Еволюция на звездите

    С течение на времето звездите се  променят- еволюират. В своята еволюция всяка звезда преминава през три основни стадия: протозвезда, ядрен стадий и краен стадий. Началният стадий на протозвезда включва времето преди да започнат ядрените реакции в недрата на младата звезда. През ядрения стадий звездата излъчва за сметка на отделената ядрена енергия и постепенно променя химичния си състав. Продължителността на всеки стадий и видът на крайния продукт, в който се превръща звездата след като изчерпи ядреното си гориво, зависят от нейната маса.

1. Протозвезда

    Звездите се раждат от огромни облаци разреден газ и прах, съдържащи предимно водород и хелий (фиг. 12-1). Под действие на собствените си гравитационни сили на привличане облакът постепенно се свива. При свиването част от гравитационната му потенциална енергия се превръща във вътрешна енергия. Газът се нагрява и започва да свети. Образува се протозвезда, съставена от плътно ядро и газова обвивка с малка плътност. При по- нататъшното свиване масата, плътността и температурата на ядрото продължават да нарастват. Когато температурата в централната област на ядрото достигне 107 K, започват реакции на термоядрен синтез, при които водородът се превръща в хелий. Отделената при тези реакции енергия нагрява още повече ядрото и налягането нараства. Насочените навън сили на натиск, породени от налягането на горещия газ, уравновесяват гравитационните сили, които са насочени към центъра на дярото, и свиването се прекратява (фиг.12-2). С това приключва началният стадий от еволюцията и протозвездата ствата звезда от главна последователност.

2. Ядрен стадий

    Докато протичат ядрени реакции на превръщане на водорода в хелий, звездата се намира върху главната последователност на диаграмата "спектър- светимост". Това е най- продължителният период от ядрения стадий на нейната еволюция. Причините са две:

  1. Водородът е най- енергийното ядрено гориво (при темроядрен синтез от 1 kg водород се отделя 10 пъти повече енергия, отколкото от 1 kg хелий).
  2. Превръщането на водорода в хелий става сравнително бавно и водородното гориво се използва "пестеливо".

Затова, когато са върху главната последователност, звездите излъчват по- малко в сравнение със следващите периоди от ядрения им стадий.

    Времето, през което звездите остават върху главната последователност, т.е. времето, през което водородът е ядреното гориво, зависи от масата на звездите:

(12.1)     години,

където Mе масата на Слънцето, а М е масата на звездата.

По-масивните звезди имат по- висока светимост и отделят повече енергия. Те по- бързо изчерпват водорода си и напускат главната последователност (табл. 12-1).

    След като се изчерпи водородът, в центъра на звездата се образува ядро от хелий, в което престава да се отделя ядрена енергия и то започва да се свива. Ядрени реакции с участието на водород продължават само в тънка обвивка около звездното ядро от хелий. Обвивката започва да се разширява, светимостта на звездата нараства, а ефективната й температура намалява. В резултат на тези процеси звездите с по- малка маса се превръщат в червени гиганти, а по- масивните звезди- в свръхгиганти. По- нататъшната еволюция се определя преди всичко от масата М на звездата (фиг. 12-3).

    На даден етап от свиването на звездното ядро от хелий започват реакции на термоядрен синтез, при който хелият се превръща във въглерод. В звездите със сравнително малка маса ( M < 8M, където M☉  е масата на Слънцето) ядрените реакции се прекратяват след образуването на звездно ядро, съставено предимно от въглерод и известно количество кислород. С това завършва ядреният стадий от тяхната еволюция. При свиването на въглеродните звездни ядра на по- масивните звезди започват термоядрени реакции, в които ядреното гориво вече е самият въглерод. Тези реакции продължават докато се получи звездно ядро от най- стабилния изотоп , който има максимална специфична енергия на връзката.

3. Краен стадий

3.1. Бели джуджета

    След прекратяването на термоядрените реакции налягането вътре в звездата рязко намалява и тя започва да се свива под действие на собствената си гравитация. Това свиване се нарича гравитационен колапс. В зависимост от масата, звездите имат различна съдба. Малките звезди (M < 1,4M) се свиват, докато плътността им стане около 103 kg/cm3. При тези условия веществото е съставено от отделни атомни ядра и несвързани с тях електрони. Свободните електрони образуват газ, чието налягане уравновесява гравитационните сили и свиването се прекратява- звездата се превръща в бяло джудже (фиг. 12-4б). След това тя продължава много бавно да изстива и постепенно "умира"- става тъмна (ненаблюдаема).

Фиг. 12- 4а. Еволюция на Слънцето

3.2. Неутронни звезди

    Когато масата на звездата надминава определена граница (Граничната маса M = 1,4M☉   се нарича граница на Чандрасекар.), при гравитационното свиване веществото е подложено на такъв невероятен натиск, че налягането на електронния газ не е в състояние да спре гравитационния колапс. Атомните ядра се разпадат на протони и неутрони, а протоните се свързват с електроните и се превръщат в неутрони: така се създават неутронните звезди. Те са изградени почти изцяло от неутрони. Плътността на веществото в центъра на неутронните звезди (около 1012 kg/cm3 ) е по- голяма дори от плътността на атомните ядра. Масата на 1 cm3 неутронно вещество е един милиард тона! Неутроните образуват своеобразен "газ", чието налягане е много по- голямо от налягането на електронния газ в белите джуджета. Това голямо налягане спира гравитационното свиване, поради което неутронните звезди са стабилни образувания.

    Диаметърът на неутронните звезди е само около 10- 20 km. Те се въртят изключително бързо около своята ос- правят една обиколка само за части от секундата. Подобно на Земята те създават собствено магнитно поле, което обаче е изключително силно- индукцията му на повърхността на неутронната звезда достига сто милиона тесла (108 Т). Неутронните звезди излъчват в направление на магнитната си ос мощно електромагнитно лъчение (предимно от радиодиапазона). Поради въртенето на звездите, до Земята достигат периодично повтарящи се импулси- неутронните звезди сякаш "проблясват", подобно на морски фарове. Затова те се наричат още пулсари. Мощен пулсар с честота на импулсите около 30 Hz /е разположен в центъра на мъглявината Рак (фиг. 12-5).

Източник: https://astronomy4all.com

3.3. Черни дупки

    Ако масата на звездата е много голяма, гравитационното свиване не може да бъде спряно от нищо. Гравитацията става толкова силна, че дори светлинен лъч не може да напусне повърхността на звездата. Звездата "изчезва" и се образува т.нар. черна дупка. Мощната гравитация предизвиква забавяне на времето: за фиктивен наблюдател, намиращ се на звездата, колапсът продължава само няколко минути, докато за нас изминава цяла вечност. Непосредственото наблюдаване на черна дупка е практически невъзможно. Независимо от това ние можем да узнаем за нейното съществуване. Например черната дупка може да засмуче в себе си облак от междузвезден газ. Частиците на газа се движат по спирала към черната дупка (фиг. 12-6) и под действие на огромните гравитационни сили достигат високи скорости. При удара помежду си те предизвикват рентгеново излъчване. Вече са открити компактни рентгенови източници, за които се предполага, че са черни дупки. Някои учени предполагат, че в черните дупки може би е "скрита" част от масата на Вселената.

Фиг. 12-6. Тази близка черна дупка в съзвездието Скорпион, наречена микроквазар GRO J 1655-40, профучава на фона на Млечния път, движейки се с 400 000 km/h или с 4 пъти по-голяма скорост от галактичните си съседи, получила начален тласък от взрива на Свръхнова. Това е вторият микроквазар, открит в нашата Галактика – така се наричат черните дупки със звездна маса за разлика от квазарите – свръхмасивните черни дупки в ядрата на галактиките. Досега са открити дузина черни дупки - микроквазари, но непряко – чрез оценка на масата на невидимата компонента в двойна система. И “нашата” черна дупка има нормална звезда-компаньон в близост, успяла да се задържи въпреки мощния взрив. Тя все още обикаля около остатъка от масивния си звезден съсед с период от 2,6 дена, приближавайки се все повече, за да бъде разкъсана и погълната от ненаситния звезден труп.

Дали научихме всичко?

Проверете със следния тест!

Любопитно

  • Счита се, че в средата на Млечния път се намира супермасивна черна дупка, която е с 4 милиона пъти по-голяма от масата на Слънцето.
  • Плътността на веществото в центъра на неутронните звезди е огромна - 1012kg/cm3. За сравнение - тази плътност отговаря на масата на цялото човечество, концентрирана в обема на кубче захар. Масата на 1 cm3 неутронно вещество е 109 тона.

Фиг. 12-1. Раждане на звезди, заснето за пръв път от космическия телескоп "Хъбл" през 1995 г. На снимката се вижда гигански газов стълб, от който се източват струи сгъстен водород. След това те се свиват под действие на собствената си гравитация и от тях се образуват протозвезди. Събитието е станало в мъглявината Орел, отдалечена на 7000 светлинни години от Земята.

Фиг. 12-2. Равновесие в звездните ядра- гравитационната сила се уравновесява от противоположно насочената сила на натиск, породена от налягането на горещия газ и от налягането на светлината (за някои звезди).

Таблица 12-1. Време на пребиваване на звезди с различна маса на главната последователност.

Отношение на масата на звездата към масата на Слънцето, M/ M  

Време на пребиваване, години

15

1,0.107

9

2,2.107

5

6,8.107

3

2,3.108

1,5

1,9.109

1

8,2.109

 

Фиг. 12-3. Еволюция на звездите в зависимост от тяхната маса.

Фиг. 12-4а. Планетарната мъглявина Охлюв в съзведието Водолей. В центъра й се намира една от най- горещите звезди в нашата Галактика. Преди да се превърнат в бели джуджета звездите с масата на Слънцето изхвърлят газовата си обвивка, която се разширява и се наблюдава планетарна мъглявина. В центъра на мъглявината остава малка по размери звезда с много висока ефективна температура. На снимката с жълто- оранжев цвят са газовите облаци от водород, а в синьозелено- кислородът.

Фиг. 12- 5. Мъглявината Рак. Гравитационният колапс на големите звезди често е съпроводен с термоядрен взрив в тяхното ядро. Звездата избухва и се наблюдава от Земята като ярка звезда, наречева свръхнова. Голяма част от веществото на звездата се изхвърля в междузвездното пространство и образува разширяваща се газова мъглявина. Взривовете на свръхнови са единствения начин да се синтезират елементи, по- тежки от желязото. След експлозията, ако не се разпръсне изцяло, ядрото на свръхновата се превръща в неутронна звезда или в черна дупка. Мъглявината Рак е образувана след избухването на свръхнова, която е наблюдавана през 1054 година. Тя се е виждала в продължение на 23 дни дори през деня. В центъра на мъглявината е разположен мощен пулсар.

Черни дупки, неутронни звезди, джуджета- филм