Mindannyian legalább egyszer az életében a csillagos égbe nézett. Valaki ránézett erre a szépségre, romantikus érzéseket tapasztalt, a másik megpróbálta megérteni, honnan származik ez a szépség. Az élet a világban, ellentétben a bolygónk életével, más sebességgel áramlik. A világűrben lévő idő saját kategóriáiban él, a világegyetem távolságai és méretei hatalmasak. Ritkán gondolunk arra a tényre, hogy a szemünk előtt folyamatosan fejlődnek galaxisok és csillagok. A végtelen térben minden objektum bizonyos fizikai folyamatok eredménye. A galaxisoknak, a csillagoknak és a bolygóknak a fejlődés fő fázisai vannak.
A mi bolygónk és mindannyian függünk a világítótól. Mennyi ideig örvendez minket a nap melegsége, a Naprendszerbe való élet lélegzése? Mi vár minket a jövőben több millió és milliárd év alatt? Ebből a szempontból kíváncsi, hogy többet tudjon meg arról, hogy mi a csillagászati tárgyak fejlődésének szakaszai, ahonnan a csillagok származnak, és hogyan ér véget e csodálatos fények élete az éjszakai égboltban.
A csillagok eredete, születése és fejlődése
A Tejút-galaxisunkban és az egész Univerzumban élő csillagok és bolygók fejlődése nagyrészt jól tanulmányozott. A fizika törvényei, amelyek segítenek megérteni a kozmikus tárgyak eredetét, a térben zavartalanul dolgoznak. Ebben az esetben az alap a Nagy Bumm elméletére épül, amely most az uralkodó doktrína a világegyetem eredetének folyamatáról. Az univerzumot megrázó esemény, amely a világegyetem kialakulásához vezetett, űrszinten, villámgyorsan. A tér, a csillag születéséig a halálig, pillanatokig halad. A hatalmas távolságok alkotják az univerzum állandóságának illúzióját. Egy csillag, amely a távolban villant, több milliárd évre ragyog bennünket, ekkor nem lehet.
A galaxisok és a csillagok fejlődésének elmélete a Big Bang elmélet kifejlesztése. A csillagok születésének és a csillagrendszerek megjelenésének elmélete eltér a méretétől és az időzítéstől, ami a világegyetemmel ellentétben megfigyelhető a modern tudomány eszközeivel.
A csillagok életciklusának tanulmányozása a legközelebbi fény példáján keresztül lehetséges. A nap a látómezőnk több százezer csillagának egyike. Emellett a Földtől a Napig terjedő távolság (150 millió km) egyedülálló lehetőséget kínál egy tárgy felfedezésére anélkül, hogy elhagyná a Naprendszer határait. A kapott információk lehetővé teszik, hogy részletesen megértsék, hogyan rendeznek más csillagokat, milyen gyorsan kimerülnek ezek az óriási hőforrások, milyenek a csillagok fejlődése, és mi lesz a vége ennek a ragyogó életnek - csendes és homályos vagy csillogó, robbanékony.
A Big Bang után apró részecskék alakultak ki csillagközi felhők, amelyek a „kórház” lettek a trillionos csillagokért. Jellemző, hogy minden csillag egyidejűleg született a kontrakció és a terjeszkedés következtében. A kozmikus gáz felhőin belüli tömörítés saját gravitációs és hasonló folyamatok hatására történt a környéken lévő új csillagokban. A csillagközi gáz belső nyomása és a gázfelhő belsejében mágneses mezők hatására bővült. Ugyanakkor a felhő szabadon forogott a tömegközéppontja körül.
A robbanás után keletkezett gázfelhők 98% -a atom- és molekuláris hidrogénből és héliumból áll. Ebben a tömbben mindössze 2% a por és a szilárd mikroszkopikus részecskék. Korábban azt hitték, hogy a csillagok középpontjában a vas magja egy millió fokos hőmérsékletre melegszik. Ez a szempont magyarázta a lámpa hatalmas tömegét.
A fizikai erők ellenállásában a nyomóerők uralkodtak, mivel az energia kibocsátásából származó fény nem jut be a gázfelhőbe. A fény a kibocsátott energia egy részével együtt kifelé terjed, ami negatív hőmérsékletet és alacsony nyomású zónát hoz létre a sűrű gázfelhalmozódáson belül. Ilyen állapotban a kozmikus gáz gyorsan összenyomódik, a gravitációs vonzerő ereje befolyásolja azt a tényt, hogy a részecskék csillaganyagot képeznek. Amikor egy gázfürt sűrű, intenzív tömörítés egy csillag klaszter kialakulásához vezet. Amikor a gázfelhő mérete elhanyagolható, a tömörítés egyetlen csillag kialakulásához vezet.
Rövid leírás arról, hogy mi történik, a csillag jövője két szakaszon halad át - gyors és lassú tömörítés a protosztár állapotáig. Egyszerű és érthető nyelven beszélve a gyors tömörítés a csillag anyagának a protostár közepére eső bukása. Lassú tömörítés történik a protosztár képződött középpontjának hátterében. Az elkövetkező százezer évben az új képződés mérete csökken, sűrűsége több millió alkalommal nő. A protosztár fokozatosan homályos lesz a csillagok nagy sűrűsége miatt, és a folyamatos tömörítés a belső reakciók mechanizmusát váltja ki. A belső nyomás és a hőmérséklet növekedése a jövőbeli csillagok jövőbeli súlypontjának kialakulásához vezet.
Ebben az állapotban a protosztár évekig marad, lassan hőt adva, és fokozatosan csökken, mérete csökken. Ennek eredményeképpen egy új csillag kontúrjai jelennek meg, és anyagának sűrűsége összehasonlítható a víz sűrűségével.
Átlagosan a csillagunk sűrűsége 1,4 kg / cm3 - szinte megegyezik a sós Holt-tenger sűrűségével. A Nap közepén 100 kg / cm3 sűrűség van. A csillaganyag nem folyékony állapotban van, hanem plazma formájában van.
A hatalmas nyomás és hőmérséklet mintegy 100 millió K hatása alatt a hidrogén-ciklus termonukleáris reakciói kezdődnek. A tömörítés megszűnik, az objektum tömege növekszik, amikor a gravitáció energiája a hidrogén termonukleáris égésé válik. Ettől a ponttól kezdve egy új csillag, amely sugárzó energiát kezd, elveszíti a tömegét.
A fent leírt csillagképzés csak egy primitív rendszer, amely leírja a csillag fejlődésének és születésének kezdeti szakaszát. Ma a galaxisunkban és az egész Univerzumban az ilyen folyamatok szinte észrevehetetlenek a csillaganyagok intenzív kimerülése miatt. A galaxisunk megfigyeléseinek teljes tudatos történetében csak az új csillagok elkülönült megjelenése volt megfigyelhető. Az univerzum méretében ez a szám több száz és több ezer alkalommal növelhető.
Életük túlnyomó részét a protosztárok az emberi szemtől egy porhéj elrejtik. A mag kibocsátása csak az infravörös tartományban figyelhető meg, ami az egyetlen módja annak, hogy egy csillag születését látjuk. Például 1967-ben az Orion-köd csillagászai felfedeztek egy új csillagot, amelynek sugárzási hőmérséklete 700 Kelvin. Később kiderült, hogy a protosztárok szülőhelye kompakt források, amelyek nemcsak galaxisunkban, hanem az univerzum más részein is elérhetők. Az infravörös sugárzás mellett az új csillagok születési helyeit intenzív rádiójelek jelzik.
A tanulás és a csillagok fejlődése
A csillagok teljes ismerete több szakaszra osztható. A kezdetektől fogva határozza meg a csillagtól való távolságot. Információ arról, hogy mennyire messze van a csillag tőlünk, mennyi ideig tart a fény, arról, hogy mi történt a csillaggal egész idő alatt. Miután egy személy megtanulta mérni a távolságot a távoli csillagokhoz, világossá vált, hogy a csillagok ugyanazok a napok, csak különböző méretűek és különböző sorsokkal. Ismerve a csillagtól való távolságot, a fény szintjét és a kibocsátott energia mennyiségét, nyomon követhetjük a csillag termonukleáris fúzióját.
A csillaghoz való távolság meghatározását követően spektrális analízis segítségével kiszámíthatjuk a csillag kémiai összetételét, és kideríthetjük annak szerkezetét és korát. A spektrográf megjelenésének köszönhetően a tudósok képesek voltak tanulmányozni a csillagok fényének természetét. Ez az eszköz képes meghatározni és mérni a csillaganyag gázösszetételét, amelyet a csillag a létezésének különböző szakaszaiban tartalmaz.
A Nap és más csillagok energiájának spektrális elemzését vizsgálva a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy a csillagok és a bolygók fejlődésének közös gyökerei vannak. Minden kozmikus testnek ugyanolyan típusú, hasonló kémiai összetétele van, és ugyanabból az anyagból származnak, ami a Big Bangból ered.
A csillaganyag ugyanazokat a kémiai elemeket tartalmazza (akár vasig), mint a bolygónk. Az egyetlen különbség az ilyen vagy más elemek számában, valamint a Napon és a Föld bennszülöttjében bekövetkező folyamatokban. Ez megkülönbözteti a csillagokat az univerzum többi tárgyától. A csillagok eredetét egy másik fizikai fegyelem - kvantummechanika - összefüggésében is figyelembe kell venni. Ezen elmélet szerint az a kérdés, amely meghatározza a csillaganyagot, az állandóan osztódó atomokból és az elemi részecskékből áll, amelyek saját mikrokozmoszt hoznak létre. Ebben a fényben érdekes a csillagok szerkezete, összetétele, szerkezete és fejlődése. Mint kiderült, a csillagunk és a sok más csillag fő tömege csak két elemet jelent - hidrogén és hélium. A csillag szerkezetét leíró elméleti modell lehetővé teszi a szerkezet szerkezetének és a többi térbeli objektumtól való fő különbség megértését.
A fő jellemzője az, hogy az Univerzumban sok tárgynak van egy bizonyos mérete és alakja, míg a csillag alakja megváltozhat. A forró gáz az atomok gyengén kötődnek egymáshoz. A csillagképződés után évezredek után kezdődik a csillagok felszíni rétegének hűtése. A csillag energiáját a világűrben adja, csökkenő vagy növekvő méretben. A hő és az energia átadása a csillag belső területeiből a felszínre kerül, ami befolyásolja a sugárzás intenzitását. Más szóval, ugyanaz a csillag a létezés különböző időszakaiban másképp néz ki. A hidrogénciklus reakcióin alapuló termonukleáris folyamatok hozzájárulnak a könnyű hidrogénatomok nehezebb elemei - hélium és szén - átalakításához. Az asztrofizikusok és a nukleáris tudósok szerint az ilyen termonukleáris reakció a kibocsátott hőmennyiség szempontjából a leghatékonyabb.
Miért nem végződik a nukleáris fúzió az ilyen reaktor robbanásával? A dolog az, hogy a gravitációs mező erői a stabilizált térfogat határain belül tarthatnak csillagokat. Ebből egyértelmű következtetést vonhatunk le: minden csillag masszív test, amely megtartja méretét a gravitációs erők és a termonukleáris reakciók közötti egyensúly miatt. Ez az ideális természetes modell egy olyan hőforrás, amely hosszú ideig működik. Feltételezzük, hogy a Föld első életformái 3 milliárd évvel ezelőtt jelentek meg. A nap ezekben a napokban ugyanúgy felmelegítette bolygónkat, mint most. Következésképpen a csillagunk keveset változott, annak ellenére, hogy a sugárzott hő- és napenergia mennyisége óriási - több mint 3-4 millió tonna másodpercenként.
Könnyen kiszámítható, hogy az évek során mennyi volt a csillagunk. Ez hatalmas szám lesz, de hatalmas tömegének és nagy sűrűségének köszönhetően az Univerzumban az ilyen veszteségek jelentéktelenek.
A csillagok fejlődésének szakaszai
A csillag sorsa a csillag kezdeti tömegétől és kémiai összetételétől függ. Amíg a fő hidrogén tartalékok koncentrálódnak a magban, a csillag az úgynevezett fő szekvenciában van. Amint hajlamos volt a csillag méretének növelésére, ez azt jelenti, hogy a fő hőforrás fúzió forrása megszáradt. Egy égi test átalakulásának hosszú végső útját kezdte.
Az univerzum világítótestek eredetileg három leggyakoribb típusra oszthatók:
- normál csillagok (sárga törpék);
- törpe csillagok;
- óriási csillagok.
Az alacsony tömegű (törpe) csillagok lassan égetik a hidrogént, és elég nyugodtan élnek.
Az ilyen csillagok az univerzum többsége és csillagunk sárga törpe. Az öregség kezdetével a sárga törpe piros óriás vagy szuperhős lesz.
A csillagok eredetének elmélete alapján a csillagok alakítása az univerzumban nem fejeződött be. Galaxisunk legfényesebb csillagai nemcsak a legnagyobbak, hanem a legfiatalabbak is. Az asztrofizikusok és a csillagászok ezeket a csillagokat kék szupergánnak nevezik. Végül ugyanazzal a sorssal szembesülnek, mintha más csillagok is lennének. Először is, a gyors születés, a ragyogó és rettenetes élet, amely után lassú bomlás ideje van. Az olyan csillagok, mint a Nap, hosszú életciklussal rendelkeznek, a fő sorrendben (a középső részen).
A csillag tömegére vonatkozó adatok felhasználásával fel tudjuk venni a fejlődés evolúciós útját. Ennek az elméletnek szemléltető példája a csillagunk fejlődése. Semmi sem örökkévaló. A termonukleáris fúzió eredményeként a hidrogén héliumká alakul, ezért a kezdeti tartalékokat fogyasztják és csökkentik. Néha, hamarosan ezek a készletek elfogynak. Azon a tényen alapulva, hogy Sunünk több mint 5 milliárd évig továbbra is ragyog, méretének megváltoztatása nélkül, a csillag érett kora még mindig ugyanabba az időszakba tart.
A hidrogén tartalékok kimerülése azt eredményezi, hogy a gravitáció hatására a nap magja gyorsan csökken. A magsűrűség nagyon magas lesz, ami azt eredményezi, hogy a termonukleáris folyamatok a maghoz szomszédos rétegekre kerülnek. Az ilyen állapotot összeomlásnak nevezzük, amelyet a csillag felső rétegében lévő termonukleáris reakciók okozhatnak. A magas nyomás következtében héliummal járó termonukleáris reakciók lépnek fel.
A hidrogén és a hélium ellátása a csillag ezen részében több millió évig tart. Nem túl hamar, hogy a hidrogén tartalékok kimerülése a sugárzás intenzitásának növekedéséhez, a héj méretének növekedéséhez és maga a csillag méretéhez vezet. Ennek eredményeként napunk nagyon nagy lesz. Ha elképzeljük ezt a képet több tízmilliárd év alatt, akkor egy káprázatos, fényes lemez helyett egy hatalmas méretű, forró piros lemez fog lógni az égen. A vörös óriások a csillag fejlődésének természetes fázisa, átmeneti állapota a változó csillagok kategóriájába.
Az átalakulás eredményeképpen csökken a Földtől a Napig terjedő távolság, hogy a Föld a napkorona hatásának zónájába esik, és elkezd „roston” benne. A bolygó felszínén a hőmérséklet tízszeresére nő, ami a légkör eltűnéséhez és a víz elpárolgásához vezet. Ennek eredményeként a bolygó élettelen sziklás sivataggá válik.
A csillagok fejlődésének utolsó szakaszai
Miután elérte a vörös óriás fázist, egy normál csillag fehér törpe lesz gravitációs folyamatok hatására. Ha a csillag tömege megközelítőleg megegyezik a Napunk tömegével, akkor az összes főbb folyamata csendben, impulzusok és robbanásveszélyes reakciók nélkül fog történni. A fehér törpe hosszú ideig meghal, hamva elhalványul.
Azokban az esetekben, amikor a csillag eredetileg több, mint a napenergia 1,4-szerese volt, a fehér törpe nem lesz az utolsó szakasz. A csillagon belüli nagy tömeggel a csillagok tömörítésének folyamata atomi, molekuláris szinten kezdődik. A protonok neutronokká alakulnak, a csillag sűrűsége növekszik, és mérete gyorsan csökken.
A tudomány által ismert neutroncsillagok átmérője 10-15 km. Ilyen kis méretekkel a neutroncsillag hatalmas tömegű. Egy köbcentiméternyi csillaganyag súlya milliárd tonna.
Abban az esetben, ha kezdetben egy nagy tömegű csillaggal foglalkozunk, az evolúció végső szakasza más formákba kerül. Egy hatalmas csillag - egy fekete lyuk - sorsát, egy felderítetlen természetű és kiszámíthatatlan viselkedésű tárgyat. A csillag óriási tömege növeli a gravitációs erőket, amelyek mozgásba helyezik a nyomóerőket. A folyamat felfüggesztése nem lehetséges. Az anyag sűrűsége növekszik, amíg végtelenné válik, és egyedülálló teret alkot (Einstein relativitáselmélete). Egy ilyen csillag sugara végül nulla lesz, és a világűrben fekete lyuk lesz. A fekete lyukak sokkal nagyobbak lennének, ha a térben a legtöbb helyet hatalmas és szupermasszív csillagok foglalják el.
Meg kell jegyezni, hogy a vörös óriás neutroncsillagokká vagy fekete lyukvá történő átalakítása során az Univerzum egyedülálló jelenséget képes túlélni - egy új űrobjektum születését.
A szupernóva születése a csillagok evolúciójának legjelentősebb utolsó szakasza. 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.
Végezetül
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.
