron upang masipsip ng atomic nucleus, kung saan sila ay sumanib sa mga proton upang bumuo ng mga neutron. Ang prosesong ito ay tinatawag na neutronization. Ang mga puwersang electromagnetic na naghihiwalay sa kalapit na nuclei ay nawawala. Ang core ng isang bituin ay isa na ngayong siksik na bola ng atomic nuclei at mga indibidwal na neutron.
Ang mga nasabing bituin, na kilala bilang mga neutron star, ay napakaliit - hindi mas malaki kaysa sa isang pangunahing lungsod - at may hindi mailarawang mataas na densidad. Ang kanilang orbital period ay nagiging lubhang maikli habang ang laki ng bituin ay bumababa (dahil sa konserbasyon ng angular momentum). Ang ilang mga neutron star ay gumagawa ng 600 revolutions bawat segundo. Para sa ilan sa kanila, ang anggulo sa pagitan ng radiation vector at ng axis ng pag-ikot ay maaaring maging tulad na ang Earth ay nahuhulog sa kono na nabuo ng radiation na ito; sa kasong ito, posibleng mag-record ng radiation pulse na umuulit sa mga agwat ng oras na katumbas ng panahon ng pag-ikot ng bituin. Ang nasabing mga neutron star ay tinawag na "pulsars", at naging unang natuklasan na neutron star.

Mga itim na butas

Ang pagkakaroon ng mga black hole ay hinulaan ng pangkalahatang teorya ng relativity. Ayon sa teoryang ito, ang bagay at impormasyon ay hindi maaaring mag-iwan ng black hole sa anumang pagkakataon. Gayunpaman, ang mga quantum effect ay malamang na maiwasan ito, halimbawa sa anyo ng Hawking radiation. Ang isang bilang ng mga bukas na katanungan ay nananatili. Sa partikular, hanggang kamakailan lamang, ang pangunahing isa ay nanatiling hindi nasagot: "Mayroon bang anumang mga itim na butas?". Sa katunayan, upang masabi na ang isang ibinigay na bagay ay isang black hole, kinakailangan na obserbahan ang abot-tanaw ng kaganapan nito. Imposible ito sa pamamagitan lamang ng kahulugan ng abot-tanaw, ngunit sa tulong ng ultra-long baseline radio interferometry, posibleng matukoy ang sukatan malapit sa bagay mula sa paggalaw ng gas doon, gayundin upang ayusin ang mabilis, millisecond na pagkakaiba-iba para sa stellar-mass black hole. Ang mga katangiang ito, na naobserbahan sa isang bagay, ay dapat na sa wakas ay patunayan na ang naobserbahang bagay ay isang black hole.

Sa kasalukuyan, ang mga black hole ay magagamit lamang para sa hindi direktang mga obserbasyon. Kaya, sa pamamagitan ng pagmamasid sa ningning ng nuclei ng mga aktibong kalawakan, maaaring tantiyahin ng isa ang masa ng bagay kung saan nagaganap ang accretion. Gayundin, ang masa ng isang bagay ay maaaring matantya mula sa kurba ng pag-ikot ng kalawakan o mula sa dalas ng rebolusyon ng mga bituin na malapit sa bagay, gamit ang virial theorem. Ang isa pang pagpipilian ay upang obserbahan ang profile ng mga linya ng paglabas ng gas mula sa gitnang rehiyon ng mga aktibong kalawakan, na ginagawang posible upang matukoy ang bilis ng pag-ikot nito, na sa mga blazar ay umabot sa sampu-sampung libong kilometro bawat segundo. Para sa maraming mga kalawakan, lumalabas na masyadong malaki ang masa ng gitna para sa anumang bagay maliban sa isang napakalaking bagay. Black hole. May mga bagay na may malinaw na pagdami ng mga bagay sa kanila, ngunit walang tiyak na radiation na dulot ng shock wave ang naobserbahan. Mula dito maaari nating tapusin na ang accretion ay hindi pinipigilan ng solidong ibabaw ng bituin, ngunit napupunta lamang sa mga rehiyon ng napakalaking gravitational redshift, kung saan, ayon sa modernong ideya at data (2009) walang nakatigil na bagay maliban sa isang black hole ang posible.

Bituin- isang celestial body kung saan ang mga thermonuclear reaction ay pupunta, pupunta o pupunta. Ang mga bituin ay napakalaking makinang na gas (plasma) na bola. Nabuo mula sa kapaligiran ng gas-dust (hydrogen at helium) bilang resulta ng gravitational compression. Ang temperatura ng bagay sa kailaliman ng mga bituin ay sinusukat sa milyun-milyong kelvin, at sa ibabaw nito - sa libu-libong kelvin. Ang enerhiya ng karamihan ng mga bituin ay inilabas bilang resulta ng mga thermonuclear na reaksyon ng conversion ng hydrogen sa helium, na nagaganap sa mataas na temperatura habang panloob na mga lugar. Ang mga bituin ay madalas na tinatawag na mga pangunahing katawan ng uniberso, dahil naglalaman ang mga ito ng bulto ng makinang na bagay sa kalikasan. Ang mga bituin ay malalaking bagay, spherical ang hugis, na binubuo ng helium at hydrogen, pati na rin ang iba pang mga gas. Ang enerhiya ng isang bituin ay nakapaloob sa core nito, kung saan ang bawat ikalawang helium ay nakikipag-ugnayan sa hydrogen. Tulad ng lahat ng bagay na organiko sa ating uniberso, ang mga bituin ay lumitaw, bubuo, nagbabago at nawawala - ang prosesong ito ay tumatagal ng bilyun-bilyong taon at tinatawag na proseso ng "Star Evolution".

1. Ang ebolusyon ng mga bituin

Star evolution- ang pagkakasunud-sunod ng mga pagbabago na nararanasan ng isang bituin sa panahon ng kanyang buhay, iyon ay, sa paglipas ng daan-daang libo, milyon-milyong o bilyon-bilyong taon, habang ito ay nagpapalabas ng liwanag at init. Nagsisimula ang buhay ng isang bituin bilang isang malamig na rarefied cloud ng interstellar gas (isang rarefied gaseous medium na pumupuno sa lahat ng espasyo sa pagitan ng mga bituin), lumiliit sa ilalim ng impluwensya ng sarili nitong gravity at unti-unting nagiging hugis bola. Kapag na-compress, ang enerhiya ng gravity (ang unibersal na pangunahing pakikipag-ugnayan sa pagitan ng lahat ng materyal na katawan) ay nagiging init, at ang temperatura ng bagay ay tumataas. Kapag ang temperatura sa gitna ay umabot sa 15-20 milyong K, magsisimula ang mga reaksiyong thermonuclear at huminto ang compression. Ang bagay ay nagiging isang ganap na bituin. Ang unang yugto ng buhay ng isang bituin ay katulad ng sa araw - ito ay pinangungunahan ng mga reaksyon ng hydrogen cycle. Ito ay nananatili sa ganitong estado sa halos buong buhay nito, na nasa pangunahing pagkakasunud-sunod ng Hertzsprung-Russell diagram (Larawan 1) (nagpapakita ng kaugnayan sa pagitan ng ganap na magnitude, ningning, parang multo na klase at temperatura sa ibabaw ng isang bituin, 1910), hanggang sa maubos ang suplay ng gasolina sa kaibuturan nito. Kapag ang lahat ng hydrogen sa gitna ng bituin ay naging helium, isang helium core ay nabuo, at ang thermonuclear combustion ng hydrogen ay nagpapatuloy sa periphery nito. Sa panahong ito, ang istraktura ng bituin ay nagsisimulang magbago. Ang ningning nito ay tumataas, ang mga panlabas na layer ay lumalawak, at ang temperatura sa ibabaw ay bumababa - ang bituin ay nagiging isang pulang higante, na bumubuo ng isang sangay sa Hertzsprung-Russell diagram. Ang bituin ay gumugugol ng mas kaunting oras sa sangay na ito kaysa sa pangunahing pagkakasunud-sunod. Kapag ang naipon na masa ng helium core ay nagiging makabuluhan, hindi nito kayang suportahan ang sarili nitong timbang at nagsisimulang lumiit; kung ang bituin ay sapat na napakalaking, ang tumataas na temperatura ay maaaring magdulot ng karagdagang thermonuclear conversion ng helium sa mas mabibigat na elemento (helium sa carbon, carbon sa oxygen, oxygen sa silicon, at panghuli silicon sa bakal).

2. Thermonuclear fusion sa loob ng mga bituin

Noong 1939, itinatag na ang pinagmumulan ng stellar energy ay thermonuclear fusion na nagaganap sa loob ng mga bituin. Karamihan sa mga bituin ay nagniningning dahil, sa kanilang mga interior, apat na proton ang pinagsama sa pamamagitan ng isang serye ng mga intermediate na hakbang sa isang solong alpha particle. Ang pagbabagong ito ay maaaring pumunta sa dalawang pangunahing paraan, na tinatawag na proton-proton, o p-p-cycle, at carbon-nitrogen, o CN-cycle. Sa mababang-mass na mga bituin, ang paglabas ng enerhiya ay pangunahing ibinibigay ng unang ikot, sa mabibigat na bituin - sa pangalawa. Ang supply ng nuclear fuel sa isang bituin ay limitado at patuloy na ginugugol sa radiation. Ang proseso ng thermonuclear fusion, na naglalabas ng enerhiya at nagbabago sa komposisyon ng bagay ng bituin, na sinamahan ng gravity, na may posibilidad na i-compress ang bituin at naglalabas din ng enerhiya, pati na rin ang radiation mula sa ibabaw, na nagdadala ng inilabas na enerhiya, ay ang pangunahing puwersang nagtutulak ng stellar evolution. Ang ebolusyon ng isang bituin ay nagsisimula sa isang higanteng molecular cloud, na tinatawag ding stellar cradle. Karamihan sa "walang laman" na espasyo sa kalawakan ay talagang naglalaman ng 0.1 hanggang 1 molekula bawat cm?. Ang isang molekular na ulap ay may density na humigit-kumulang isang milyong molekula bawat cm?. Ang masa ng naturang ulap ay lumampas sa masa ng Araw ng 100,000-10,000,000 beses dahil sa laki nito: mula 50 hanggang 300 light-years ang lapad. Habang ang ulap ay malayang umiikot sa gitna ng home galaxy, walang nangyayari. Gayunpaman, dahil sa inhomogeneity ng gravitational field, ang mga perturbation ay maaaring lumitaw dito, na humahantong sa mga lokal na konsentrasyon ng masa. Ang ganitong mga perturbation ay nagdudulot ng gravitational collapse ng ulap. Isa sa mga senaryo na humahantong dito ay ang banggaan ng dalawang ulap. Ang isa pang kaganapan na nagdudulot ng pagbagsak ay maaaring ang pagdaan ng isang ulap sa siksik na braso ng isang spiral galaxy. Ang isang kritikal na kadahilanan ay maaaring ang pagsabog ng isang kalapit na supernova, ang shock wave na kung saan ay sasalungat sa molekular na ulap sa napakabilis. Bilang karagdagan, posible ang isang banggaan ng mga kalawakan, na may kakayahang magdulot ng pagsabog ng pagbuo ng bituin, dahil ang mga ulap ng gas sa bawat isa sa mga kalawakan ay na-compress ng banggaan. Sa pangkalahatan, ang anumang inhomogeneities sa mga puwersang kumikilos sa masa ng ulap ay maaaring magpasimula ng proseso ng pagbuo ng bituin. Dahil sa mga inhomogeneities na lumitaw, ang presyon ng molekular na gas ay hindi na maiwasan ang karagdagang compression, at ang gas ay nagsisimulang magtipon sa paligid ng gitna ng hinaharap na bituin sa ilalim ng impluwensya ng gravitational attraction. Kalahati ng inilabas na gravitational energy ay napupunta sa pag-init ng ulap, at kalahati sa light radiation. Sa mga ulap, tumataas ang presyon at density patungo sa gitna, at ang pagbagsak ng gitnang bahagi ay nangyayari nang mas mabilis kaysa sa paligid. Habang umuusad ang pag-urong, bumababa ang libreng landas ng mga photon, at ang ulap ay nagiging hindi gaanong transparent sa sarili nitong radiation. Nagreresulta ito sa isang mas mabilis na pagtaas ng temperatura at isang mas mabilis na pagtaas ng presyon. Bilang resulta, binabalanse ng pressure gradient ang gravitational force, nabuo ang isang hydrostatic core, na may masa na humigit-kumulang 1% ng masa ng ulap. Ang sandaling ito ay hindi nakikita. Ang karagdagang ebolusyon ng protostar ay ang pagdami ng sangkap na patuloy na bumabagsak sa "ibabaw" ng core, na, dahil dito, lumalaki ang laki. Ang masa ng bagay na malayang gumagalaw sa ulap ay ubos na, at ang bituin ay makikita sa optical range. Ang sandaling ito ay itinuturing na pagtatapos ng protostellar phase at ang simula ng young star phase. Ang proseso ng pagbuo ng bituin ay maaaring ilarawan sa isang solong paraan, ngunit ang mga kasunod na yugto ng pag-unlad ng isang bituin ay halos ganap na nakasalalay sa masa nito, at tanging sa pinakadulo ng ebolusyon ng bituin ay maaaring gumanap ang komposisyon ng kemikal.

Sinasakop nito ang isang punto sa kanang sulok sa itaas: mayroon itong mataas na ningning at mababang temperatura. Ang pangunahing radiation ay nangyayari sa infrared range. Ang radiation mula sa malamig na alikabok na shell ay umaabot sa amin. Sa proseso ng ebolusyon, magbabago ang posisyon ng bituin sa diagram. Ang tanging pinagmumulan ng enerhiya sa yugtong ito ay gravitational contraction. Samakatuwid, ang bituin ay gumagalaw nang napakabilis parallel sa y-axis.

Ang temperatura sa ibabaw ay hindi nagbabago, ngunit ang radius at ningning ay bumababa. Ang temperatura sa gitna ng bituin ay tumataas, na umaabot sa isang halaga kung saan nagsisimula ang mga reaksyon sa mga magaan na elemento: lithium, beryllium, boron, na mabilis na nasusunog, ngunit pinamamahalaang pabagalin ang compression. Ang track ay lumiliko parallel sa y-axis, ang temperatura sa ibabaw ng bituin ay tumataas, at ang ningning ay nananatiling halos pare-pareho. Sa wakas, sa gitna ng bituin, nagsisimula ang mga reaksyon ng pagbuo ng helium mula sa hydrogen (hydrogen combustion). Ang bituin ay pumapasok sa pangunahing sequence.

Ang tagal ng paunang yugto ay tinutukoy ng masa ng bituin. Para sa mga bituin tulad ng Araw, ito ay humigit-kumulang 1 milyong taon, para sa isang bituin na may mass na 10 M☉ humigit-kumulang 1000 beses na mas maliit, at para sa isang bituin na may mass na 0.1 M☉ libu-libong beses pa.

Mga batang mababa ang masa na bituin

Sa simula ng ebolusyon nito, ang isang mababang-mass na bituin ay may nagniningning na core at isang convective envelope (Larawan 82, I).

Sa pangunahing yugto ng pagkakasunud-sunod, ang bituin ay nagniningning dahil sa pagpapakawala ng enerhiya sa mga reaksyong nuklear ng conversion ng hydrogen sa helium. Tinitiyak ng supply ng hydrogen ang ningning ng isang bituin ng mass 1 M☉ Humigit-kumulang sa loob ng 10 10 taon. Ang mga bituin na may mas malaking masa ay kumakain ng hydrogen nang mas mabilis: halimbawa, isang bituin na may mass na 10 M☉ ay uubusin ang hydrogen sa wala pang 10 7 taon (ang liwanag ay proporsyonal sa ikaapat na kapangyarihan ng masa).

mababang masa na mga bituin

Habang nasusunog ang hydrogen, ang mga gitnang rehiyon ng bituin ay malakas na na-compress.

Mga bituin ng mataas na masa

Matapos ipasok ang pangunahing sequence, ang ebolusyon ng isang malaking-mass star (>1.5 M☉) ay tinutukoy ng mga kondisyon ng pagkasunog ng nuclear fuel sa loob ng bituin. Sa pangunahing yugto ng pagkakasunud-sunod, ito ay ang pagkasunog ng hydrogen, ngunit hindi tulad ng mababang-mass na mga bituin, ang mga reaksyon ng carbon-nitrogen cycle ay nangingibabaw sa core. Sa cycle na ito, ang C at N atoms ay gumaganap ng papel ng mga catalyst. Ang rate ng paglabas ng enerhiya sa mga reaksyon ng naturang cycle ay proporsyonal sa T 17 . Samakatuwid, ang isang convective core ay nabuo sa core, na napapalibutan ng isang zone kung saan ang paglipat ng enerhiya ay isinasagawa ng radiation.

Ang ningning ng malalaking mass star ay mas mataas kaysa sa ningning ng Araw, at ang hydrogen ay natupok nang mas mabilis. Ito ay dahil sa ang katunayan na ang temperatura sa gitna ng naturang mga bituin ay mas mataas din.

Habang bumababa ang proporsyon ng hydrogen sa sangkap ng convective core, bumababa ang rate ng paglabas ng enerhiya. Ngunit dahil ang rate ng paglabas ay tinutukoy ng ningning, ang core ay nagsisimulang lumiit, at ang rate ng paglabas ng enerhiya ay nananatiling pare-pareho. Kasabay nito, ang bituin ay lumalawak at pumasa sa rehiyon ng mga pulang higante.

mababang masa na mga bituin

Sa oras na ang hydrogen ay ganap na masunog, isang maliit na helium core ay nabuo sa gitna ng isang mababang-mass star. Sa core, ang density ng bagay at temperatura ay umabot sa 10 9 kg/m at 10 8 K, ayon sa pagkakabanggit. Ang pagkasunog ng hydrogen ay nangyayari sa ibabaw ng nucleus. Habang tumataas ang temperatura sa core, tumataas ang rate ng pagkasunog ng hydrogen, at tumataas ang ningning. Ang radiant zone ay unti-unting nawawala. At dahil sa pagtaas ng bilis ng mga daloy ng convective, ang mga panlabas na layer ng bituin ay bumukol. Ang laki at pagtaas ng ningning nito - ang bituin ay nagiging isang pulang higante (Larawan 82, II).

Mga bituin ng mataas na masa

Kapag ang hydrogen ng isang bituin na may malaking masa ay ganap na naubos, ang triple helium na reaksyon ay nagsisimula sa core at kasabay nito ang reaksyon ng produksyon ng oxygen (3He=>C at C+He=>0). Kasabay nito, ang hydrogen ay nagsisimulang masunog sa ibabaw ng helium core. Lumilitaw ang pinagmulan ng unang layer.

Ang supply ng helium ay naubos nang napakabilis, dahil sa inilarawan na mga reaksyon sa bawat elementarya, medyo maliit na enerhiya ang inilabas. Ang larawan ay umuulit sa sarili nito, at dalawang layer na pinagmumulan ang lumilitaw sa bituin, at ang C + C => Mg reaksyon ay nagsisimula sa core.

Ang evolutionary track sa kasong ito ay lumalabas na napakakumplikado (Fig. 84). Sa Hertzsprung-Russell diagram, ang bituin ay gumagalaw sa pagkakasunud-sunod ng mga higante o (na may napakalaking masa sa supergiant na rehiyon) pana-panahong nagiging cephei.

Mga lumang bituin na mababa ang masa

Sa isang bituin na may mababang masa, sa wakas, ang bilis ng daloy ng convective sa ilang antas ay umabot sa pangalawang bilis ng kosmiko, ang shell ay lumalabas, at ang bituin ay nagiging isang puting dwarf, na napapalibutan ng isang planetary nebula.

Ang evolutionary track ng isang low-mass star sa Hertzsprung-Russell diagram ay ipinapakita sa Figure 83.

Kamatayan ng mataas na masa ng mga bituin

Sa pagtatapos ng ebolusyon, ang isang malaking mass star ay may napakakomplikadong istraktura. Ang bawat layer ay may sariling kemikal na komposisyon, ang mga reaksyong nuklear ay nagaganap sa ilang mga pinagmumulan ng layer, at isang iron core ay nabuo sa gitna (Fig. 85).

Ang mga reaksyong nuklear na may bakal ay hindi nagpapatuloy, dahil nangangailangan sila ng paggasta (at hindi pagpapalabas) ng enerhiya. Samakatuwid, ang core ng bakal ay mabilis na na-compress, ang temperatura at density nito ay tumataas, na umaabot sa kamangha-manghang mga halaga - isang temperatura ng 10 9 K at isang presyon ng 10 9 kg / m 3. materyal mula sa site

Sa sandaling ito, nagsisimula ang dalawang pinakamahalagang proseso, na nangyayari sa nucleus nang sabay-sabay at napakabilis (tila, sa ilang minuto). Ang una ay na sa panahon ng banggaan ng nuclei, ang mga iron atoms ay nabubulok sa 14 na helium atoms, ang pangalawa ay ang mga electron ay "pinipilit" sa mga proton, na bumubuo ng mga neutron. Ang parehong mga proseso ay nauugnay sa pagsipsip ng enerhiya, at ang temperatura sa core (din ang presyon) ay agad na bumababa. Ang mga panlabas na layer ng bituin ay nagsisimulang bumagsak patungo sa gitna.

Ang pagbagsak ng mga panlabas na layer ay humahantong sa isang matalim na pagtaas sa temperatura sa kanila. Ang hydrogen, helium, carbon ay nagsisimulang masunog. Sinamahan ito ng isang malakas na stream ng mga neutron na nagmumula sa gitnang core. Bilang isang resulta, ang pinaka-makapangyarihang pagsabog ng nuklear, itinapon ang mga panlabas na layer ng bituin, na naglalaman na ng lahat ng mabibigat na elemento, hanggang sa california. Ayon sa mga modernong pananaw, ang lahat ng mga atom ng mabibigat na elemento ng kemikal (i.e., mas mabigat kaysa sa helium) ay nabuo sa Uniberso nang eksakto sa mga flare.