Każdy z nas przynajmniej raz w życiu zaglądał w gwieździste niebo. Ktoś spojrzał na to piękno, doświadczając romantycznych uczuć, a drugi próbował zrozumieć, skąd pochodzi całe to piękno. Życie w kosmosie, w przeciwieństwie do życia na naszej planecie, płynie z inną prędkością. Czas w kosmosie żyje w swoich kategoriach, odległości i rozmiary we Wszechświecie są ogromne. Rzadko myślimy o tym, że naszym oczom nieustannie ewoluują galaktyki i gwiazdy. Każdy obiekt w nieskończonej przestrzeni jest wynikiem pewnych fizycznych procesów. Galaktyki, gwiazdy, a nawet planety mają główne fazy rozwoju.
Nasza planeta i wszyscy jesteśmy zależni od naszego luminarza. Jak długo słońce zachwyci nas swoim ciepłem, oddychając życiem w układzie słonecznym? Co czeka nas w przyszłości w ciągu milionów i miliardów lat? W związku z tym, jest ciekawa dowiedzieć się więcej o tym, jakie są etapy ewolucji obiektów astronomicznych, skąd pochodzą gwiazdy i jak kończy się życie tych wspaniałych świateł na nocnym niebie.
Pochodzenie, narodzenie i ewolucja gwiazd
Ewolucja gwiazd i planet zamieszkujących naszą galaktykę Drogi Mlecznej i cały Wszechświat została w większości dobrze zbadana. Prawa fizyki, które pomagają zrozumieć pochodzenie kosmicznych obiektów, działają niezachwianie w przestrzeni. Podstawą w tym przypadku jest teoria Wielkiego Wybuchu, która jest obecnie dominującą doktryną o procesie powstawania Wszechświata. Zdarzenie, które wstrząsnęło wszechświatem i doprowadziło do powstania wszechświata, według standardów kosmicznych, błyskawicznie. W przestrzeni, od narodzin gwiazdy do śmierci, mijają chwile. Ogromne odległości tworzą iluzję stałości wszechświata. Gwiazda, która błysnęła w oddali, świeci przez miliardy lat, w tym czasie może nie być.
Teoria ewolucji galaktyk i gwiazd jest rozwinięciem teorii Wielkiego Wybuchu. Doktryna narodzin gwiazd i pojawiania się układów gwiezdnych jest różna pod względem skali i czasu, które w przeciwieństwie do wszechświata jako całości można zaobserwować za pomocą nowoczesnych środków nauki.
Badanie cyklu życia gwiazd jest możliwe na przykładzie najbliższego nam światła. Słońce jest jednym z setek trylionów gwiazd w naszym polu widzenia. Ponadto odległość od Ziemi do Słońca (150 milionów km) zapewnia wyjątkową okazję do zbadania obiektu bez opuszczania granic Układu Słonecznego. Uzyskane informacje pozwolą dokładnie zrozumieć, w jaki sposób rozmieszczone są inne gwiazdy, jak szybko wyczerpują się te gigantyczne źródła ciepła, jakie są etapy rozwoju gwiazdy i jaki będzie koniec tego genialnego życia - ciche i ciemne lub iskrzące, wybuchowe.
Po Wielkim Wybuchu małe cząstki tworzyły międzygwiezdne chmury, które stały się "szpitalem" dla trylionów gwiazd. Charakterystyczne jest, że wszystkie gwiazdy narodziły się w tym samym czasie w wyniku skurczu i ekspansji. Kompresja w obłokach gazu kosmicznego nastąpiła pod wpływem własnej grawitacji i podobnych procesów w nowych gwiazdach w sąsiedztwie. Ekspansja powstała w wyniku wewnętrznego ciśnienia gazu międzygwiezdnego i pod działaniem pól magnetycznych wewnątrz chmury gazu. W tym samym czasie chmura obraca się swobodnie wokół środka masy.
Chmury gazu powstałe po eksplozji składają się w 98% z atomowego i cząsteczkowego wodoru i helu. Tylko 2% w tym zestawie uwzględnia pyły i stałe mikroskopijne cząstki. Wcześniej sądzono, że w centrum każdej gwiazdy leży rdzeń z żelaza, ogrzany do temperatury miliona stopni. Ten aspekt wyjaśnił ogromną masę luminarza.
W przeciwieństwie do sił fizycznych przeważały siły ściskające, ponieważ światło wynikające z uwolnienia energii nie wnika w chmurę gazu. Światło, wraz z częścią emitowanej energii, rozprzestrzenia się na zewnątrz, tworząc ujemną temperaturę i strefę niskiego ciśnienia wewnątrz gęstej akumulacji gazu. Będąc w takim stanie, kosmiczny gaz jest szybko sprężany, wpływ sił przyciągania grawitacyjnego prowadzi do tego, że cząstki zaczynają tworzyć materię gwiezdną. Kiedy gromada gazowa jest gęsta, intensywna kompresja prowadzi do powstania gromady gwiazd. Gdy wielkość chmury gazu jest niewielka, kompresja prowadzi do powstania pojedynczej gwiazdy.
Krótki opis tego, co się dzieje, to to, że przyszłość gwiazdy przechodzi przez dwa etapy - szybką i powolną kompresję do stanu protostar. Mówiąc prostym i zrozumiałym językiem, szybka kompresja jest upadkiem materii gwiezdnej do centrum protostaru. Powolna kompresja występuje na tle utworzonego środka protostaru. Przez następne sto tysięcy lat nowa formacja ulega zmniejszeniu, a jej gęstość wzrasta miliony razy. Stopniowo protostar staje się nieprzejrzysty z powodu dużej gęstości materii gwiezdnej, a ciągła kompresja uruchamia mechanizm reakcji wewnętrznych. Wzrost ciśnienia wewnętrznego i temperatury prowadzi do powstania przyszłego środka ciężkości w przyszłej gwieździe.
W tym stanie protostar pozostaje miliony lat, powoli wydzielając ciepło i stopniowo kurcząc się, zmniejszając rozmiar. W rezultacie pojawiają się kontury nowej gwiazdy, a gęstość jej substancji staje się porównywalna do gęstości wody.
Średnio gęstość naszej gwiazdy wynosi 1,4 kg / cm3 - prawie tyle samo, co gęstość wody w słonym Morzu Martwym. W centrum Słońca ma gęstość 100 kg / cm3. Materia gwiezdna nie jest w stanie ciekłym, ale ma postać plazmy.
Pod wpływem ogromnego ciśnienia i temperatury około 100 milionów K rozpoczynają się reakcje termojądrowe cyklu wodorowego. Kompresja ustaje, masa obiektu wzrasta, gdy energia grawitacji zamienia się w termojądrowe spalanie wodoru. Od tego momentu nowa gwiazda, promieniująca energią, zaczyna tracić masę.
Opisana powyżej formacja gwiazdy jest po prostu prymitywnym schematem opisującym początkowy etap ewolucji i narodzin gwiazdy. Dzisiaj takie procesy w naszej galaktyce i całym Wszechświecie są prawie niedostrzegalne z powodu intensywnego wyczerpania materii gwiezdnej. Dla całej świadomej historii obserwacji naszej galaktyki odnotowano jedynie pojedyncze pojawienie się nowych gwiazd. W skali wszechświata liczba ta może być zwiększana setki i tysiące razy.
Większość ich życia, protogwiazdy są ukryte przed ludzkim okiem przez skorupę kurzu. Emisję jądra można obserwować tylko w zakresie podczerwieni, który jest jedynym sposobem na zobaczenie narodzin gwiazdy. Na przykład w 1967 roku astronomowie w Mgławicy Oriona odkryli nową gwiazdę, której temperatura promieniowania wynosiła 700 stopni Kelvina. Później okazało się, że miejsce narodzin protostarów to zwarte źródła, dostępne nie tylko w naszej galaktyce, ale także w innych częściach wszechświata, które są od nas oddalone. Oprócz promieniowania podczerwonego miejsca narodzin nowych gwiazd są oznaczone intensywnymi sygnałami radiowymi.
Proces studiowania i ewolucji gwiazd
Cały proces poznawania gwiazd można podzielić na kilka etapów. Na samym początku określ odległość do gwiazdy. Informacja o tym, jak daleko od nas jest gwiazda, jak długo światło pada z niej, daje wyobrażenie o tym, co stało się z gwiazdą przez cały ten czas. Gdy osoba nauczyła się mierzyć odległość do odległych gwiazd, stało się jasne, że gwiazdy są tymi samymi słońcami, tylko o różnych rozmiarach iz różnymi przeznaczeniami. Znając odległość do gwiazdy, poziom światła i ilość emitowanej energii można prześledzić proces termojądrowej fuzji gwiazdy.
Po określeniu odległości od gwiazdy można za pomocą analizy spektralnej obliczyć skład chemiczny gwiazdy i określić jej strukturę i wiek. Dzięki pojawieniu się spektrografu naukowcy byli w stanie zbadać naturę światła gwiazd. To urządzenie może określać i mierzyć skład gazu materii gwiezdnej, którą gwiazda ma na różnych etapach swojego istnienia.
Studiując analizę spektralną energii Słońca i innych gwiazd, naukowcy doszli do wniosku, że ewolucja gwiazd i planet ma wspólne korzenie. Wszystkie ciała kosmiczne mają ten sam typ, podobny skład chemiczny i pochodzą z tej samej materii, która powstała w wyniku Wielkiego Wybuchu.
Materia gwiezdna składa się z tych samych pierwiastków chemicznych (aż po żelazo), jak nasza planeta. Jedyną różnicą jest liczba tych lub innych elementów oraz procesów zachodzących na Słońcu i wewnątrz firmamentu na ziemi. To odróżnia gwiazdy od innych obiektów we wszechświecie. Pochodzenie gwiazd należy również rozpatrywać w kontekście innej dyscypliny fizycznej - mechaniki kwantowej. Zgodnie z tą teorią materia, która decyduje o materii gwiezdnej, składa się z nieustannie dzielących się atomów i elementarnych cząstek tworzących własny mikrokosmos. W tym świetle interesująca jest struktura, skład, struktura i ewolucja gwiazd. Jak się okazało, główna masa naszej gwiazdy i wielu innych gwiazd składa się tylko z dwóch elementów - wodoru i helu. Teoretyczny model opisujący strukturę gwiazdy pozwoli zrozumieć jej strukturę i główną różnicę w stosunku do innych obiektów kosmicznych.
Główną cechą jest to, że wiele obiektów we Wszechświecie ma określoną wielkość i kształt, podczas gdy gwiazda może zmieniać swój rozmiar w miarę rozwoju. Gorący gaz jest związkiem z atomów słabo związanych ze sobą. Miliony lat po formowaniu się gwiazd rozpoczyna się chłodzenie warstwy powierzchniowej materii gwiezdnej. Gwiazda przekazuje większość swojej energii do przestrzeni kosmicznej, zmniejszając lub zwiększając jej rozmiar. Przeniesienie ciepła i energii następuje z wewnętrznych obszarów gwiazdy na powierzchnię, wpływając na intensywność promieniowania. Innymi słowy, ta sama gwiazda w różnych okresach swojego istnienia wygląda inaczej. Procesy termojądrowe oparte na reakcjach cyklu wodorowego przyczyniają się do przekształcania lekkich atomów wodoru w cięższe pierwiastki - hel i węgiel. Według astrofizyków i naukowców zajmujących się badaniami jądrowymi, taka reakcja termojądrowa jest najskuteczniejsza pod względem ilości uwolnionego ciepła.
Dlaczego termojądrowa fuzja jądra nie kończy się wraz z eksplozją takiego reaktora? Chodzi o to, że siły pola grawitacyjnego mogą utrzymywać materię gwiezdną w granicach ustabilizowanej objętości. Na tej podstawie możemy wyciągnąć jednoznaczny wniosek: każda gwiazda jest masywnym ciałem, które zachowuje swój rozmiar dzięki równowadze sił grawitacyjnych i energii reakcji termojądrowych. Wynikiem tego idealnego naturalnego modelu jest źródło ciepła, które może pracować przez długi czas. Zakłada się, że pierwsze formy życia na Ziemi pojawiły się 3 miliardy lat temu. Słońce w owych czasach ogrzewało naszą planetę tak, jak jest teraz. W związku z tym nasza gwiazda niewiele się zmieniła, mimo że skala emitowanego ciepła i energii słonecznej jest ogromna - ponad 3-4 miliony ton na sekundę.
Łatwo obliczyć, ile w ciągu lat jego istnienia nasza gwiazda straciła na wadze. Będzie to ogromna figura, ale ze względu na ogromną masę i dużą gęstość, takie straty we Wszechświecie wydają się nieistotne.
Etapy ewolucji gwiazd
Los gwiazdy zależy od początkowej masy gwiazdy i jej składu chemicznego. Dopóki główne rezerwy wodoru są skoncentrowane w rdzeniu, gwiazda znajduje się w tak zwanej głównej sekwencji. Jak tylko pojawiła się tendencja do zwiększania rozmiaru gwiazdy, oznacza to, że główne źródło termojądrowe uległo wyschnięciu. Rozpoczęła się długa ostatnia ścieżka transformacji ciała niebieskiego.
Utworzone we wszechświecie oprawy są początkowo podzielone na trzy najpopularniejsze typy:
- normalne gwiazdy (żółte karły);
- gwiazdy karłowate;
- gigantyczne gwiazdy.
Gwiazdy o niskiej masie (karły) powoli spalają magazyny wodoru i spokojnie żyją.
Takie gwiazdy stanowią większość we Wszechświecie, a naszą gwiazdą jest żółty karzeł. Wraz z nadejściem starości żółty karzeł staje się czerwonym olbrzymem lub nadolbrzymem.
Opierając się na teorii pochodzenia gwiazd, proces tworzenia się gwiazd we wszechświecie nie zakończył się. Najjaśniejsze gwiazdy w naszej galaktyce są nie tylko największe, w porównaniu do Słońca, ale także najmłodsze. Astrofizycy i astronomowie nazywają te gwiazdy niebieskimi supergiants. W końcu czeka ich ten sam los, który doświadcza trylionów innych gwiazd. Po pierwsze, szybkie narodziny, błyskotliwe i żarliwe życie, po którym następuje okres powolnego rozkładu. Gwiazdy takie jak Słońce mają długi cykl życia, będąc w głównej sekwencji (w środkowej części).
Wykorzystując dane o masie gwiazdy, możemy przyjąć jej ewolucyjną ścieżkę rozwoju. Ilustracyjną ilustracją tej teorii jest ewolucja naszej gwiazdy. Nic nie jest wieczne. W wyniku fuzji termojądrowej wodór przekształca się w hel, dlatego jego początkowe zasoby zostają zużyte i zredukowane. Kiedyś, bardzo szybko, te zapasy się wyczerpią. Sądząc po tym, że nasze Słońce świeci przez ponad 5 miliardów lat, bez zmiany rozmiaru, dojrzały wiek gwiazdy może trwać jeszcze mniej więcej w tym samym okresie.
Utrata zasobów wodoru doprowadzi do tego, że pod wpływem grawitacji jądro Słońca zacznie gwałtownie się kurczyć. Gęstość rdzenia stanie się bardzo wysoka, w wyniku czego procesy termojądrowe będą przesuwać się do warstw przylegających do rdzenia. Taki stan nazywa się upadkiem, który może być spowodowany przez reakcje termojądrowe w wyższych warstwach gwiazdy. W wyniku wysokiego ciśnienia wyzwalane są reakcje termojądrowe z udziałem helu.
Dostaw wodoru i helu w tej części gwiazdy potrwa miliony lat. Wkrótce wyczerpanie rezerw wodoru doprowadzi do zwiększenia intensywności promieniowania, zwiększenia wielkości skorupy i wielkości samej gwiazdy. W rezultacie nasze słońce stanie się bardzo duże. Jeśli wyobrażamy sobie ten obraz w dziesiątkach miliardów lat, zamiast na oślepiającym jasnym dysku, gorący czerwony dysk o gigantycznych rozmiarach będzie wisiał na niebie. Czerwone giganty są naturalną fazą ewolucji gwiazdy, jej stan przejścia w kategorię gwiazd zmiennych.
W wyniku tej transformacji odległość od Ziemi do Słońca zmniejszy się, tak że Ziemia wpadnie w strefę oddziaływania korony słonecznej i zacznie w niej "piec". Temperatura na powierzchni planety wzrośnie dziesięciokrotnie, co doprowadzi do zniknięcia atmosfery i odparowania wody. W rezultacie planeta zmieni się w martwą skalistą pustynię.
Ostatnie etapy ewolucji gwiazd
Po osiągnięciu fazy czerwonego olbrzyma normalna gwiazda staje się białym karłem pod wpływem procesów grawitacyjnych. Jeśli masa gwiazdy jest w przybliżeniu równa masie naszego Słońca, wszystkie główne procesy zachodzące w niej będą występować cicho, bez impulsów i reakcji wybuchowych. Biały karzeł umrze przez długi czas, zanikając na popiół.
W przypadkach, w których gwiazda miała masę ponad 1,4 razy większą od energii słonecznej, biały karzeł nie będzie końcowym etapem. Przy dużej masie wewnątrz gwiazdy procesy zagęszczania materii gwiezdnej zaczynają się na poziomie atomowym, molekularnym. Protony zamieniają się w neutrony, gęstość gwiazdy wzrasta, a jej wielkość gwałtownie maleje.
Gwiazdy neutronowe znane naukowcom mają średnicę 10-15 km. Przy tak małych rozmiarach gwiazda neutronowa ma ogromną masę. Jeden centymetr sześcienny materii gwiezdnej może ważyć miliardy ton.
W przypadku, gdy początkowo zajmowaliśmy się gwiazdą o dużej masie, ostatni etap ewolucji przybiera inne formy. Losy masywnej gwiazdy - czarnej dziury - obiektu o niezbadanej naturze i nieprzewidywalnych zachowaniach. Ogromna masa gwiazdy przyczynia się do wzrostu sił grawitacyjnych, które wprawiają w ruch siły ściskające. Wstrzymanie tego procesu nie jest możliwe. Gęstość materii wzrasta, aż zamienia się w nieskończoność, tworząc pojedynczą przestrzeń (teoria względności Einsteina). Promień takiej gwiazdy ostatecznie stanie się zerowy, stając się czarną dziurą w przestrzeni kosmicznej. Czarne dziury byłyby znacznie większe, gdyby w kosmosie większość przestrzeni zajmowały masywne i supermasywne gwiazdy.
Należy zauważyć, że podczas transformacji czerwonego olbrzyma w gwiazdę neutronową lub w czarną dziurę, Wszechświat może przeżyć wyjątkowe zjawisko - narodziny nowego obiektu kosmicznego.
Narodziny supernowej są najbardziej imponującym końcowym etapem ewolucji gwiazd. Здесь действует естественный закон природы: прекращение существование одного тела дает начало новой жизни. Период такого цикла, как рождение сверхновой, в основном касается массивных звезд. Израсходовавшиеся запасы водорода приводят к тому, что в процесс термоядерного синтеза включается гелий и углерод. В результате этой реакции давление снова растет, а в центре звезды образуется ядро железа. Под воздействием сильнейших гравитационных сил центр массы смещается в центральную часть звезды. Ядро становится настолько тяжелым, что неспособно противостоять собственной гравитации. Как следствие, начинается стремительное расширение ядра, приводящее к мгновенному взрыву. Рождение сверхновой - это взрыв, ударная волна чудовищной силы, яркая вспышка в бескрайних просторах Вселенной.
Следует отметить, что наше Солнце не является массивной звездой, поэтому подобная судьба ее не грозит, не стоит бояться такого финала и нашей планете. В большинстве случаев взрывы сверхновых происходят в далеких галактиках, с чем и связано их достаточно редкое обнаружение.
В заключение
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.
