Katrs no mums vismaz reizi savā dzīvē ieskatījās zvaigžņotajā debesīs. Kāds paskatījās uz šo skaistumu, piedzīvojot romantiskas izjūtas, otrs mēģināja saprast, no kurienes nāk šis skaistums. Dzīve kosmosā, atšķirībā no dzīves mūsu planētas, plūst citā ātrumā. Laiks kosmosā dzīvo savās kategorijās, attālumi un izmēri Visumā ir milzīgi. Mēs reti domājam par to, ka mūsu acu priekšā pastāvīgi attīstās galaktikas un zvaigznes. Katrs bezgalīgās telpas objekts ir noteiktu fizisku procesu rezultāts. Galaktikām, zvaigznēm un pat planētām ir galvenie attīstības posmi.
Mūsu planēta un mēs visi esam atkarīgi no mūsu gaismām. Cik ilgi saule iepriecinās mūs ar savu siltumu, elpojot dzīvi Saules sistēmā? Kas gaida mūs nākotnē miljonos un miljardos gadu? Šajā sakarā ir interesanti uzzināt vairāk par to, kādi ir astronomisko objektu evolūcijas posmi, no kuriem nāk zvaigznes, un to, kā šo brīnišķīgo gaismu dzīvi nakts debesīs.
Zvaigžņu izcelsme, dzimšana un evolūcija
Mūsu Piena ceļa galaktikā un visā Visumā dzīvojošo zvaigžņu un planētu evolūcija lielākoties ir labi izpētīta. Fizikas likumi, kas palīdz izprast kosmisko objektu izcelsmi, strādāt telpā nepārspējami. Šajā gadījumā pamatā ir Lielā sprādziena teorija, kas tagad ir dominējošā doktrīna par Visuma izcelsmes procesu. Pasākums, kas satricināja Visumu un noveda pie Visuma veidošanās, kosmosa standartiem, zibens ātri. Telpai, sākot no zvaigznes dzimšanas līdz nāvei, ir pagājuši mirkļi. Milzīgi attālumi rada visuma nemainības ilūziju. Zvaigznīte, kas atstāja attālumu, spīd mūs par miljardiem gadu, tajā laikā tā var nebūt.
Galaktiku un zvaigznes evolūcijas teorija ir Lielās sprādziena teorijas attīstība. Zvaigznes dzimšanas doktrīna un zvaigžņu sistēmu rašanās ir atšķirīga pēc apjoma un laika, kas, atšķirībā no visuma, var novērot ar moderniem zinātnes līdzekļiem.
Zvaigznes dzīves cikla izpēte ir iespējama ar tuvākās gaismas piemēru. Saule ir viena no simtiem triljonu zvaigžņu mūsu redzamības laukā. Turklāt attālums no Zemes līdz Saulei (150 miljoni km) sniedz unikālu iespēju izpētīt objektu, neatstājot Saules sistēmas robežas. Iegūtā informācija ļaus detalizēti izprast, kā tiek sakārtotas citas zvaigznes, cik ātri šie milzīgie siltuma avoti ir izsmelti, kādi ir zvaigznes attīstības stadijas un kāda būs šī spīdīgās dzīves beigas - klusa un blīva vai dzirkstoša, sprādzienbīstama.
Pēc lielā sprādziena tiny daļiņas veidoja starpzvaigžņu mākoņus, kas kļuva par „slimnīcu” triljoniem zvaigznes. Raksturīgi, ka visas zvaigznes ir dzimušas vienlaicīgi, sarūkoties un paplašinoties. Kompresija kosmiskās gāzes mākoņos notika tās paša smaguma un līdzīgu procesu ietekmē jaunajās zvaigznēs apkārtnē. Paplašināšanās radusies starpzvaigžņu gāzes iekšējā spiediena un gāzes mākoņa iekšējo magnētisko lauku darbības rezultātā. Tajā pašā laikā mākonis rotēja brīvi ap masas centru.
Gāzu mākoņi, kas veidojas pēc sprādziena, ir 98%, kas sastāv no atomu un molekulārā ūdeņraža un hēlija. Tikai 2% šajā masīvā veido putekļus un cietas mikroskopiskas daļiņas. Agrāk tika uzskatīts, ka jebkuras zvaigznes centrā atrodas dzelzs kodols, kas tiek sasildīts līdz miljona grādu temperatūrai. Šis aspekts izskaidroja lielo gaismekļa masu.
Fizisko spēku opozīcijā dominēja saspiešanas spēki, jo gaismas izdalīšanās rezultātā iegūtā gaisma neietekmē gāzes mākoni. Gaisma kopā ar daļu emitētās enerģijas izplatās uz āru, radot negatīvu temperatūru un zema spiediena zonu blīvā gāzes uzkrāšanā. Šādā stāvoklī kosmiskā gāze strauji tiek saspiesta, gravitācijas piesaistes spēku ietekme noved pie fakta, ka daļiņas sāk veidot zvaigžņu vielas. Ja gāzes klasteris ir blīvs, intensīva saspiešana noved pie zvaigznes klastera veidošanās. Kad gāzes mākoņa izmērs ir nenozīmīgs, saspiešana noved pie vienas zvaigznes veidošanās.
Īss apraksts par to, kas notiek, ir tas, ka zvaigznes zvaigzne iet cauri diviem posmiem - ātra un lēna kompresija līdz protostāra stāvoklim. Runājot vienkāršā un saprotamā valodā, ātra saspiešana ir zvaigžņu materiāla nokrišana uz protostāra centru. Lēnā saspiešana notiek protostara veidotā centra fonā. Nākamajos simts tūkstošos gadu laikā jaunais veidojums samazinās, un tā blīvums palielinās miljoniem reižu. Pakāpeniski protostārs kļūst nepārskatāms sakarā ar zvaigžņu materiālu lielo blīvumu, un nepārtraukta saspiešana izraisa iekšējo reakciju mehānismu. Iekšējā spiediena un temperatūras pieaugums noved pie turpmākā smaguma centra veidošanās nākotnē.
Šajā stāvoklī protostārs paliek miljoniem gadu, lēnām izdalot siltumu un pakāpeniski samazinoties, samazinoties. Tā rezultātā parādās jaunas zvaigznes kontūras, un tā satura blīvums ir salīdzināms ar ūdens blīvumu.
Vidēji mūsu zvaigznes blīvums ir 1,4 kg / cm3 - gandrīz tāds pats kā ūdens blīvums sāļajā Nāves jūrā. Saules centrā ir blīvums 100 kg / cm3. Zvaigžņu materiāls nav šķidrā stāvoklī, bet ir plazmas formā.
Milzīga spiediena un aptuveni 100 miljonu K temperatūras ietekmē sākas ūdeņraža cikla termiskās kodolreakcijas. Kompresija tiek pārtraukta, objekta masa palielinās, kad gravitācijas enerģija pārvēršas par ūdeņraža kodolu. No šī brīža jauna zvaigzne, kas izstaro enerģiju, sāk zaudēt masu.
Iepriekš aprakstītā zvaigznes veidošana ir tikai primitīva shēma, kas apraksta zvaigznes evolūcijas un dzimšanas sākuma stadiju. Šodien tādi procesi mūsu galaktikā un visā Visumā ir gandrīz nemanāmi, pateicoties zvaigžņu materiāla intensīvajam izsīkumam. Visa mūsu galaktikas novērojumu visa apzinātā vēsture ir atzīmēta tikai ar atsevišķām jaunām zvaigznēm. Visuma mērogā šo skaitli var palielināt simtiem un tūkstošiem reižu.
Lielākā daļa viņu dzīves, protostāri ir paslēpti no cilvēka acs ar putekļu apvalku. Kodola emisiju var novērot tikai infrasarkanā diapazonā, kas ir vienīgais veids, kā redzēt zvaigznes dzimšanu. Piemēram, 1967. gadā Orionas miglotāja astronomijas zinātnieki atklāja jaunu zvaigzni, kuras radiācijas temperatūra bija 700 grādu Kelvina. Pēc tam izrādījās, ka protostāru dzimtene ir kompakts avots, kas ir pieejams ne tikai mūsu galaktikā, bet arī citās pasaules daļās, kas ir tālu no mums. Papildus infrasarkanajam starojumam jaunu zvaigžņu dzimšanas vietas ir atzīmētas ar intensīviem radio signāliem.
Studiju process un zvaigznes attīstība
Viss zvaigžņu zināšanu process var tikt sadalīts vairākos posmos. Pašā sākumā nosakiet attālumu līdz zvaigznei. Informācija par to, cik tālu no mums ir zvaigzne, cik ilgi gaisma iet no tā, sniedz priekšstatu par to, kas notika ar zvaigzni visu šo laiku. Pēc tam, kad persona iemācījās izmērīt attālumu līdz tālām zvaigznēm, kļuva skaidrs, ka zvaigznes ir vienādas saules, tikai dažāda lieluma un ar dažādiem likteņiem. Zinot attālumu līdz zvaigznei, gaismas intensitātei un izstarotās enerģijas apjomam, var izsekot zvaigznes staru kodolsintēzes procesam.
Pēc attāluma noteikšanas līdz zvaigznim, izmantojot spektrālo analīzi, var aprēķināt zvaigznes ķīmisko sastāvu un noskaidrot tās struktūru un vecumu. Pateicoties spektrogrāfa izskats, zinātnieki varēja izpētīt zvaigžņu gaismas raksturu. Šī ierīce var noteikt un izmērīt zvaigžņu materiāla gāzes sastāvu, kuru zvaigznei ir dažādos tās eksistences posmos.
Pētot Saules un citu zvaigznes enerģijas spektrālo analīzi, zinātnieki secināja, ka zvaigznēm un planētām ir kopīgas saknes. Visiem kosmiskajiem ķermeņiem ir tāda paša veida, līdzīgs ķīmiskais sastāvs, un tie ir iegūti no tā paša jautājuma, kas izriet no lielā sprādziena.
Zvaigžņu materiāls sastāv no tiem pašiem ķīmiskiem elementiem (līdz dzelzs) kā mūsu planēta. Vienīgā atšķirība ir šo vai citu elementu skaitā un procesos, kas notiek Saulē un Zemes cietumā. Tas atdala zvaigznes no citiem Visuma objektiem. Zvaigžņu izcelsme ir jāņem vērā arī citas fiziskas disciplīnas kontekstā - kvantu mehānika. Saskaņā ar šo teoriju jautājums, kas nosaka zvaigžņu materiālu, sastāv no pastāvīgi sadalošiem atomiem un elementārajām daļiņām, kas rada savu mikrokosmu. Ņemot to vērā, ir interese par zvaigznju struktūru, sastāvu, struktūru un evolūciju. Kā izrādījās, mūsu zvaigznes un daudzu citu zvaigznes galvenā masa veido tikai divus elementus - ūdeņradi un hēliju. Teorētiskais modelis, kas apraksta zvaigznes struktūru, ļaus saprast to struktūru un galveno atšķirību no citiem kosmosa objektiem.
Galvenā iezīme ir tā, ka daudziem Visuma objektiem ir noteikts izmērs un forma, bet zvaigzne var mainīt tās lielumu, kad tā attīstās. Karstā gāze ir atomu savienojums, kas ir vāji saistīts viens ar otru. Miljoniem gadu pēc zvaigznes veidošanās sākas zvaigžņu materiāla virsmas slāņa dzesēšana. Zvaigzne lielāko daļu enerģijas piešķir kosmosam, samazinoties vai palielinoties. Siltuma un enerģijas nodošana notiek no zvaigznes iekšējiem reģioniem uz virsmu, kas ietekmē starojuma intensitāti. Citiem vārdiem sakot, tas pats zvaigzne dažādos tā pastāvēšanas periodos atšķiras. Termomehāniskie procesi, kas balstīti uz ūdeņraža cikla reakcijām, veicina vieglo ūdeņraža atomu pārveidošanu par smagākiem elementiem - hēliju un oglekli. Saskaņā ar astrofiziku un kodolzinātnieku teikto, šāda termoaktīvā reakcija ir visefektīvākā no izdalītā siltuma apjoma viedokļa.
Kāpēc kodolsintēzes kodolsintēze nenotiek ar šāda reaktora eksploziju? Lieta ir tāda, ka gravitācijas lauka spēki tajā var saglabāt zvaigžņu materiālus stabilā tilpuma robežās. No tā mēs varam izdarīt nepārprotamu secinājumu: jebkura zvaigzne ir masveida ķermenis, kas saglabā savu lielumu, pateicoties līdzsvaram starp smaguma spēkiem un termoreaktīvo reakciju enerģiju. Šī ideālā dabiskā modeļa rezultāts ir siltuma avots, kas var strādāt ilgu laiku. Tiek pieņemts, ka pirmās dzīvības formas uz Zemes parādījās pirms 3 miljardiem gadu. Saule šajās dienās uzsildīja mūsu planētu tāpat kā tagad. Līdz ar to mūsu zvaigzne ir maz mainījusies, neskatoties uz to, ka izstarotās siltuma un saules enerģijas apjoms ir milzīgs - vairāk nekā 3-4 miljoni tonnu sekundē.
Ir viegli aprēķināt, cik daudz gadu laikā mūsu zvaigzne ir zaudējusi svaru. Tas būs milzīgs skaitlis, bet, pateicoties milzīgajai masai un augstajam blīvumam, šie zaudējumi visā Visumā izskatās nenozīmīgi.
Zvaigžņu evolūcijas posmi
Zvaigznes liktenis ir atkarīgs no zvaigznes sākotnējās masas un tā ķīmiskā sastāva. Kamēr galvenās ūdeņraža rezerves ir koncentrētas kodolā, zvaigzne atrodas tā saucamajā galvenajā secībā. Tiklīdz bija tendence palielināt zvaigznes lielumu, tas nozīmē, ka galvenais kodolsintēzes avots ir izžuvis. Sāka ilgu galīgo debess ķermeņa transformācijas ceļu.
Visuma apgaismojumos sākotnēji ir iedalīti trīs visbiežāk lietotie veidi:
- normālas zvaigznes (dzelteni punduri);
- rūķu zvaigznes;
- milzīgas zvaigznes.
Zvaigznes ar zemu masu (punduri) lēnām sadedzina ūdeņraža krājumus un dzīvo diezgan mierīgi.
Šādas zvaigznes ir lielākā daļa Visumā un mūsu zvaigzne ir dzeltens punduris. Sākot ar vecumu, dzeltenais punduris kļūst par sarkanu milzu vai supergiantu.
Pamatojoties uz zvaigžņu izcelsmes teoriju, zvaigznes veidošanās process Visumā nav beidzies. Spilgtākās zvaigznes mūsu galaktikā ir ne tikai lielākās, salīdzinot ar Sauli, bet arī jaunākās. Astrofiziķi un astronomi sauc šīs zvaigznes zilās supergianses. Galu galā viņi saskaras ar tādu pašu likteni, kas piedzīvo triljonus citu zvaigznes. Pirmkārt, ātra piedzimšana, spoža un dedzīga dzīve, pēc kuras notiek lēna sabrukuma periods. Zvaigznēm, piemēram, Saulei, ir ilgs dzīves cikls, kas atrodas galvenajā secībā (vidējā daļā).
Izmantojot datus par zvaigznes masu, mēs varam uzņemties tās evolūcijas ceļu. Šīs teorijas ilustratīvs piemērs ir mūsu zvaigznes attīstība. Nekas nav mūžīgs. Siltuma kodolsintēzes rezultātā ūdeņradis pārvēršas par hēliju, tāpēc tās sākotnējās rezerves tiek patērētas un samazinātas. Dažreiz, ļoti drīz, šie krājumi beigsies. Spriežot pēc fakta, ka mūsu Saule turpina spīdēt vairāk nekā 5 miljardus gadu, nemainot lielumu, zvaigžņu vecums joprojām var ilgt aptuveni vienu un to pašu periodu.
Ūdeņraža rezervju izsīkšana novedīs pie tā, ka smaguma ietekmē saules kodols sāks strauji sarukt. Sirds blīvums kļūs ļoti augsts, kā rezultātā termoreaktīvie procesi pāriet uz slāņiem, kas atrodas blakus kodolam. Šādu stāvokli sauc par sabrukumu, ko var izraisīt termo kodolreakcijas zvaigznes augšējos slāņos. Augsta spiediena rezultātā tiek aktivizētas termiskās kodolreakcijas, kas saistītas ar hēliju.
Ūdeņraža un hēlija piegāde šajā zvaigžņu daļā ilgs miljoniem gadu. Drīzumā nav iespējams, ka ūdeņraža rezervju izsīkšana palielinās radiācijas intensitāti, palielinās korpusa lielums un pati zvaigzne. Tā rezultātā mūsu saule kļūs ļoti liela. Ja mēs iedomāsimies šo attēlu desmitiem miljardu gadu, tad apžilbinoša spilgta diska vietā, karstā sarkanā gigantiska izmēra diska pakarsies uz debesīm. Sarkanie giganti ir zvaigznes evolūcijas dabiskā fāze, tās pārejas stāvoklis mainīgo zvaigžņu kategorijā.
Šīs transformācijas rezultātā attālums no Zemes līdz Saulei tiks samazināts, lai Zeme nonāktu saules korona ietekmes zonā un sāk tajā „ceptu”. Temperatūra planētas virsmā palielināsies desmitkārtīgi, kas novedīs pie atmosfēras izzušanas un ūdens iztvaikošanas. Tā rezultātā planēta kļūs par nedzīvu akmeņainu tuksnesi.
Zvaigžņu evolūcijas pēdējie posmi
Sasniedzot sarkanā giganta fāzi, normālā zvaigzne kļūst par baltu punduri gravitācijas procesu ietekmē. Ja zvaigznes masa ir aptuveni vienāda ar mūsu Saules masu, visi galvenie procesi tajā notiks mierīgi, bez impulsiem un sprādzienbīstamām reakcijām. Balts punduris mirs ilgu laiku, izbalējot uz pelniem.
Gadījumos, kad zvaigznei sākotnēji bija vairāk nekā saules 1,4 reizes, baltais punduris nebūs pēdējais posms. Zvaigznes saspiešanas procesi sākas ar atomu, molekulāro līmeni ar lielu masu zvaigznes iekšienē. Protoni pārvēršas neitronos, palielinās zvaigžņu blīvums, un tā lielums strauji samazinās.
Zinātniski zināmām neitronu zvaigznēm ir 10-15 km diametrs. Ar šādiem maziem izmēriem neitronu zvaigznei ir milzīga masa. Viens kubikcentimetrs zvaigžņu materiāls var svērt miljardiem tonnu.
Gadījumā, ja mēs sākotnēji izskatījām lielu masu zvaigzni, pēdējais evolūcijas posms aizņem citas formas. Masveida zvaigzne - melns caurums - objekts ar neizpētītu dabu un neprognozējamu uzvedību. Zvaigznes milzīgā masa veicina gravitācijas spēku pieaugumu, kas nosaka saspiešanas spēkus kustībā. Apturēt šo procesu nav iespējams. Materiāla blīvums palielinās, līdz tas kļūst par bezgalību, veidojot atsevišķu telpu (Einšteina relativitātes teorija). Šādas zvaigznes rādiuss beidzot kļūs par nulli, kļūstot par melnu caurumu kosmosā. Melnie caurumi būtu daudz lielāki, ja kosmosā lielākā daļa telpas atradās masīvās un supermassīvajās zvaigznēs.
Jāatzīmē, ka sarkanā giganta pārveidošana par neitronu zvaigzni vai melnu caurumu, Universe var izdzīvot unikālu fenomenu - jauna kosmosa objekta piedzimšanu.
Supernovas dzimšana ir iespaidīgākais pēdējais posms zvaigznju evolūcijā. 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.
Noslēgumā
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.
