Rođenje i evolucija zvijezda: divovska tvornica svemira

Svatko od nas je barem jednom u životu gledao u zvjezdano nebo. Netko je pogledao tu ljepotu, doživio romantične osjećaje, drugi je pokušao shvatiti odakle dolazi sva ta ljepota. Život u svemiru, za razliku od života na našem planetu, teče različitom brzinom. Vrijeme u svemiru živi u svojim kategorijama, udaljenosti i veličine u svemiru su ogromne. Rijetko razmišljamo o činjenici da se pred našim očima stalno razvijaju galaksije i zvijezde. Svaki objekt u beskrajnom prostoru rezultat je određenih fizičkih procesa. Galaksije, zvijezde, pa čak i planete imaju velike faze razvoja.

Zvjezdano nebo

Naš planet i svi mi ovisimo o našem svjetlu. Koliko će nas sunce oduševiti svojom toplinom, udišući život u Sunčev sustav? Što nas čeka u budućnosti u milijunima i milijardama godina? U tom smislu, znatiželjno je saznati više o tome koje su faze evolucije astronomskih objekata, odakle dolaze zvijezde i kako se završava život tih divnih svjetala u noćnom nebu.

Podrijetlo, rođenje i evolucija zvijezda

Evolucija zvijezda i planeta koji nastanjuju našu galaksiju Mliječni put i čitav Svemir je većim dijelom dobro proučena. Zakoni fizike, koji pomažu razumjeti podrijetlo kozmičkih objekata, rade nepokolebljivo u prostoru. Osnova u ovom slučaju je teorija Velikog praska, koja je sada dominantna doktrina o procesu nastanka Svemira. Događaj koji je potresao svemir i doveo do stvaranja svemira, svemirskim standardima, munjevitom brzinom. Za prostor, od rođenja zvijezde do smrti, prolaze trenutci. Velike udaljenosti stvaraju iluziju postojanosti svemira. Zvijezda koja je bljeskala u daljini nas sjaji milijardama godina, u to vrijeme možda nije.

Teorija Velikog praska

Teorija evolucije galaksija i zvijezda je razvoj teorije Velikog praska. Doktrina o rađanju zvijezda i nastanku zvjezdanih sustava različita je u mjerilu i vremenu, koji se, za razliku od svemira kao cjeline, može promatrati modernim sredstvima znanosti.

Proučavanje životnog ciklusa zvijezda moguće je na primjeru najbližeg svjetla. Sunce je jedna od stotina trilijuna zvijezda u našem vidnom polju. Osim toga, udaljenost od Zemlje do Sunca (150 milijuna km) pruža jedinstvenu priliku za istraživanje objekta bez napuštanja granica Sunčevog sustava. Dobivene informacije omogućit će da se detaljno shvate kako su raspoređene druge zvijezde, koliko se brzo iscrpljuju ovi gigantski izvori topline, koje su faze razvoja zvijezde i što će biti kraj ovog briljantnog života - tiha i mutna ili blistava, eksplozivna.

Nakon Velikog praska, sitne čestice oblikovale su međuzvjezdane oblake, koji su postali "bolnica" za trilijune zvijezda. Karakteristično je da su sve zvijezde rođene u isto vrijeme kao rezultat kontrakcije i ekspanzije. Kompresija u oblacima kozmičkog plina dogodila se pod utjecajem vlastite gravitacije i sličnih procesa u novim zvijezdama u susjedstvu. Proširenje je nastalo kao rezultat unutarnjeg tlaka međuzvjezdanog plina i pod djelovanjem magnetskih polja unutar plinskog oblaka. Istodobno se oblak slobodno vrtio oko središta mase.

Plinski oblak

Oblak plina nastao nakon eksplozije je 98% sastavljen od atomskog i molekularnog vodika i helija. Samo 2% u ovom nizu računa na prašinu i čvrste mikroskopske čestice. Ranije se smatralo da u središtu svake zvijezde leži jezgra željeza, zagrijana na temperaturu od milijun stupnjeva. Ovaj aspekt je objasnio veliku masu svjetiljke.

U suprotnosti s fizičkim snagama prevladavaju kompresijske sile, budući da svjetlost koja proizlazi iz oslobađanja energije ne prodire u plinski oblak. Svjetlo, zajedno s dijelom emitirane energije, širi se prema van, stvarajući negativnu temperaturu i zonu niskog tlaka unutar gustog nakupljanja plina. Budući da je kozmički plin u takvom stanju, brzo se komprimira, utjecaj sila gravitacijskog privlačenja dovodi do činjenice da čestice počinju stvarati zvjezdanu materiju. Kada je plinska skupina gusta, intenzivna kompresija dovodi do stvaranja zvijezda. Kada je veličina plinovitog oblaka beznačajna, kompresija dovodi do stvaranja jedne zvijezde.

Oblikovanje jedne zvijezde

Kratak opis onoga što se događa je da budućnost zvijezde prolazi kroz dvije faze - brzu i sporu kompresiju u stanje protozvijezde. Govoreći na jednostavnom i razumljivom jeziku, brza kompresija je pad zvjezdane tvari u središte protozvijezde. Spora kompresija se događa na pozadini oblikovanog središta protozvijezde. Tijekom sljedećih stotinu tisuća godina, nova se formacija smanjuje, a njezina se gustoća povećava milijune puta. Postupno, protozvijetnica postaje neprozirna zbog velike gustoće zvjezdane tvari, a stalna kompresija pokreće mehanizam unutarnjih reakcija. Rast unutarnjeg tlaka i temperatura dovodi do stvaranja budućeg centra gravitacije u budućoj zvijezdi.

U tom stanju, protozvijezda ostaje milijunima godina, polako odajući toplinu i postepeno se smanjujući. Kao rezultat, pojavljuju se obrisi nove zvijezde, a gustoća njezine tvari postaje usporediva s gustoćom vode.

Veličina i gustoća zvijezda

U prosjeku, gustoća naše zvijezde je 1,4 kg / cm3 - gotovo jednaka gustoći vode u slanom Mrtvom moru. U središtu Sunca gustoća je 100 kg / cm3. Zvjezdana materija nije u tekućem stanju, već je u obliku plazme.

Pod utjecajem enormnog tlaka i temperature od približno 100 milijuna K započinju termonuklearne reakcije vodikovog ciklusa. Kompresija prestaje, masa objekta se povećava kada se energija gravitacije pretvori u termonuklearno sagorijevanje vodika. Od tog trenutka nova zvijezda koja zrači energijom počinje gubiti masu.

Gore opisana formacija zvijezde samo je primitivna shema koja opisuje početnu fazu evolucije i rođenja zvijezde. Danas su takvi procesi u našoj galaksiji iu cijelom Svemiru gotovo neprimjetni zbog intenzivnog iscrpljivanja zvjezdanog materijala. Za cijelu svjesnu povijest promatranja naše galaksije, zabilježene su samo izolirane pojave novih zvijezda. U mjerilu svemira ta se brojka može povećati stotinama i tisućama puta.

Veći dio života, protozvijezde su skrivene od ljudskog oka prašinom. Emisija jezgre može se promatrati samo u infracrvenom području, što je jedini način da se vidi rođenje zvijezde. Na primjer, 1967. godine astronomski znanstvenici iz maglice Orion otkrili su novu zvijezdu, čija je radijacijska temperatura bila 700 stupnjeva Kelvina. Nakon toga, ispostavilo se da je rodno mjesto protozvijezda kompaktni izvori koji su dostupni ne samo u našoj galaksiji, već iu drugim dijelovima svemira koji su udaljeni od nas. Osim infracrvenog zračenja, mjesta rođenja novih zvijezda obilježena su intenzivnim radijskim signalima.

Proces proučavanja i evolucije zvijezda

Cijeli proces poznavanja zvijezda može se podijeliti u nekoliko faza. Na samom početku odredite udaljenost do zvijezde. Informacije o tome koliko je daleko od nas zvijezda, koliko dugo svjetlost ide od nje, daje ideju o tome što se dogodilo zvijezdi tijekom cijelog tog vremena. Nakon što je osoba naučila izmjeriti udaljenost do udaljenih zvijezda, postalo je jasno da su zvijezde ista sunca, samo različitih veličina i različitih sudbina. Znajući udaljenost do zvijezde, razinu svjetlosti i količinu emitirane energije, može se pratiti proces termonuklearne fuzije zvijezde.

Termonuklearna fuzija na Suncu

Nakon određivanja udaljenosti do zvijezde, spektralnom analizom se može izračunati kemijski sastav zvijezde i utvrditi njena struktura i starost. Zahvaljujući izgledu spektrografa, znanstvenici su mogli proučavati prirodu svjetla zvijezda. Ovaj uređaj može odrediti i izmjeriti sastav plina zvijezde, koju zvijezda ima u različitim fazama svog postojanja.

Proučavajući spektralnu analizu energije Sunca i drugih zvijezda, znanstvenici su došli do zaključka da evolucija zvijezda i planeta ima zajedničke korijene. Sva kozmička tijela imaju isti tip, sličan kemijski sastav i izvedena su iz iste tvari koja proizlazi iz Velikog praska.

Zvijezda se sastoji od istih kemijskih elemenata (do željeza) kao i našeg planeta. Jedina razlika je u broju tih ili drugih elemenata i u procesima koji se odvijaju na Suncu i unutar Zemljinog svoda. To razlikuje zvijezde od drugih objekata u svemiru. Podrijetlo zvijezda također treba razmatrati u kontekstu druge fizičke discipline - kvantne mehanike. Prema toj teoriji, materija koja određuje zvjezdanu materiju sastoji se od konstantnog dijeljenja atoma i elementarnih čestica koje stvaraju vlastiti mikrokozmos. U tom svjetlu zanimljiva je struktura, sastav, struktura i evolucija zvijezda. Pokazalo se da glavna masa naše zvijezde i mnoge druge zvijezde čine samo dva elementa - vodik i helij. Teoretski model koji opisuje strukturu zvijezde omogućit će razumijevanje njihove strukture i glavne razlike od ostalih svemirskih objekata.

Sastav zvijezde

Glavna značajka je da mnogi objekti u svemiru imaju određenu veličinu i oblik, dok zvijezda može promijeniti svoju veličinu kako se razvija. Vrući plin je spoj atoma koji su slabo povezani jedan s drugim. Milijunima godina nakon stvaranja zvijezda počinje hlađenje površinskog sloja zvijezde. Zvijezda daje najveći dio svoje energije vanjskom prostoru, smanjujući se ili povećavajući veličinu. Prijenos topline i energije odvija se iz unutarnjih područja zvijezde na površinu, utječući na intenzitet zračenja. Drugim riječima, ista zvijezda u različitim razdobljima svog postojanja izgleda drugačije. Termonuklearni procesi temeljeni na reakcijama vodikovog ciklusa doprinose transformaciji lakih vodikovih atoma u teže elemente - helij i ugljik. Prema astrofizičarima i nuklearnim znanstvenicima, takva termonuklearna reakcija je najučinkovitija u smislu količine oslobođene topline.

Zašto se termonuklearna fuzija jezgre ne završi eksplozijom takvog reaktora? Stvar je u tome da sile gravitacijskog polja u njoj mogu držati zvjezdanu materiju u granicama stabiliziranog volumena. Iz toga se može izvesti nedvosmislen zaključak: svaka zvijezda je masivno tijelo koje zadržava svoju veličinu zbog ravnoteže između sile gravitacije i energije termonuklearnih reakcija. Rezultat ovog idealnog prirodnog modela je izvor topline koji može raditi dugo vremena. Pretpostavlja se da su prvi oblici života na Zemlji nastali prije 3 milijarde godina. Sunce je tih dana grijalo naš planet kao što je sada. Dakle, naša zvijezda se malo promijenila, unatoč činjenici da je razmjer zračeće topline i sunčeve energije ogroman - više od 3-4 milijuna tona svake sekunde.

Emisije od sunca

Lako je izračunati koliko je tijekom svojeg postojanja naša zvijezda izgubila na težini. To će biti ogromna figura, ali zbog svoje ogromne mase i velike gustoće, takvi gubici u svemiru izgledaju beznačajno.

Faze evolucije zvijezda

Sudbina zvijezde ovisi o početnoj masi zvijezde i njezinom kemijskom sastavu. Sve dok su glavne zalihe vodika koncentrirane u jezgri, zvijezda je u takozvanoj glavnoj sekvenci. Čim je postojala tendencija povećanja veličine zvijezde, to znači da je glavni izvor termonuklearne fuzije presušio. Počeo je dugačak konačni put preobrazbe nebeskog tijela.

Evolucija normalnih zvijezda

Formirane u svemiru, svjetiljke su u početku podijeljene u tri najčešće vrste:

  • normalne zvijezde (žuti patuljci);
  • patuljaste zvijezde;
  • divovske zvijezde.

Zvijezde s niskim masama (patuljci) polako izgaraju spremnike vodika i mirno žive svoje živote.

Takve zvijezde su većina u svemiru, a naša zvijezda je žuti patuljak. Sa starenjem, žuti patuljak postaje crveni div ili supergigant.

Formiranje neutronske zvijezde

Na temelju teorije o podrijetlu zvijezda, proces stvaranja zvijezda u svemiru nije završen. Najsjajnije zvijezde u našoj galaksiji nisu samo najveće, u usporedbi sa Suncem, već i najmlađe. Astrofizičari i astronomi nazivaju te zvijezde plavim supergigantima. Na kraju se suočavaju s istom sudbinom, koja doživljava trilijune drugih zvijezda. Prvo, brzo rođenje, briljantan i žarki život, nakon čega dolazi razdoblje sporog propadanja. Zvijezde poput Sunca imaju dugi životni ciklus, budući da su u glavnom slijedu (u središnjem dijelu).

Glavni slijed

Koristeći podatke o masi zvijezde, možemo pretpostaviti njezin evolucijski put razvoja. Ilustrativna ilustracija te teorije je evolucija naše zvijezde. Ništa nije vječno. Kao rezultat termonuklearne fuzije, vodik se pretvara u helij, stoga se njegove početne rezerve troše i smanjuju. Negdje, vrlo brzo, te zalihe će nestati. Sudeći po činjenici da naše Sunce nastavlja sjati više od 5 milijardi godina, bez promjene veličine, zrela godina zvijezde može i dalje trajati otprilike u istom razdoblju.

Iscrpljivanje rezervi vodika dovodi do činjenice da će se pod utjecajem gravitacije jezgra sunca početi brzo smanjivati. Gustoća jezgre postat će vrlo visoka, što će rezultirati time da će se termonuklearni procesi pomaknuti do slojeva koji su susjedni jezgri. Takvo se stanje naziva kolapsom, koji može biti uzrokovan termonuklearnim reakcijama u gornjim slojevima zvijezde. Kao rezultat visokog tlaka aktiviraju se termonuklearne reakcije koje uključuju helij.

Crveni div

Opskrba vodikom i helijem u ovom dijelu zvijezde trajat će milijune godina. Nije vrlo brzo da će osiromašenje zaliha vodika dovesti do povećanja intenziteta zračenja, povećanja veličine ljuske i veličine same zvijezde. Kao rezultat toga, naše će sunce postati vrlo veliko. Ako zamislimo ovu sliku za desetke milijardi godina, umjesto blistavog svijetlog diska na nebu će visjeti vrući crveni disk divovskih veličina. Crveni divovi su prirodna faza evolucije zvijezde, njezino prijelazno stanje u kategoriju promjenjivih zvijezda.

Kao rezultat ove transformacije, udaljenost od Zemlje do Sunca bit će smanjena, tako da će Zemlja pasti u zonu utjecaja solarne korone i početi se „peći“ u njoj. Temperatura na površini planeta povećat će se deset puta, što će dovesti do nestanka atmosfere i isparavanja vode. Kao rezultat, planet će se pretvoriti u beživotnu stjenovitu pustinju.

Završne faze evolucije zvijezda

Stigavši ​​u fazu crvenog diva, normalna zvijezda postaje bijeli patuljak pod utjecajem gravitacijskih procesa. Ako je masa zvijezde približno jednaka masi našeg Sunca, svi glavni procesi u njoj će se pojaviti tiho, bez impulsa i eksplozivnih reakcija. Bijeli patuljak će dugo umrijeti, blijedi u pepeo.

U slučajevima kada je zvijezda izvorno imala masu veću od solarne 1,4 puta, bijeli patuljak neće biti posljednja faza. Uz veliku masu unutar zvijezde, procesi zbijanja zvjezdane materije počinju na atomskoj, molekularnoj razini. Protoni se pretvaraju u neutrone, gustoća zvijezde raste, a veličina se brzo smanjuje.

Neutronska zvijezda

Znanstvene neutronske zvijezde imaju promjer 10-15 km. S tako malim veličinama, neutronska zvijezda ima veliku masu. Jedan kubni centimetar zvjezdane tvari može težiti milijardama tona.

U slučaju da smo se u početku bavili zvijezdom velike mase, završna faza evolucije poprima druge oblike. Sudbina masivne zvijezde - crne rupe - objekt s neistraženom prirodom i nepredvidivim ponašanjem. Ogromna masa zvijezde doprinosi povećanju gravitacijskih sila koje pokreću sile kompresije. Obustavljanje ovog postupka nije moguće. Gustoća materije raste sve dok se ne pretvori u beskonačnost, formirajući singularni prostor (Einsteinova teorija relativnosti). Radijus takve zvijezde će na kraju postati nula, postajući crna rupa u svemiru. Crne rupe bi bile mnogo veće ako bi u prostoru većina prostora zauzele masivne i supermasivne zvijezde.

Crna rupa

Valja napomenuti da pri preobrazbi crvenog diva u neutronsku zvijezdu ili u crnu rupu Svemir može preživjeti jedinstveni fenomen - rađanje novog svemirskog objekta.

Rođenje supernove je najimpresivnija završna faza u evoluciji zvijezda. 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.

Взрыв сверхновой

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.

U zaključku

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.

Pogledajte videozapis: The Kent Hovind Creation Seminar 1 Starost Zemlje (Rujan 2019).