A csillagok élettartama több szakaszból áll, amelyeken áthaladva a világítótestek évmilliókon és milliárdokon keresztül töretlenül törekednek az elkerülhetetlen finálé felé, amely fényes fáklyákká vagy komor fekete lyukakká alakul.

Bármilyen típusú csillag élettartama egy hihetetlenül hosszú és összetett folyamat, amelyet jelenségek kísérnek kozmikus léptékű. Sokoldalúságát egyszerűen lehetetlen teljes mértékben nyomon követni és tanulmányozni, még a teljes arzenál használatával sem modern tudomány. Ám a földi csillagászat fennállásának teljes ideje alatt felhalmozott és feldolgozott egyedi tudás alapján a legértékesebb információk egész rétegei válnak elérhetővé számunkra. Ez lehetővé teszi, hogy a világítótestek életciklusának epizódsorait viszonylag koherens elméletekké kapcsoljuk, és modellezzük fejlődésüket. Mik ezek a szakaszok?

Ne hagyja ki a vizuális, interaktív "" alkalmazást!

Epizód I. Protostárok

A csillagok életútja, mint a makrokozmosz és a mikrokozmosz minden objektuma, a születéssel kezdődik. Ez az esemény egy hihetetlenül hatalmas felhő kialakulásából ered, melyen belül megjelennek az első molekulák, ezért a kialakulást molekulárisnak nevezik. Néha egy másik kifejezést használnak, amely közvetlenül felfedi a folyamat lényegét - a csillagok bölcsőjét.

Csak amikor egy ilyen felhőben leküzdhetetlen körülmények miatt a tömeget alkotó részecskék rendkívül gyors összenyomódása, azaz gravitációs összeomlása következik be, akkor kezd kialakulni egy jövőbeli csillag. Ennek oka a gravitációs energia hulláma, amelynek egy része összenyomja a gázmolekulákat és felmelegíti az anyafelhőt. Ezután a formáció átlátszósága fokozatosan eltűnik, ami hozzájárul a még nagyobb melegedéshez és a nyomás növekedéséhez a közepén. A protocsillag fázis utolsó epizódja a magra hulló anyag felszaporodása, melynek során a születő csillag növekszik, és láthatóvá válik, miután a kibocsátott fény nyomása szó szerint elsodorja az összes port a külterületre.

Keress protocsillagokat az Orion-ködben!

Az Orion-köd hatalmas panorámája képekből származik. Ez a köd az egyik legnagyobb és hozzánk legközelebbi csillagbölcső. Próbáljon protocsillagokat találni ebben a ködben, mivel a panoráma felbontása lehetővé teszi ezt.

Epizód II. Fiatal sztárok

Fomalhaut, kép a DSS katalógusból. Még mindig van egy protoplanetáris korong a csillag körül.

A csillagok életének következő szakasza vagy ciklusa kozmikus gyermekkorának időszaka, amely viszont három szakaszra oszlik: fiatal csillagok, kiskorúak (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Epizód III. Egy sztár életének fénykora

A H alfa vonalban fényképezett nap. Csillagunk virágkorában van.

Életük közepén a kozmikus világítótestek sokféle színt, tömeget és méretet mutathatnak. A színpaletta a kékes árnyalatoktól a vörösig terjed, tömegük lényegesen kisebb lehet, mint a Napé, vagy több mint háromszázszorosa. A csillagok életciklusának fő sorozata körülbelül tízmilliárd évig tart. Ezután a kozmikus test magjából kifogy a hidrogén. Ezt a pillanatot tekintik a tárgy életének a következő szakaszba való átmenetének. A magban lévő hidrogénkészletek kimerülése miatt a termonukleáris reakciók leállnak. A csillag újbóli összenyomódásának időszakában azonban elkezdődik az összeomlás, ami hőnukleáris reakciók bekövetkezéséhez vezet a hélium részvételével. Ez a folyamat a csillag egyszerűen hihetetlen tágulását serkenti. És most vörös óriásnak számít.

IV. epizód. A csillagok létezésének vége és haláluk

Az öreg csillagokat, akárcsak fiatal társaikat, több típusra osztják: kis tömegű, közepes méretű, szupermasszív csillagokra, ill. Ami a kis tömegű tárgyakat illeti, továbbra sem lehet pontosan megmondani, milyen folyamatok mennek végbe velük a létezés utolsó szakaszaiban. Az összes ilyen jelenséget hipotetikusan számítógépes szimulációkkal írják le, és nem alapos megfigyelésükön alapulnak. A szén és az oxigén végső kiégése után a csillag légköri buroka megnő, gázkomponense pedig gyorsan veszít. Evolúciós útjuk végén a csillagok sokszor összenyomódnak, és éppen ellenkezőleg, sűrűségük jelentősen megnő. Az ilyen csillagot fehér törpének tekintik. Életfázisát ezután vörös szuperóriás időszak követi. A csillag életciklusában az utolsó dolog, hogy nagyon erős kompresszió eredményeként neutroncsillaggá alakul. Azonban nem minden ilyen kozmikus test válik ilyenné. Néhány, legtöbbször a legnagyobb paraméterű (több mint 20-30 naptömeg), az összeomlás következtében fekete lyukakká válik.

Érdekes tények a csillagok életciklusáról

Az egyik legkülönösebb és legfigyelemreméltóbb információ az űr csillagéletéből, hogy a mi világítótesteink túlnyomó többsége a vörös törpék stádiumában van. Az ilyen objektumok tömege sokkal kisebb, mint a Napé.

Az is elég érdekes, hogy a neutroncsillagok mágneses vonzása milliárdszor nagyobb, mint a Föld csillagának hasonló sugárzása.

A tömeg hatása egy csillagra

Egy másik hasonlóan érdekes tény a legnagyobb ismert csillagtípusok létezésének időtartama. Tekintettel arra, hogy tömegük több százszor nagyobb lehet, mint a Napé, energiafelszabadulásuk is sokszorosa, esetenként milliószorosa. Következésképpen az élettartamuk sokkal rövidebb. Bizonyos esetekben létezésük csak néhány millió évig tart, összehasonlítva a kis tömegű csillagok több milliárd éves élettartamával.

Érdekes tény a fekete lyukak és a fehér törpék közötti kontraszt is. Figyelemre méltó, hogy az előbbiek a tömeg szempontjából leggigantikusabb csillagokból származnak, az utóbbiak pedig éppen ellenkezőleg, a legkisebbek közül.

Az Univerzumban rengeteg egyedi jelenség létezik, amelyekről végtelenül beszélhetünk, mert a világűr rendkívül rosszul tanulmányozott és feltárt. A csillagokkal és életciklusukkal kapcsolatos összes emberi tudás, amellyel a modern tudomány rendelkezik, főként megfigyelésekből és elméleti számításokból származik. Az ilyen kevéssé tanulmányozott jelenségek és tárgyak kutatók és tudósok ezrei számára adják az alapot állandó munkához: csillagászok, fizikusok, matematikusok és vegyészek számára. Folyamatos munkájuknak köszönhetően ez a tudás folyamatosan felhalmozódik, kiegészül, változik, így válik pontosabbá, megbízhatóbbá és átfogóbbá.

A 20. század elején Hertzsprung és Russell különféle csillagokat ábrázolt az „Abszolút magnitúdó” - „spektrális osztály” diagramon, és kiderült, hogy a legtöbbjük egy keskeny görbe mentén csoportosult. Később ez a diagram (jelenleg Hertzsprung-Russell diagramnak hívják) a kulcsa a csillag belsejében lezajló folyamatok megértésének és tanulmányozásának.

A diagram lehetővé teszi (bár nem túl pontosan) az abszolút érték spektrális osztályonkénti meghatározását. Különösen az O-F spektrális osztályokhoz. A későbbi osztályoknál ezt bonyolítja, hogy választani kell egy óriás és egy törpe között. Egyes vonalak intenzitásában mutatkozó bizonyos különbségek azonban lehetővé teszik, hogy magabiztosan hozzuk meg ezt a választást.

A legtöbb csillag (körülbelül 90%) egy hosszú, keskeny sáv mentén helyezkedik el az ábrán fő szekvencia. A bal felső saroktól (a kék szuperóriásoktól) a jobb alsó sarokig (a vörös törpékig) húzódik. A fő csillagsorozatok közé tartozik a Nap, amelynek fényerejét egységnek tekintjük.

Az óriásoknak és szuperóriásoknak megfelelő pontok a jobb oldali fősorozat felett, a fehér törpéknek megfelelő pontok pedig a bal alsó sarokban, a főszekvencia alatt helyezkednek el.

Mára világossá vált, hogy a fősorozatú csillagok a Naphoz hasonló normál csillagok, amelyekben a hidrogén égése termonukleáris reakciókban megy végbe. A fő sorozat különböző tömegű csillagok sorozata. A tömeg szerint a legnagyobb csillagok a fő sorozat tetején helyezkednek el, és kék óriások. A legkisebb tömegű csillagok törpék. A fő szekvencia alján találhatók. A szubtörpék a fő szekvenciával párhuzamosan helyezkednek el, de valamivel alatta. Alacsonyabb fémtartalmukban különböznek a fősorozatú csillagoktól.

A sztár élete nagy részét a fősorozaton tölti. Ebben az időszakban színe, hőmérséklete, fényereje és egyéb paraméterei szinte változatlanok maradnak. De mielőtt a csillag elérné ezt a stabil állapotot, még protocsillag állapotban, vörös színe van, és rövid ideig nagyobb fényerővel rendelkezik, mint a fő sorozaton.

A nagy tömegű csillagok (szuperóriások) bőkezűen költik el energiájukat, és az ilyen csillagok fejlődése csak több százmillió évig tart. Ezért a kék szuperóriások fiatal csillagok.

A csillagfejlődés szakaszai a fősorozat után szintén rövidek. A tipikus csillagokból vörös óriások, a nagyon nagy tömegű csillagok pedig vörös szuperóriásokká válnak. A csillag mérete gyorsan növekszik, fényessége pedig növekszik. Az evolúció ezen fázisait tükrözi a Hertzsprung-Russell diagram.

Minden csillag élete 90%-át a fősorozaton tölti. Ebben az időszakban a csillagok fő energiaforrásai a termonukleáris reakciók, amelyek a hidrogént a központjában héliummá alakítják. Miután kimerítette ezt a forrást, a csillag az óriások régiójába költözik, ahol életének körülbelül 10% -át tölti. Ebben az időben a csillag fő energiaforrása a hidrogén héliummá alakulása a sűrű héliummagot körülvevő rétegben. Ez az ún vörös óriás színpad.

A csillagok születése

A csillag evolúciója egy óriási molekulafelhőben, más néven csillagbölcsőben kezdődik, amelyben a gravitációs instabilitás következtében az elsődleges sűrűség-ingadozás nőni kezd. Egy galaxis „üres” terének nagy része valójában 0,1 és 1 közötti molekulát tartalmaz cm³-enként. Egy molekulafelhő sűrűsége körülbelül egymillió molekula per cm³. Egy ilyen felhő tömege méretéből adódóan 100 000-10 000 000-szer haladja meg a Nap tömegét: 50-300 fényév átmérőjű.

Az összeomlás során a molekulafelhő részekre oszlik, egyre kisebb csomókat képezve. ~100 naptömegnél kisebb tömegű töredékek képesek csillagot alkotni. Az ilyen képződményekben a gáz a gravitációs potenciálenergia felszabadulása miatt összehúzódása során felmelegszik, és a felhő protocsillaggá válik, amely forgó gömb alakú tárggyá alakul át.

A létezésük korai szakaszában lévő csillagok általában egy sűrű por- és gázfelhőben rejtőznek a szem elől. Ezek a csillagképző gubók gyakran láthatók a környező gáz fényes sugárzásával szemben. Az ilyen képződményeket Bok-gömböknek nevezik.

A protocsillagok nagyon kis része nem éri el a termonukleáris fúziós reakciókhoz elegendő hőmérsékletet. Az ilyen csillagokat „barna törpének” nevezik, tömegük nem haladja meg a Nap egytizedét. Az ilyen csillagok gyorsan elpusztulnak, fokozatosan lehűlnek több száz millió év alatt. A legnagyobb tömegű protocsillagok némelyikében az erős kompresszió miatti hőmérséklet elérheti a 10 millió K-t, ami lehetővé teszi a hélium hidrogénből történő szintetizálását. Egy ilyen csillag világítani kezd. A termonukleáris reakciók beindulása létrehozza a hidrosztatikus egyensúlyt, megakadályozva a mag további gravitációs összeomlását. Ezenkívül a csillag stabil állapotban létezhet.

A csillagfejlődés kezdeti szakasza

A Hertzsprung-Russell diagramon a feltörekvő csillag egy pontot foglal el a jobb felső sarokban: nagy fényerővel és alacsony hőmérséklettel rendelkezik. A fő sugárzás az infravörös tartományban történik. A hideg porhéj sugárzása elér hozzánk. Az evolúció során a csillag helyzete a diagramon megváltozik. Az egyetlen energiaforrás ebben a szakaszban a gravitációs kompresszió. Ezért a csillag meglehetősen gyorsan mozog az ordinátatengellyel párhuzamosan.

A felület hőmérséklete nem változik, de a sugár és a fényesség csökken. A csillag középpontjában a hőmérséklet emelkedik, elérve azt az értéket, amelynél a reakciók beindulnak a könnyű elemekkel: lítium, berillium, bór, amelyek gyorsan kiégnek, de képesek lelassítani a kompressziót. A pálya az ordinátatengellyel párhuzamosan forog, a csillag felszínén a hőmérséklet nő, a fényerő pedig szinte állandó marad. Végül a csillag közepén megindulnak a hélium hidrogénből történő képződésének reakciói (hidrogén égés). A csillag belép a fő sorozatba.

A kezdeti szakasz időtartamát a csillag tömege határozza meg. A Naphoz hasonló csillagok esetében ez körülbelül 1 millió év, egy 10 M tömegű csillagnál ☉ körülbelül 1000-szer kevesebb, és egy 0,1 M tömegű csillag esetében ☉ ezerszer többet.

Fő szekvencia szakasz

A szekvencia fő szakaszában a csillag a hidrogén héliummá történő átalakításának magreakcióiban felszabaduló energia miatt világít. A hidrogénellátás biztosítja az 1 M tömegű csillag fényességét ☉ körülbelül 10 10 évig. A nagyobb tömegű csillagok gyorsabban fogyasztják a hidrogént: például a 10 M tömegű csillagok ☉ kevesebb, mint 10 7 év alatt fogyasztja el a hidrogént (a fényerő arányos a tömeg negyedik hatványával).

Kis tömegű csillagok

Ahogy a hidrogén kiég, a csillag központi részei erősen összenyomódnak.

Nagy tömegű csillagok

A fő sorozatba való belépés után egy nagy tömegű csillag fejlődése (>1,5 M ☉ ) a nukleáris üzemanyag égési körülményei határozzák meg a csillag belsejében. A szekvencia fő szakaszában ez a hidrogén égése, de a kis tömegű csillagokkal ellentétben a magban a szén-nitrogén körfolyamat reakciói dominálnak. Ebben a ciklusban a C és N atomok katalizátorként játszanak szerepet. Az energiafelszabadulás sebessége egy ilyen ciklus reakcióiban T17-tel arányos. Ezért a magban egy konvektív mag képződik, amelyet egy zóna vesz körül, amelyben az energia sugárzással történik.

A nagy tömegű csillagok fényereje sokkal nagyobb, mint a Napé, a hidrogén pedig sokkal gyorsabban fogyasztódik el. Ez annak is köszönhető, hogy az ilyen csillagok középpontjában a hőmérséklet is sokkal magasabb.

Ahogy a hidrogén aránya a konvektív mag anyagában csökken, az energiafelszabadulás sebessége csökken. De mivel a felszabadulás sebességét a fényesség határozza meg, a mag elkezd összehúzódni, és az energiafelszabadulás sebessége állandó marad. Ugyanakkor a csillag kitágul, és a vörös óriások régiójába költözik.

Csillagérettségi szakasz

Kis tömegű csillagok

Mire a hidrogén teljesen kiég, egy kis héliummag képződik egy kis tömegű csillag közepén. A magban az anyagsűrűség és a hőmérséklet eléri a 10 9 kg/m 3, illetve a 10 8 K értéket. A hidrogén égése a mag felületén megy végbe. A mag hőmérsékletének emelkedésével a hidrogén kiégésének sebessége és a fényerő növekszik. A sugárzó zóna fokozatosan eltűnik. A konvektív áramlások sebességének növekedése miatt pedig a csillag külső rétegei felfújódnak. Mérete és fényereje nő - a csillag vörös óriássá változik.

Nagy tömegű csillagok

Amikor egy nagytömegű csillagban a hidrogén teljesen kimerül, a magban hármas héliumreakció indul el, és ezzel egyidejűleg az oxigénképződés reakciója (3He=>C és C+He=>O). Ugyanakkor a hidrogén elkezd égni a héliummag felületén. Megjelenik az első réteg forrása.

A héliumkészlet nagyon gyorsan elfogy, mivel a leírt reakciókban viszonylag kevés energia szabadul fel minden elemi aktusban. A kép ismétli önmagát, és két rétegforrás jelenik meg a csillagban, és a magban megindul a C+C=>Mg reakció.

Az evolúciós pálya nagyon összetettnek bizonyul. A Hertzsprung-Russell diagramban a csillag az óriások sorozata mentén mozog, vagy (a szuperóriás régióban nagyon nagy tömeggel) időszakosan kefeidává válik.

A csillagfejlődés utolsó szakaszai

Régi kis tömegű csillagok

Egy kis tömegű csillag esetében végül a konvektív áramlás sebessége valamilyen szinten eléri a második szökési sebességet, a héj leszakad, és a csillag fehér törpévé változik, amelyet egy bolygóköd vesz körül.

Nagy tömegű csillagok halála

Evolúciója végén egy nagy tömegű csillag nagyon összetett szerkezetű. Minden rétegnek megvan a maga kémiai összetétele, több rétegforrásban nukleáris reakciók mennek végbe, középen vasmag képződik.

A vassal nukleáris reakciók nem fordulnak elő, mivel ezek energiafelhasználást (és nem felszabadítást) igényelnek. Ezért a vasmag gyorsan összehúzódik, a hőmérséklet és a sűrűség növekszik, és fantasztikus értékeket ér el - 10 9 K hőmérsékletet és 10 9 kg/m3 sűrűséget.

Ebben a pillanatban két fontos folyamat indul be, amelyek egyszerre és nagyon gyorsan (nyilván percek alatt) mennek végbe a sejtmagban. Az első az, hogy a nukleáris ütközések során a vasatomok 14 héliumatomra bomlanak, a második az, hogy az elektronok protonokká „préselődnek”, neutronokat képezve. Mindkét folyamat az energia elnyelésével jár, és a mag hőmérséklete (a nyomás is) azonnal leesik. A csillag külső rétegei a középpont felé kezdenek esni.

A külső rétegek esése a hőmérséklet meredek emelkedéséhez vezet bennük. A hidrogén, a hélium és a szén elkezd égni. Ezt egy erőteljes neutronáram kíséri, amely a központi magból származik. Ennek eredményeként egy erőteljes nukleáris robbanás következik be, amely ledobja a csillag külső rétegeit, amelyek már tartalmazzák az összes nehéz elemet, egészen kaliforniáig. A modern nézetek szerint a nehéz kémiai elemek összes atomja (azaz a héliumnál nehezebb) pontosan szupernóva-robbanások során keletkezett az Univerzumban. A felrobbanó szupernóva helyén a felrobbanó csillag tömegétől függően vagy egy neutroncsillag, vagy egy fekete lyuk marad.

Tekintsük röviden a csillagfejlődés főbb szakaszait.

A csillagok fizikai jellemzőinek, belső szerkezetének és kémiai összetételének időbeli változásai.

Az anyag töredezettsége. .

Feltételezzük, hogy a csillagok a gáz- és porfelhő-töredékek gravitációs összenyomása során keletkeznek. Tehát az úgynevezett gömböcskék a csillagkeletkezés helyei lehetnek.

A gömbölyű egy sűrű, átlátszatlan molekuláris por (gáz-por) csillagközi felhő, amelyet a világító gáz- és porfelhők hátterében sötét kerek képződmény formájában figyelnek meg. Főleg molekuláris hidrogénből (H2) és héliumból (Ő ) más gázok molekuláinak és szilárd csillagközi porszemcséknek a keverékével. A gáz hőmérséklete a gömbben (főleg a molekuláris hidrogén hőmérséklete) T≈ 10 ÷ 50K, átlagos sűrűség n~ 10 5 részecske/cm 3, ami több nagyságrenddel nagyobb, mint a legsűrűbb hagyományos gáz- és porfelhőkben, D átmérő~ 0,1 ÷ 1. A gömbök tömege M≤ 10 2 × M ⊙ . Egyes gömböcskékben fiatal típusú T Bika.

A felhőt saját gravitációja összenyomja a gravitációs instabilitás következtében, amely akár spontán módon, akár a felhőnek egy másik közeli csillagkeletkezési forrásból származó szuperszonikus csillagszél áramlásából származó lökéshullámmal való kölcsönhatás eredményeként keletkezhet. A gravitációs instabilitásnak más okai is lehetnek.

Az elméleti tanulmányok azt mutatják, hogy olyan körülmények között, amelyek a közönséges molekulafelhőkben léteznek (T≈ 10 ÷ 30K és n ~ 10 2 részecske/cm 3), a kezdeti M tömegű felhőtérfogatban fordulhat elő≥ 10 3 × M ⊙ . Egy ilyen összehúzódó felhőben további kevésbé masszív darabokra bomlás lehetséges, amelyek mindegyike saját gravitációja hatására össze is tömörül. A megfigyelések azt mutatják, hogy a Galaxisban a csillagkeletkezési folyamat során nem egy, hanem különböző tömegű csillagok csoportja születik, például egy nyitott csillaghalmaz.

A felhő központi részeiben összenyomva a sűrűség növekszik, ami egy pillanatot eredményez, amikor a felhő ezen részének anyaga átlátszatlanná válik saját sugárzása számára. A felhő mélyén stabil, sűrű páralecsapódás jelenik meg, amelyet a csillagászok ó-nak neveznek.

Az anyag feldarabolódása egy molekuláris porfelhő kisebb részekre való szétesése, amelyek további megjelenéséhez vezet.

– színpadon lévő csillagászati ​​objektum, ahonnan egy idő után (ezúttal a naptömegnek T~ 10 8 év) normális alakul ki.

Az anyag további hullásával a gázhéjból a magra (akkréció) ez utóbbi tömege, így a hőmérséklet is annyira megnövekszik, hogy a gáz és a sugárzási nyomás összevethető az erőkkel. A kernel tömörítése leáll. A képződményt gázból és porból álló héj veszi körül, amely átlátszatlan az optikai sugárzás számára, és csak az infravörös és a hosszabb hullámhosszú sugárzást engedi át. Egy ilyen tárgyat (-gubót) a rádió- és infravörös sugárzás erőteljes forrásaként figyelnek meg.

A mag tömegének és hőmérsékletének további növekedésével a fénynyomás megállítja a felhalmozódást, és a héj maradványai szétszóródnak a világűrben. Megjelenik egy fiatal nő fizikai jellemzők amelyek tömegétől és kezdeti kémiai összetételétől függenek.

A születő csillagok fő energiaforrása nyilvánvalóan a gravitációs kompresszió során felszabaduló energia. Ez a feltevés a viriális tételből következik: stacionárius rendszerben a potenciális energia összege E p a rendszer összes tagja és a kettős kinetikus energia 2 E to ezen feltételek közül nulla:

E p + 2 E k = 0. (39)

A tétel olyan részecskék rendszereire érvényes, amelyek a tér korlátozott tartományában olyan erők hatására mozognak, amelyek nagysága fordítottan arányos a részecskék közötti távolság négyzetével. Ebből következik, hogy a termikus (kinetikus) energia egyenlő a gravitációs (potenciális) energia felével. Amikor egy csillag összehúzódik, a csillag összenergiája csökken, míg a gravitációs energia csökken: a gravitációs energia változásának fele sugárzással távozik a csillagból, a második felének köszönhetően pedig a csillag hőenergiája nő.

Fiatal kis tömegű csillagok(legfeljebb három naptömeg), amelyek a fősorozathoz közelednek, teljesen konvektívek; a konvekciós folyamat a csillag minden területére kiterjed. Lényegében protocsillagokról van szó, amelyek középpontjában a magreakciók csak most kezdődnek, és az összes sugárzás elsősorban ennek köszönhető. Egyelőre nem sikerült megállapítani, hogy a csillag állandó effektív hőmérsékleten fogy. A Hertzsprung-Russell diagramon az ilyen csillagok egy majdnem függőleges pályát alkotnak, amelyet Hayashi-pályának neveznek. Ahogy a tömörítés lelassul, a fiatal közeledik a fő sorozathoz.

A csillag összehúzódásával a degenerált elektrongáz nyomása növekedni kezd, és a csillag meghatározott sugarának elérésekor a kompresszió leáll, ami a kompresszió okozta központi hőmérséklet további növekedésének leállásához vezet, ill. majd annak csökkenésére. A 0,0767 naptömegnél kisebb csillagoknál ez nem történik meg: a magreakciók során felszabaduló energia soha nem elegendő a belső nyomás kiegyenlítéséhez és. Az ilyen „csillagok” több energiát bocsátanak ki, mint amennyi a magreakciók során keletkezik, és az ún. sorsuk az állandó kompresszió, amíg a degenerált gáz nyomása meg nem állítja, majd a fokozatos lehűlés az összes megindult nukleáris reakció megszűnésével..

A közepes tömegű (a Nap tömegének 2-8-szorosát meghaladó) fiatal csillagok minőségileg pontosan ugyanúgy fejlődnek, mint kisebb testvéreik, azzal a különbséggel, hogy a fősorozatig nincs konvektív zónájuk.

8 naptömegnél nagyobb tömegű csillagokmár a normál csillagok jellemzőivel rendelkeznek, mivel az összes közbenső szakaszon átmentek, és olyan sebességű magreakciókat tudtak elérni, hogy kompenzálják a magtömeg felhalmozódása közben a sugárzásból kieső energiát. A tömegek kiáramlása ezekből a csillagokból olyan nagy, hogy nemcsak megállítja a molekulafelhő külső tartományainak összeomlását, amelyek még nem váltak a csillag részévé, hanem éppen ellenkezőleg, felolvasztja azokat. Így a létrejövő csillag tömege észrevehetően kisebb, mint a protostelláris felhő tömege.

Fő sorozat

A csillag hőmérséklete addig növekszik, amíg a középső régiókban el nem éri azt az értéket, amely elegendő ahhoz, hogy lehetővé tegye a termonukleáris reakciókat, amelyek aztán a csillag fő energiaforrásává válnak. Hatalmas csillagokhoz ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) a hidrogén „égése” a szénkörforgásban; A Nap tömegével egyenlő vagy annál kisebb tömegű csillagok esetében a proton-proton reakció során energia szabadul fel. egyensúlyi állapotba kerül, és elfoglalja helyét a Hertzsprung-Russell diagram fő sorozatában: egy nagy tömegű csillagnak nagyon magas a maghőmérséklete ( T ≥ 3 × 10 7 K ), az energiatermelés nagyon intenzív, - a fősorozaton a Nap feletti helyet foglal el a korai ( O … A , (F )); egy kis tömegű csillagnak viszonylag alacsony a maghőmérséklete ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), az energiatermelés nem olyan intenzív, - a fősorozaton a Nap mellett vagy alatt foglal helyet a késői tartományban (( F), G, K, M).

A természet által a létezésére szánt idő 90%-át a főszekvencián tölti. Az idő, amit egy csillag a sorozat fő szakaszában tölt, a tömegétől is függ. Igen, tömeggel M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O vagy B körülbelül 10 7 évig a főszekvencia szakaszban van, míg a vörös törpe K 5 tömegével M ≈ 0,5 × M ⊙ körülbelül 10 11 éve van a fő szekvencia szakaszban, vagyis a Galaxis korához hasonlítható idő. A masszív forró csillagok gyorsan átjutnak az evolúció következő szakaszaiba, a hideg törpék pedig a fő szekvencia szakaszban vannak a Galaxis fennállása során. Feltételezhető, hogy a vörös törpék alkotják a Galaxis fő populációját.

Vörös óriás (szuperóriás).

A hidrogén gyors égése a nagy tömegű csillagok központi régióiban héliummag megjelenéséhez vezet. Ha a hidrogén tömeghányada több százalékban van a magban, a hidrogén héliummá történő átalakulásának szénreakciója szinte teljesen leáll. A mag összehúzódik, aminek következtében a hőmérséklete megemelkedik. A héliummag gravitációs összenyomódása által okozott felmelegedés következtében a hidrogén „meggyullad”, és energiafelszabadulás kezdődik a csillag magja és a kiterjesztett héja között elhelyezkedő vékony rétegben. A héj kitágul, a csillag sugara nő, az effektív hőmérséklet csökken és nő. „elhagyja” a fő sorozatot, és az evolúció következő szakaszába lép - egy vörös óriás állapotába, vagy ha a csillag tömege M > 10 × M ⊙ , a vörös szuperóriás szakaszba.

A hőmérséklet és a sűrűség növekedésével a hélium elkezd „égni” a magban. at T ~ 2 × 10 8 K és r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 -nél beindul egy termonukleáris reakció, amit terner reakciónak nevezünk a -folyamat: háromból a -részecskék (hélium magok 4Ő ) egy stabil szén 12 C atommag keletkezik. A csillag magjának tömegénél M< 1,4 × M ⊙ тройной a -a folyamat robbanásszerű energiafelszabaduláshoz vezet - hélium villanáshoz, ami egy adott csillag esetében többször is megismétlődhet.

Az óriás vagy szuperóriás stádiumban lévő hatalmas csillagok központi tartományában a hőmérséklet emelkedése szén-, szén-oxigén- és oxigénmagok egymás utáni kialakulásához vezet. A szén kiégése után olyan reakciók mennek végbe, amelyek következtében nehezebb kémiai elemek, esetleg vasmagok képződnek. Egy hatalmas csillag további evolúciója a héj kilökődéséhez, a csillag nóvaként való kitöréséhez, vagy a csillagok fejlődésének végső szakaszát jelentő objektumok kialakulásához vezethet: fehér törpe, neutroncsillag, ill. egy fekete lyuk.

Az evolúció utolsó szakasza az összes normál csillag fejlődési szakasza, miután ezek a csillagok kimerítették termonukleáris tüzelőanyagukat; a termonukleáris reakciók, mint a csillagok energiaforrásának leállítása; a csillag átmenete tömegétől függően fehér törpe vagy fekete lyuk állapotába.

A fehér törpék az összes M tömegű normál csillag fejlődésének utolsó szakaszai< 3 ÷ 5 × M ⊙ miután ezek kimerítették termonukleáris üzemanyagukat. Miután túljutott a vörös óriás (vagy alóriás) szakaszán, leveti a héját, és feltárja a magot, amely lehűlve fehér törpévé válik. Kis sugár (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) és fehér vagy fehér-kék szín (T b.k ~ 10 4 K) meghatározta a csillagászati ​​objektumok ezen osztályának nevét. A fehér törpe tömege mindig kisebb, mint 1,4×M⊙ - bebizonyosodott, hogy nagy tömegű fehér törpék nem létezhetnek. A Nap tömegéhez hasonló tömeggel és a nagy bolygók méretével naprendszer, a fehér törpék hatalmas átlagos sűrűséggel rendelkeznek: ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3, vagyis egy 1 cm 3 térfogatú fehér törpeanyag súlya egy tonnát nyom! Gyorsulás szabadesés felületen g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (hasonlítsa össze a földfelszíni gyorsulással - g ≈980 cm/s 2). A csillag belső tartományait érő ilyen gravitációs terhelés mellett a fehér törpe egyensúlyi állapotát a degenerált gáz (főleg degenerált elektrongáz, mivel az ionkomponens hozzájárulása kicsi) nyomása tartja fenn. Emlékezzünk vissza, hogy azt a gázt, amelyben a részecskék Maxwell-féle sebességeloszlása ​​nincs, degeneráltnak nevezzük. Egy ilyen gázban a hőmérséklet és a sűrűség bizonyos értékeinél a v = 0 és v = v max tartományban bármilyen sebességű részecskék (elektronok) száma azonos lesz. A v max értéket a gáz sűrűsége és hőmérséklete határozza meg. Fehér törpe masszával M b.k > 1,4 × M ⊙ az elektronok maximális sebessége a gázban összemérhető a fénysebességgel, a degenerált gáz relativisztikussá válik, nyomása pedig már nem képes ellenállni a gravitációs összenyomásnak. A törpe sugara nullára hajlamos - ponttá „összeomlik”.

A fehér törpék vékony, forró légköre vagy hidrogénből áll, gyakorlatilag semmilyen más elem nem mutatható ki a légkörben; vagy héliumból, míg a hidrogén a légkörben százezerszer kevesebb, mint a normál csillagok légkörében. A spektrum típusa szerint a fehér törpék az O, B, A, F spektrális osztályokba tartoznak. A fehér törpék „megkülönböztetésére” a normál csillagoktól a D betűt a megjelölés (DOVII, DBVII stb.) elé helyezzük. az első betű be angol szó Degenerált – degenerált). A fehér törpe sugárzásának forrása az a hőenergia-tartalék, amelyet a fehér törpe a szülőcsillag magjaként kapott. Sok fehér törpe erős mágneses mezőt örökölt szüleitől, amelynek intenzitását H ~ 10 8 E. Úgy tartják, hogy a fehér törpék száma körülbelül 10%-a teljes szám a galaxis csillagai.

ábrán. A 15. képen látható Sirius fényképe - legfényesebb csillagégbolt (α Canis Majoris; m v = -1 m ,46; A1V osztály). A képen látható korong a fotográfiai besugárzás és a fény diffrakciója a teleszkóp lencséjén, vagyis maga a csillag korongja nincs felbontva a fényképen. A Sirius fotókorongjáról érkező sugarak hullámfront-torzulás nyomai fényáram teleszkóp-optikai elemeken. A Szíriusz a Naptól 2,64 távolságra található, a Szíriuszról érkező fény 8,6 év alatt éri el a Földet – így a Naphoz legközelebb eső csillagok egyike. A Szíriusz 2,2-szer nagyobb tömegű, mint a Nap; az M v = +1 m .43, vagyis szomszédunk 23-szor több energiát bocsát ki, mint a Nap.

15. ábra.

A fénykép egyedisége abban rejlik, hogy a Sirius képével együtt sikerült képet készíteni a műholdjáról - a műhold fényes ponttal „világít” a Sirius bal oldalán. Szíriusz - teleszkóposan: magát a Siriust A betű jelöli, műholdját pedig B betűvel. Látható nagyságrendű Sirius B m v = +8 m ,43, azaz közel 10 000-szer gyengébb, mint a Sirius A. A Szíriusz B tömege majdnem pontosan megegyezik a Nap tömegével, sugara körülbelül 0,01 a Nap sugarának, a felszínnek A hőmérséklet körülbelül 12000 K, de a Sirius B 400-szor bocsát ki kisebb, mint a nap. Sirius B egy tipikus fehér törpe. Sőt, ez az első fehér törpe, amelyet egyébként Alfven Clarke fedezett fel 1862-ben egy távcsővel végzett vizuális megfigyelés során.

A Sirius A és a Sirius B egy közös tér körül keringenek 50 éves periódussal; az A és B komponensek közötti távolság mindössze 20 AU.

V. M. Lipunov találó megjegyzése szerint „beérnek” a hatalmas (több mint 10 tömegű) csillagok belsejében.×M⊙ )". A neutroncsillaggá fejlődő csillagok magjainak 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; Miután a termonukleáris reakciók forrásai kiszáradnak, és a szülő az anyag jelentős részét egy fáklyában kilöki, ezek az atommagok a csillagvilág független, nagyon sajátos tulajdonságokkal rendelkező objektumaivá válnak. Az anyacsillag magjának összenyomódása a magsűrűséggel összemérhető sűrűségnél megáll (ρ n. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm 3). Ilyen tömeggel és sűrűséggel a születés sugara csak 10, és három rétegből áll. Kialakul a külső réteg (vagy külső kéreg). kristályrács -tól atommagok vas ( Fe vas ( ) más fémek atommagjainak esetleges kismértékű elegyével; A külső kéreg vastagsága mindössze 600 m, sugara 10 km. A külső kéreg alatt egy másik belső kemény kéreg található, amely vasatomokból áll (≈ ), de ezek az atomok túldúsítottak neutronokkal. Ennek a kéregnek a vastagsága

2 km. A belső kéreg a folyékony neutronmaggal határos, amelyben a fizikai folyamatokat a neutronfolyadék figyelemreméltó tulajdonságai - a szuperfluiditás, illetve szabad elektronok és protonok jelenlétében a szupravezetés határozzák meg. Lehetséges, hogy az anyag a közepén mezonokat és hiperonokat tartalmazhat. Gyorsan forognak egy tengely körül - másodpercenként egytől több száz fordulatig. Ilyen forgatás, ha van ( mágneses mező H ~ 10 13 ÷

10 15 Oe) gyakran a csillagsugárzás pulzálásának megfigyelt hatásához vezet az elektromágneses hullámok különböző tartományaiban. Az egyik ilyen pulzárt a Rák-köd belsejében láttuk. a forgási sebesség már nem elegendő a részecske kilökéséhez, így nem lehet rádiópulzár. Azonban még mindig nagy, és a környező neutroncsillag, amelyet a mágneses tér elfogott, nem tud leesni, vagyis az anyag felhalmozódása nem történik meg.

Akkrektor (röntgenpulzár). A forgási sebesség olyan mértékben csökken, hogy már semmi sem akadályozza meg, hogy az anyag egy ilyen neutroncsillagra essen. A leeső plazma a mágneses erővonalak mentén mozog, és a pólusok tartományában szilárd felületet ér, és akár több tízmillió fokot is felmelegít. Az ilyen magas hőmérsékletre hevített anyag a röntgensugár tartományában világít. Az a terület, ahol a lehulló anyag kölcsönhatásba lép a csillag felszínével, nagyon kicsi - csak körülbelül 100 méter. A csillag forgása miatt ez a forró pont időszakonként eltűnik a látómezőből, amit a megfigyelő lüktetésként érzékel. Az ilyen objektumokat röntgenpulzároknak nevezzük.

Georotator. Az ilyen neutroncsillagok forgási sebessége alacsony, és nem akadályozza meg az akkréciót. De a magnetoszféra méretei olyanok, hogy a plazmát a mágneses tér leállítja, mielőtt a gravitáció befogná.

Ha ez egy szoros kettős rendszer alkotóeleme, akkor az anyagot a normál csillagból (a második komponensből) a neutroncsillagba „pumpálják”. A tömeg meghaladhatja a kritikus értéket (M > 3×M⊙ ), akkor a csillag gravitációs stabilitása megsérül, semmi sem tud ellenállni a gravitációs összenyomásnak, és a gravitációs sugara alá „megy”

r g = 2 × G × M/c 2, (40)

„fekete lyuká” változott. Az adott képletben r g: M a csillag tömege, c a fénysebesség, G a gravitációs állandó.

A fekete lyuk olyan objektum, amelynek gravitációs tere olyan erős, hogy sem részecske, sem foton, sem anyagi test nem tudja elérni a második kozmikus sebességet és kijutni a világűrbe.

A fekete lyuk egyedi tárgy abban az értelemben, hogy áramlásának természete fizikai folyamatok belül még nem hozzáférhető az elméleti leírás. A fekete lyukak létezése elméleti megfontolásokból következik, a valóságban gömbhalmazok, kvazárok, óriásgalaxisok központi tartományaiban helyezkedhetnek el, így galaxisunk középpontjában is.

A csillagfejlődés tanulmányozása lehetetlen egyetlen csillag megfigyelésével – sok változás a csillagokban túl lassan megy végbe ahhoz, hogy még sok évszázad elteltével is észrevehető legyen. Ezért a tudósok sok csillagot tanulmányoznak, amelyek mindegyike életciklusának egy bizonyos szakaszában van. Az elmúlt néhány évtizedben a csillagok szerkezetének számítógépes technológiával történő modellezése széles körben elterjedt az asztrofizikában.

Enciklopédiai YouTube

1 / 5

✪ Csillagok és csillagfejlődés (Szergej Popov asztrofizikus narrátora)

✪ Csillagok és csillagfejlődés (Szergej Popov és Ilgonis Vilks narrátora)

✪ S. A. Lamzin – „Stellar Evolution”

✪ A csillagok evolúciója. Egy kék óriás evolúciója 3 perc alatt

✪ Surdin V.G. Csillagfejlődés 1. rész

Feliratok

Termonukleáris fúzió a csillagok belsejében

Fiatal sztárok

A csillagkeletkezés folyamata egységesen leírható, de a csillagfejlődés további szakaszai szinte teljes mértékben a tömegétől függenek, és csak a csillag fejlődésének legvégén játszhat szerepet a kémiai összetétele.

Fiatal kis tömegű csillagok

Fiatal kis tömegű csillagok (legfeljebb három naptömeg) [ ], amelyek a fősorozathoz közelednek, teljesen konvektívek - a konvekciós folyamat a csillag teljes testét lefedi. Lényegében protocsillagokról van szó, amelyek központjában a magreakciók még csak most kezdődnek, és minden sugárzás elsősorban a gravitációs kompresszió miatt következik be. Amíg a hidrosztatikus egyensúly létre nem jön, a csillag fényereje állandó effektív hőmérsékleten csökken. A Hertzsprung-Russell diagramon az ilyen csillagok egy majdnem függőleges pályát alkotnak, amelyet Hayashi-pályának neveznek. Ahogy a tömörítés lelassul, a fiatal csillag megközelíti a fő sorozatot. Az ilyen típusú objektumok a T Tauri csillagokhoz kapcsolódnak.

Ekkor a 0,8 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok magja átlátszóvá válik a sugárzás számára, és a magban a sugárzási energiaátadás válik uralkodóvá, mivel a konvekciót egyre inkább gátolja a csillaganyag növekvő tömörödése. A csillag testének külső rétegeiben a konvektív energiaátvitel érvényesül.

Nem tudni biztosan, hogy a kisebb tömegű csillagok milyen tulajdonságokkal rendelkeznek a fősorozatba való belépés pillanatában, mivel az idő, amelyet ezek a csillagok a fiatal kategóriában töltöttek, meghaladja a Világegyetem korát. ] . E csillagok evolúciójával kapcsolatos minden elképzelés csak numerikus számításokon és matematikai modellezésen alapul.

Ahogy a csillag összehúzódik, a degenerált elektrongáz nyomása növekedni kezd, és a csillag meghatározott sugarának elérésekor a kompresszió leáll, ami a csillagmagban a kompresszió okozta további hőmérséklet-emelkedés megállásához vezet. majd annak csökkenésére. A 0,0767 naptömegnél kisebb csillagok esetében ez nem történik meg: a magreakciók során felszabaduló energia soha nem elegendő a belső nyomás és a gravitációs összenyomás egyensúlyához. Az ilyen „csillagok alatt” több energiát bocsátanak ki, mint amennyi a termonukleáris reakciók során keletkezik, és az úgynevezett barna törpék közé sorolják őket. Sorsuk az állandó kompresszió, amíg a degenerált gáz nyomása meg nem állítja, majd a fokozatos lehűlés az összes megindult termonukleáris reakció megszűnésével.

Fiatal közepes tömegű csillagok

Közepes tömegű (2-8 naptömegű) fiatal csillagok [ ] minőségileg pontosan ugyanúgy fejlődnek, mint kisebb testvéreik, azzal az eltéréssel, hogy nincs konvektív zónájuk a főszekvenciáig.

Az ilyen típusú objektumok az ún. Ae\Be Herbig csillagok szabálytalan változókkal spektrális osztály B-F0. Korongokat és bipoláris fúvókákat is kiállítanak. Az anyag felszínről való kiáramlásának sebessége, a fényesség és az effektív hőmérséklet lényegesen magasabb, mint a T Tauri esetében, így hatékonyan felmelegítik és szétoszlatják a protocsillagfelhő maradványait.

Fiatal csillagok, amelyek tömege nagyobb, mint 8 naptömeg

Az ilyen tömegű csillagok már rendelkeznek a normál csillagok jellemzőivel, mivel átmentek az összes köztes szakaszon, és olyan sebességű magreakciókat tudtak elérni, amelyek kompenzálták a sugárzás által elveszített energiát, miközben a tömeg felhalmozódott a mag hidrosztatikus egyensúlyának eléréséhez. Ezeknél a csillagoknál a tömeg és a fényerő kiáramlása olyan nagy, hogy nemcsak megállítják a molekulafelhő azon külső tartományainak gravitációs összeomlását, amelyek még nem váltak a csillag részévé, hanem éppen ellenkezőleg, eloszlatják azokat. Így a létrejövő csillag tömege észrevehetően kisebb, mint a protostelláris felhő tömege. Valószínűleg ez magyarázza, hogy galaxisunkban hiányoznak a körülbelül 300 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok.

Egy csillag életciklusának fele

A csillagok sokféle színben és méretben kaphatók. A legfrissebb becslések szerint spektrális típusuk szerint a forró kéktől a hidegvörösig terjednek, tömegük pedig 0,0767 és körülbelül 300 naptömeg között. A csillag fényessége és színe a felszíni hőmérsékletétől függ, amelyet viszont a tömege határoz meg. Minden új csillag „elfoglalja a helyét” a fő sorozatban kémiai összetételének és tömegének megfelelően. Természetesen nem arról beszélünk fizikai mozgás csillag - csak a pozíciója a megadott diagramon, a csillag paramétereitől függően. Valójában egy csillag mozgása a diagram mentén csak a csillag paramétereinek változásának felel meg.

Az anyag termonukleáris „égése”, amely új szinten folytatódik, a csillag szörnyű tágulását okozza. A csillag "duzzad", nagyon "lazává" válik, mérete körülbelül 100-szorosára nő. Így a csillag vörös óriássá válik, és a hélium égési fázisa körülbelül több millió évig tart. Szinte minden vörös óriás változócsillag.

A csillagfejlődés utolsó szakaszai

Kis tömegű régi csillagok

Jelenleg nem tudni biztosan, mi történik a világos csillagokkal, miután magjukban a hidrogénkészlet kimerül. Mivel az Univerzum kora 13,7 milliárd év, ami nem elég ahhoz, hogy az ilyen csillagokban a hidrogén-üzemanyag-készlet kimerüljön, modern elméletek alapulnak számítógépes modellezés az ilyen csillagokban végbemenő folyamatok.

Egyes csillagok csak bizonyos aktív zónákban képesek héliumot szintetizálni, ami instabilitást és erős csillagszelet okoz. Ebben az esetben nem jön létre bolygóköd, és a csillag csak elpárolog, és még egy barna törpénél is kisebb lesz [ ] .

A 0,5 napnál kisebb tömegű csillag még azután sem képes átalakítani a héliumot, ha a hidrogénnel járó reakciók leállnak a magjában – egy ilyen csillag tömege túl kicsi ahhoz, hogy a gravitációs összenyomás új fázisát olyan mértékben biztosítsa, amely elegendő a „gyulladáshoz”. hélium Ilyen csillagok közé tartoznak a vörös törpék, például a Proxima Centauri, amelyek tartózkodási ideje a fő sorozaton több tízmilliárdtól több tíz billió évig terjed. A magjukban lezajló termonukleáris reakciók megszűnése után fokozatosan lehűlve továbbra is gyengén bocsátanak ki az elektromágneses spektrum infravörös és mikrohullámú tartományában.

Közepes méretű csillagok

Elérve közepes méretű csillag (0,4-3,4 naptömeg) [ ] a vörös óriás fázisból a hidrogén elfogy a magjában, és megindulnak a szén szintézisének reakciói a héliumból. Ez a folyamat magasabb hőmérsékleten megy végbe, ezért a magból kiáramló energia megnő, és ennek eredményeként a csillag külső rétegei tágulni kezdenek. A szénszintézis kezdete új szakaszt jelent egy csillag életében, és egy ideig folytatódik. A Naphoz hasonló méretű csillag esetében ez a folyamat körülbelül egymilliárd évig tarthat.

A kibocsátott energia mennyiségének változása miatt a csillag instabil időszakokon megy keresztül, beleértve a méret, a felszíni hőmérséklet és az energiafelszabadulás változásait. Az energiakibocsátás az alacsony frekvenciájú sugárzás felé tolódik el. Mindez az erős csillagszelek és az intenzív pulzálás miatt növekvő tömegveszteséggel jár. Az ebben a fázisban lévő csillagokat „késői típusú csillagoknak” (vagy „nyugdíjas csillagoknak” is) nevezik, OH -IR csillagok vagy Mira-szerű csillagok, pontos jellemzőiktől függően. A kilökött gáz viszonylag gazdag a csillag belsejében keletkező nehéz elemekben, például oxigénben és szénben. A gáz táguló burkot képez, és a csillagtól távolodva lehűl, lehetővé téve porrészecskék és molekulák képződését. A forráscsillag erős infravörös sugárzásával ideális feltételek alakulnak ki az ilyen héjakban a kozmikus maserek aktiválásához.

A hélium termonukleáris égési reakciói nagyon érzékenyek a hőmérsékletre. Néha ez nagy instabilitáshoz vezet. Erős pulzáció lép fel, ami ennek eredményeként jelent külső rétegek elegendő gyorsulás ahhoz, hogy kilökjön és bolygóköddé váljon. Egy ilyen köd középpontjában megmarad a csillag csupasz magja, amelyben a termonukleáris reakciók leállnak, és ahogy lehűl, hélium fehér törpévé alakul, amelynek tömege általában 0,5-0,6 naptömeg és átmérője is lehet. a Föld átmérőjének nagyságrendje szerint.

A csillagok túlnyomó többsége, beleértve a Napot is, összehúzódással fejezi be evolúcióját, amíg a degenerált elektronok nyomása egyensúlyba nem hozza a gravitációt. Ebben az állapotban, amikor a csillag mérete százszorosára csökken, és a sűrűség milliószor nagyobb lesz, mint a víz sűrűsége, a csillagot fehér törpének nevezik. Megfosztják energiaforrásaitól, és fokozatosan lehűlve láthatatlan fekete törpévé válik.

A Napnál nagyobb tömegű csillagokban a degenerált elektronok nyomása nem tudja megállítani a mag további összenyomódását, és az elektronok elkezdenek „nyomódni” atommagokká, ami a protonokat neutronokká alakítja, amelyek között nincs elektrosztatikus taszító erő. Az anyagnak ez a neutronizálása oda vezet, hogy a csillag méretét, amely ma valójában egy hatalmas atommag, több kilométerben mérik, és sűrűsége 100 milliószor nagyobb, mint a víz sűrűsége. Az ilyen objektumot neutroncsillagnak nevezik; egyensúlyát a degenerált neutronanyag nyomása tartja fenn.

Szupermasszív sztárok

Miután egy öt naptömegnél nagyobb tömegű csillag a vörös szuperóriás állapotába lép, magja a gravitációs erők hatására zsugorodni kezd. A kompresszió növekedésével a hőmérséklet és a sűrűség növekszik, és a termonukleáris reakciók új sorozata kezdődik meg. Az ilyen reakciókban egyre nehezebb elemek szintetizálódnak: hélium, szén, oxigén, szilícium és vas, ami átmenetileg visszafogja a mag összeomlását.

Ennek eredményeként, ahogy a periódusos rendszer egyre nehezebb elemei képződnek, a vas-56 szilíciumból szintetizálódik. Ebben a szakaszban a további exoterm termonukleáris fúzió lehetetlenné válik, mivel a vas-56 mag maximális tömeghibás, és nehezebb magok képződése energia felszabadulásával lehetetlen. Ezért amikor egy csillag vasmagja elér egy bizonyos méretet, a benne lévő nyomás már nem képes ellenállni a csillag fedőrétegeinek súlyának, és a mag azonnali összeomlása az anyag neutronizálásával történik.

Hogy ezután mi történik, az még nem teljesen világos, de mindenesetre a pillanatok alatt lezajló folyamatok hihetetlen erejű szupernóva-robbanáshoz vezetnek.

Az erős neutrínó sugarak és a forgó mágneses tér kiszorítja a csillag felhalmozódott anyagának nagy részét. [ ] - úgynevezett ülőelemek, beleértve a vasat és a könnyebb elemeket. A felrobbanó anyagot a csillagmagból kiszabaduló neutronok bombázzák, befogják őket, és ezáltal a vasnál nehezebb elemek halmazát hoznak létre, beleértve a radioaktívakat is, egészen az uránig (és talán még a kaliforniumig is). A szupernóva-robbanások tehát megmagyarázzák a vasnál nehezebb elemek jelenlétét a csillagközi anyagokban, de nem ez az egyetlen lehetséges módja a keletkezésüknek, amit például a technéciumcsillagok is demonstrálnak.

Robbanáshullám és neutrínósugarak szállítják el az anyagot a haldokló csillagtól [ ] V csillagközi tér. Ezt követően, ahogy lehűl és halad az űrben, ez a szupernóva-anyag ütközhet más kozmikus „mentőanyaggal”, és esetleg részt vehet új csillagok, bolygók vagy műholdak kialakulásában.

A szupernóva kialakulása során lezajló folyamatokat még tanulmányozzák, és ez a kérdés egyelőre nem tisztázott. Az is kérdéses, hogy valójában mi maradt meg az eredeti sztárból. Két lehetőséget azonban mérlegelnek: neutroncsillagokat és fekete lyukakat.

Neutroncsillagok

Ismeretes, hogy egyes szupernóváknál a szuperóriás mélyén az erős gravitáció arra kényszeríti az elektronokat, hogy elnyeljék az atommagot, ahol protonokkal egyesülve neutronokat képeznek. Ezt a folyamatot neutronizációnak nevezik. A közeli atommagokat elválasztó elektromágneses erők eltűnnek. A csillag magja jelenleg atommagokból és egyedi neutronokból álló sűrű golyó.

Az ilyen, neutroncsillagoknak nevezett csillagok rendkívül kicsik – legfeljebb nagy város, és elképzelhetetlenül nagy sűrűségűek. Keringési periódusuk rendkívül lerövidül a csillag méretének csökkenésével (a szögimpulzus megmaradása miatt). Egyes neutroncsillagok másodpercenként 600-szor forognak. Némelyiküknél a sugárzásvektor és a forgástengely közötti szög olyan lehet, hogy a Föld beleesik az e sugárzás által alkotott kúpba; ebben az esetben lehetőség van időközönként ismétlődő sugárzási impulzus észlelésére, egyenlő az időszakkal csillagkeringés. Az ilyen neutroncsillagokat „pulzároknak” nevezték, és ők lettek az első neutroncsillagok, amelyeket felfedeztek.

Fekete lyukak

Nem minden csillag válik neutroncsillaggá, miután átesett a szupernóva-robbanási fázison. Ha a csillag tömege kellően nagy, akkor egy ilyen csillag összeomlása folytatódik, és maguk a neutronok elkezdenek befelé esni, amíg a sugara kisebb lesz, mint a Schwarzschild-sugár. Ezt követően a csillagból fekete lyuk lesz.

A fekete lyukak létezését az általános relativitáselmélet jósolta meg. Ezen elmélet szerint

Az Univerzum egy folyamatosan változó makrokozmosz, ahol minden tárgy, anyag vagy anyag átalakulás és változás állapotában van. Ezek a folyamatok több milliárd évig tartanak. Időtartamhoz képest emberi élet ez a felfoghatatlan idő óriási. Kozmikus léptékben ezek a változások meglehetősen múlékonyak. A csillagok, amelyeket most az éjszakai égbolton látunk, ugyanazok voltak több ezer évvel ezelőtt, amikor még láthatták őket egyiptomi fáraók, azonban valójában mind ez idő alatt egy pillanatra sem állt meg az égitestek fizikai jellemzőinek változása. Csillagok születnek, élnek és természetesen öregszenek – a csillagok evolúciója a megszokott módon zajlik.

Az Ursa Major csillagkép csillagainak helyzete a különböző történelmi időszakokban a 100 000 évvel ezelőtti intervallumban - a mi időnkben és 100 ezer év után

A csillagok evolúciójának értelmezése az átlagember szemszögéből

Az átlagember számára az űr a nyugalom és a csend világának tűnik. Valójában az Univerzum egy óriási fizikai laboratórium, ahol óriási átalakulások mennek végbe, amelyek során a csillagok kémiai összetétele, fizikai jellemzői és szerkezete megváltozik. Egy csillag élete addig tart, amíg fénylik és hőt ad ki. Egy ilyen ragyogó állapot azonban nem tart örökké. A fényes születést a csillagérettség időszaka követi, ami óhatatlanul az öregedéssel ér véget égitestés a halálát.

Egy protocsillag kialakulása gáz- és porfelhőből 5-7 milliárd évvel ezelőtt

A csillagokkal kapcsolatos összes információnk a tudomány keretei közé illeszkedik. A termodinamika magyarázatot ad a hidrosztatikai és termikus egyensúlyi folyamatokra, amelyekben a csillaganyag található. A nukleáris és kvantumfizika lehetővé teszi számunkra, hogy megértsük a magfúzió bonyolult folyamatát, amely lehetővé teszi a csillagok létezését, hőt bocsátva ki és fényt adva a környező térnek. Egy csillag születésekor hidrosztatikai és termikus egyensúly jön létre, amelyet saját energiaforrásai tartanak fenn. A ragyogó sztárkarrier végén ez az egyensúly megbomlik. Visszafordíthatatlan folyamatok sorozata veszi kezdetét, amelynek eredménye a csillag pusztulása vagy összeomlása - az égitest azonnali és ragyogó halálának grandiózus folyamata.

A szupernóva-robbanás a világegyetem korai éveiben született csillag életének fényes befejezése.

A csillagok fizikai jellemzőiben bekövetkező változások a tömegüknek köszönhetőek. A tárgyak evolúciójának sebességét befolyásolja kémiai összetételük és bizonyos mértékig a létezésük is asztrofizikai paraméterek— forgási sebesség és a mágneses tér állapota. A leírt folyamatok óriási időtartama miatt nem lehet pontosan beszélni arról, hogyan történik minden valójában. Az evolúció sebessége és az átalakulás szakaszai a csillag születési idejétől és a születés időpontjában az Univerzumban elfoglalt helyétől függenek.

A csillagok evolúciója tudományos szempontból

Bármely csillag hideg csillagközi gázcsomóból születik, amely külső és belső hatása alatt áll gravitációs erők gázgolyó állapotára tömörül. A gáznemű anyag összenyomásának folyamata egy pillanatra sem áll le, és a hőenergia hatalmas felszabadulása kíséri. Az új formáció hőmérséklete addig emelkedik, amíg a termonukleáris fúzió meg nem indul. Ettől a pillanattól kezdve a csillaganyag összenyomódása leáll, és egyensúly jön létre az objektum hidrosztatikus és termikus állapota között. Az Univerzum feltöltődött egy új, teljes értékű csillaggal.

A csillagok fő tüzelőanyaga a hidrogénatom egy beindított termonukleáris reakció eredményeként.

A csillagok evolúciójában alapvető fontosságúak a hőenergia-forrásaik. A csillag felszínéről az űrbe szökő sugárzó és hőenergia az égitest belső rétegeinek hűtésével pótolódik. A folyamatosan fellépő termonukleáris reakciók és a gravitációs kompresszió a csillag beleiben pótolja a veszteséget. Amíg elegendő nukleáris üzemanyag van a csillag belsejében, a csillag erős fénnyel világít és hőt bocsát ki. Amint a termonukleáris fúzió lelassul vagy teljesen leáll, a csillag belső összenyomódásának mechanizmusa aktiválódik, hogy fenntartsa a termikus és termodinamikai egyensúlyt. Ebben a szakaszban az objektum már hőenergiát bocsát ki, ami csak az infravörös tartományban látható.

A leírt folyamatok alapján megállapíthatjuk, hogy a csillagok evolúciója a csillagok energiaforrásainak következetes változását jelenti. A modern asztrofizikában a csillagok átalakulási folyamatai három skála szerint rendezhetők:

• nukleáris idővonal;
• a csillagok életének termikus időszaka;
• egy világítótest élettartamának dinamikus szegmense (végső).

Minden egyes esetben figyelembe veszik azokat a folyamatokat, amelyek meghatározzák a csillag korát, fizikai jellemzőit és a tárgy halálának típusát. A nukleáris idővonal mindaddig érdekes, amíg az objektumot saját hőforrásai táplálják, és energiát bocsát ki, amely nukleáris reakciók eredménye. Ennek a szakasznak az időtartamát a termonukleáris fúzió során héliummá alakuló hidrogén mennyiségének meghatározásával becsülik meg. Minél nagyobb a csillag tömege, annál nagyobb a magreakciók intenzitása, és ennek megfelelően annál nagyobb a tárgy fényessége.

Különféle csillagok mérete és tömege, a szuperóriástól a vörös törpékig

A termikus időskála határozza meg az evolúció azon szakaszát, amely alatt a csillag az összes hőenergiáját felhasználja. Ez a folyamat attól a pillanattól kezdődik, amikor az utolsó hidrogéntartalékok is elfogynak, és a nukleáris reakciók leállnak. Az objektum egyensúlyának fenntartásához tömörítési folyamat indul. A csillaganyag a középpont felé esik. Ebben az esetben a kinetikus energia hőenergiává alakul, amelyet a csillag belsejében a szükséges hőmérsékleti egyensúly fenntartására fordítanak. Az energia egy része a világűrbe távozik.

Figyelembe véve azt a tényt, hogy a csillagok fényességét tömegük határozza meg, a tárgy összenyomódásának pillanatában a fényereje a térben nem változik.

Egy csillag a fő sorozat felé tart

A csillagképződés dinamikus időskála szerint történik. A csillaggáz szabadon esik befelé a középpont felé, növelve a sűrűséget és a nyomást a leendő objektum beleiben. Minél nagyobb a sűrűség a gázgömb közepén, annál magasabb a hőmérséklet a tárgy belsejében. Ettől a pillanattól kezdve a hő lesz az égitest fő energiája. Minél nagyobb a sűrűség és minél magasabb a hőmérséklet, annál nagyobb a nyomás a jövő csillagának mélyén. A molekulák és atomok szabadesése leáll, a csillaggáz összenyomódása pedig leáll. Az objektumnak ezt az állapotát általában protocsillagnak nevezik. Az objektum 90%-ban molekuláris hidrogén. Amikor a hőmérséklet eléri az 1800 K-t, a hidrogén atomi állapotba kerül. A bomlási folyamat során energia fogy, a hőmérséklet növekedése lelassul.

Az Univerzum 75%-ban molekuláris hidrogénből áll, amely a protocsillagok képződése során atomi hidrogénné, egy csillag nukleáris üzemanyagává alakul.

Ebben az állapotban a gázgömb belsejében a nyomás csökken, ezáltal szabadságot ad a nyomóerőnek. Ez a sorozat minden alkalommal megismétlődik, amikor először az összes hidrogént, majd a héliumot ionizálják. 10⁵ K hőmérsékleten a gáz teljesen ionizálódik, a csillag kompressziója leáll, és létrejön a tárgy hidrosztatikus egyensúlya. A csillag további evolúciója a termikus időskálának megfelelően, sokkal lassabban és következetesebben megy végbe.

A protocsillag sugara a kialakulás kezdete óta 100 AU-ról csökken. legfeljebb ¼ a.u. Az objektum egy gázfelhő közepén van. A csillaggázfelhő külső régióiból származó részecskék felszaporodásának eredményeként a csillag tömege folyamatosan növekszik. Következésképpen az objektumon belüli hőmérséklet emelkedni fog, ami a konvekciós folyamatot kíséri - az energia átvitelét a csillag belső rétegeiből a külső szélére. Ezt követően az égitest belsejében a hőmérséklet emelkedésével a konvekciót sugárzási átvitel váltja fel, a csillag felszíne felé haladva. Ebben a pillanatban az objektum fényereje gyorsan növekszik, és a csillaggömb felszíni rétegeinek hőmérséklete is megnő.

Konvekciós folyamatok és sugárzási átvitel egy újonnan kialakult csillagban a termonukleáris fúziós reakciók kezdete előtt

Például a Napunk tömegével azonos tömegű csillagok esetében a protocsillagfelhő összenyomódása mindössze néhány száz év alatt következik be. Ami az objektum kialakulásának végső szakaszát illeti, a csillaganyag kondenzációja évmilliók óta húzódik. A Nap elég gyorsan halad a fősorozat felé, és ez az út több száz millió vagy milliárd évbe fog telni. Más szóval, minél nagyobb a csillag tömege, annál hosszabb ideig kell egy teljes értékű csillag kialakulásához. A 15 M tömegű csillag sokkal hosszabb ideig - körülbelül 60 ezer évig - halad a fő sorozathoz vezető úton.

Fő szekvencia fázis

Annak ellenére, hogy egyes termonukleáris fúziós reakciók alacsonyabb hőmérsékleten indulnak be, a hidrogén égésének fő fázisa 4 millió fokos hőmérsékleten kezdődik. Ettől a pillanattól kezdődik a fő sorozat fázisa. A csillagenergia-reprodukció új formája lép életbe – a nukleáris. Kinetikus energia, amely az objektum tömörítése során felszabadul, háttérbe szorul. Az elért egyensúly hosszú és csendes életet biztosít egy csillag számára, amely a fősorozat kezdeti fázisában találja magát.

A hidrogénatomok hasadása és bomlása egy csillag belsejében végbemenő termonukleáris reakció során

Ettől a pillanattól kezdve a csillagok életének megfigyelése egyértelműen a fő sorozat fázisához kötődik, ami az égitestek evolúciójának fontos része. Ebben a szakaszban a csillagenergia egyetlen forrása a hidrogénégetés eredménye. Az objektum egyensúlyi állapotban van. A nukleáris üzemanyag elfogyasztásával csak az objektum kémiai összetétele változik meg. A Nap tartózkodása a fő sorozat fázisában körülbelül 10 milliárd évig fog tartani. Ennyi ideig tart, amíg őshonos csillagunk elhasználja teljes hidrogénkészletét. Ami a hatalmas csillagokat illeti, evolúciójuk gyorsabb. Több energia kibocsátásával egy hatalmas csillag csak 10-20 millió évig marad a fősorozat fázisában.

A kisebb tömegű csillagok sokkal tovább égnek az éjszakai égbolton. Így egy 0,25 M tömegű csillag több tízmilliárd évig a fősorozat fázisában marad.

Hertzsprung–Russell diagram a csillagok spektruma és fényességük kapcsolatát értékeli. A diagramon szereplő pontok az ismert csillagok elhelyezkedését jelentik. A nyilak a csillagok elmozdulását jelzik a fő sorozatból az óriás és a fehér törpe fázisba.

A csillagok evolúciójának elképzeléséhez csak nézze meg a diagramot, amely egy égitest útját jellemzi a fő sorozatban. A grafikon felső része kevésbé tűnik telítettnek objektumokkal, mivel itt koncentrálódnak a hatalmas csillagok. Ezt a helyet rövid életciklusuk magyarázza. A ma ismert csillagok közül néhánynak 70 M tömegű. Előfordulhat, hogy a 100 M felső határt meghaladó tömegű objektumok egyáltalán nem képződnek.

A 0,08 M-nél kisebb tömegű égitesteknek nincs lehetőségük leküzdeni a termonukleáris fúzió megindulásához szükséges kritikus tömeget, és egész életükben hidegek maradnak. A legkisebb protocsillagok összeomlanak és bolygószerű törpéket alkotnak.

Bolygószerű barna törpe egy normál csillaghoz (a mi Napunkhoz) és a Jupiter bolygóhoz képest

A sorozat alján koncentrált objektumok helyezkednek el, amelyekben csillagok dominálnak, amelyek tömege megegyezik a mi Napunk tömegével és valamivel nagyobb tömeggel. A képzeletbeli határ a fő sorozat felső és alsó része között olyan objektumok, amelyek tömege – 1,5 M.

A csillagfejlődés következő szakaszai

A csillag állapotának kialakulásának mindegyikét a tömege és az az időtartam határozza meg, amely alatt a csillaganyag átalakulása megtörténik. Az Univerzum azonban sokrétű és összetett mechanizmus, így a csillagok evolúciója más utakat is bejárhat.

A fő sorozat mentén haladva egy csillagnak, amelynek tömege megközelítőleg megegyezik a Nap tömegével, három fő útvonali lehetősége van:

1. éld nyugodtan az életed és pihenj békésen az Univerzum hatalmas kiterjedésein;
2. lépjen be a vörös óriás fázisba, és lassan öregszik;
3. menj be a fehér törpék kategóriájába, robbanj fel szupernóvaként és válj neutroncsillaggá.

A protocsillagok evolúciójának lehetséges lehetőségei az időtől, a tárgyak kémiai összetételétől és tömegétől függően

A fő szekvencia után jön az óriás fázis. Ekkorra a csillag beleiben a hidrogéntartalékok teljesen kimerültek, az objektum központi része egy héliummag, és termonukleáris reakció eltolódik a tárgy felülete felé. A termonukleáris fúzió hatására a héj kitágul, de a héliummag tömege megnő. Egy közönséges csillag vörös óriássá változik.

Óriásfázis és jellemzői

Az alacsony tömegű csillagokban a magsűrűség kolosszálissá válik, és a csillaganyagot degenerált relativisztikus gázzá alakítja. Ha a csillag tömege valamivel nagyobb, mint 0,26 M, a nyomás és a hőmérséklet emelkedése a héliumszintézis kezdetéhez vezet, amely az objektum teljes középső régióját lefedi. Ettől a pillanattól kezdve a csillag hőmérséklete gyorsan növekszik. A folyamat fő jellemzője, hogy a degenerált gáz nem képes tágulni. A befolyás alatt magas hőmérséklet csak a hélium hasadási sebessége növekszik, ami robbanásveszélyes reakcióval jár. Ilyen pillanatokban héliumvillanást figyelhetünk meg. A tárgy fényessége több százszorosára nő, de a csillag gyötrelme folytatódik. A csillag új állapotba kerül, ahol minden termodinamikai folyamat a héliummagban és a kisütött külső héjban megy végbe.

Egy napelem típusú fősorozatú csillag és egy vörös óriás felépítése izoterm héliummaggal és réteges nukleoszintézis zónával

Ez az állapot átmeneti és nem stabil. A csillaganyag állandóan keveredik, és jelentős része a környező térbe kilökődik, és egy planetáris ködöt alkot. A közepén egy forró mag marad, amelyet fehér törpének neveznek.

A nagy tömegű csillagok esetében a fent felsorolt ​​folyamatok nem olyan katasztrofálisak. A hélium égését a szén és a szilícium maghasadási reakciója váltja fel. Végül a csillag magja csillagvassá válik. Az óriás fázist a csillag tömege határozza meg. Minél nagyobb egy tárgy tömege, annál alacsonyabb a hőmérséklet a középpontjában. Ez nyilvánvalóan nem elegendő a szén és más elemek maghasadási reakciójának elindításához.

A fehér törpe sorsa - egy neutroncsillag vagy egy fekete lyuk

A fehér törpe állapotba kerülve az objektum rendkívül instabil állapotban van. A leállt nukleáris reakciók nyomáseséshez vezetnek, a mag összeomlás állapotába kerül. Az ebben az esetben felszabaduló energiát a vas hélium atomokká történő bomlására fordítják, amely tovább bomlik protonokká és neutronokká. A futási folyamat gyors ütemben fejlődik. Egy csillag összeomlása a skála dinamikus szegmensét jellemzi, és a másodperc töredékét vesz igénybe. A nukleáris üzemanyag-maradványok elégetése robbanásszerűen megy végbe, és a másodperc törtrésze alatt hatalmas mennyiségű energia szabadul fel. Ez elég ahhoz, hogy felrobbantsa az objektum felső rétegeit. A fehér törpe utolsó szakasza egy szupernóva-robbanás.

A csillag magja elkezd összeomlani (balra). Az összeomlás neutroncsillagot képez, és energiaáramlást hoz létre a csillag külső rétegeibe (középpont). Energia, amely akkor szabadul fel, amikor a csillag külső rétegei a szupernóva-robbanás során lehullanak (jobbra).

A fennmaradó szupersűrű mag protonok és elektronok halmaza lesz, amelyek egymással ütközve neutronokat képeznek. Az Univerzum egy új objektummal – egy neutroncsillaggal – bővült. A nagy sűrűség miatt a mag elfajul, a mag összeomlási folyamata leáll. Ha a csillag tömege elég nagy lenne, az összeomlás addig folytatódhat, amíg a megmaradt csillaganyag végül az objektum közepébe esik, és fekete lyukat képez.

A csillagfejlődés utolsó szakaszának magyarázata

A normál egyensúlyi állapotú csillagok esetében a leírt evolúciós folyamatok nem valószínűek. A fehér törpék és a neutroncsillagok létezése azonban bizonyítja a csillaganyag kompressziós folyamatainak valós létezését. Az ilyen objektumok kis száma az Univerzumban létezésük mulandóságát jelzi. A csillagfejlődés utolsó szakasza kétféle szekvenciális láncként ábrázolható:

• normál csillag - vörös óriás - a külső rétegek leválása - fehér törpe;
• masszív csillag – vörös szuperóriás – szupernóva-robbanás – neutroncsillag vagy fekete lyuk – semmi.

A csillagok evolúciójának diagramja. Lehetőségek a fő sorozaton kívüli csillagok életének folytatására.

A folyamatban lévő folyamatokat meglehetősen nehéz tudományos szempontból megmagyarázni. A nukleáris tudósok egyetértenek abban, hogy a csillagfejlődés utolsó szakaszában az anyag kifáradásával van dolgunk. Hosszan tartó mechanikai, termodinamikai hatás hatására az anyag megváltoztatja a sajátját fizikai tulajdonságait. A hosszúra kimerült csillaganyag fáradtsága nukleáris reakciók, meg lehet magyarázni egy degenerált elektrongáz megjelenését, ezt követő neutronizációját és megsemmisülését. Ha a fenti folyamatok mindegyike az elejétől a végéig lezajlik, a csillaganyag megszűnik fizikai anyag lenni - a csillag eltűnik az űrben, semmit sem hagyva maga után.

A csillagközi buborékokat, gáz- és porfelhőket, amelyek a csillagok szülőhelyei, nem tudják csak az eltűnt és felrobbant csillagok pótolni. Az Univerzum és a galaxisok egyensúlyi állapotban vannak. A tömegveszteség folyamatosan következik be, a csillagközi tér sűrűsége egy részében csökken világűr. Következésképpen az Univerzum egy másik részében megteremtődnek a feltételek új csillagok kialakulásához. Vagyis a séma működik: ha egy bizonyos mennyiségű anyag elveszett egy helyen, akkor az Univerzum egy másik helyén ugyanannyi anyag más formában jelent meg.

Befejezésül

A csillagok evolúcióját tanulmányozva arra a következtetésre jutunk, hogy az Univerzum egy gigantikus, ritkított megoldás, amelyben az anyag egy része hidrogénmolekulákká alakul át, ami építőanyag a csillagokért. A másik rész feloldódik a térben, eltűnik az anyagi érzetek szférájából. A fekete lyuk ebben az értelemben az összes anyag antianyaggá való átalakulásának helye. Meglehetősen nehéz teljesen felfogni a történések jelentését, különösen, ha a csillagok evolúciójának tanulmányozása során csak az atomenergia törvényeire hagyatkozunk, kvantumfizikaés termodinamika. Ennek a kérdésnek a tanulmányozásába bele kell foglalni a relatív valószínűség elméletét, amely lehetővé teszi a tér görbületét, lehetővé téve az egyik energia átalakulását a másikba, az egyik állapotot a másikba.