Csillag- égitest, amelyben termonukleáris reakciók mennek, mennek vagy mennek. A csillagok hatalmas, világító gáznemű (plazma) golyók. Gáz-por környezetből (hidrogén és hélium) keletkezik gravitációs kompresszió eredményeként. Az anyag hőmérsékletét a csillagok mélyén több millió kelvinben mérik, a felszínükön pedig több ezer kelvinben. A csillagok túlnyomó többségének energiája a hidrogén héliummá történő átalakulásának termonukleáris reakciói eredményeként szabadul fel, amelyek magas hőmérsékleten fordulnak elő a belső régiókban. A csillagokat gyakran az univerzum fő testeinek nevezik, mivel ezek tartalmazzák a természetben lévő világítóanyag nagy részét. A csillagok hatalmas tárgyak, gömb alakúak, héliumból és hidrogénből, valamint egyéb gázokból állnak. A csillag energiája a magjában található, ahol minden második hélium kölcsönhatásba lép a hidrogénnel. Mint minden szerves anyag az univerzumban, a csillagok is felkelnek, fejlődnek, megváltoznak és eltűnnek – ez a folyamat több milliárd évig tart, és „Csillagfejlődés” folyamatnak nevezik.

1. A csillagok evolúciója

Csillagfejlődés- a változások sorozata, amelyen egy csillag élete során, azaz több százezer, millió vagy milliárd éven keresztül megy keresztül, miközben fényt és hőt sugároz. A csillagok hideg, ritkított csillagközi gázfelhőként kezdik meg életét (egy ritkított gáznemű közeg, amely kitölti a csillagok közötti teret), saját gravitációja hatására összezsugorodik, és fokozatosan golyó alakot vesz fel. Összenyomva a gravitáció energiája (az összes anyagi test közötti univerzális alapvető kölcsönhatás) hővé alakul, és a tárgy hőmérséklete nő. Amikor a középpontban a hőmérséklet eléri a 15-20 millió K-t, termonukleáris reakciók indulnak be, és a kompresszió leáll. Az objektum teljes értékű csillaggá válik. A csillagok életének első szakasza hasonló a Napéhoz – a hidrogénciklus reakciói uralják. Ebben az állapotban marad élete nagy részében, a Hertzsprung-Russell diagram fő szekvenciáján (1. ábra) található (a csillag abszolút magnitúdója, fényessége, spektrális osztálya és felszíni hőmérséklete közötti összefüggést mutatja, 1910). amíg a tüzelőanyag el nem fogy a magjában. Amikor a csillag közepén lévő összes hidrogén héliummá alakul, egy héliummag képződik, és a hidrogén termonukleáris égése a perifériáján folytatódik. Ebben az időszakban a csillag szerkezete megváltozik. Fényereje növekszik, a külső rétegek kitágulnak, a felszíni hőmérséklet csökken - a csillag vörös óriássá válik, amely a Hertzsprung-Russell diagramon ágat alkot. A csillag sokkal kevesebb időt tölt ezen az ágon, mint a fő sorozaton. Amikor a héliummag felhalmozódott tömege jelentőssé válik, nem tudja elviselni saját súlyát, és zsugorodni kezd; ha a csillag elég nagy tömegű, akkor az emelkedő hőmérséklet a hélium további termonukleáris átalakulását okozhatja nehezebb elemekké (hélium szénné, szén oxigénné, oxigén szilíciummá, végül a szilícium vasvá).

2. Termonukleáris fúzió a csillagok belsejében

1939-re megállapították, hogy a csillagok energiájának forrása a csillagok belsejében fellépő termonukleáris fúzió. A legtöbb csillag azért sugárzik, mert belsejében négy proton egyesül egy sor közbenső lépésen keresztül egyetlen alfa-részecskévé. Ez az átalakulás két fő módon mehet végbe: proton-proton vagy p-p-ciklus, illetve szén-nitrogén vagy CN-ciklus. Kis tömegű csillagokban az energiafelszabadulást elsősorban az első ciklus, a nehéz csillagoknál a második ciklus biztosítja. A csillagok nukleáris üzemanyag-ellátása korlátozott, és folyamatosan sugárzásra költik. A termonukleáris fúzió folyamata, amely energiát szabadít fel és megváltoztatja a csillag anyagának összetételét, kombinálva a gravitációval, amely hajlamos a csillagot összenyomni és energiát is felszabadítani, valamint a felszínről érkező sugárzás, amely a felszabaduló energiát elszállítja. a csillagfejlődés fő mozgatórugói. A csillagok evolúciója egy óriási molekulafelhőben kezdődik, amelyet csillagbölcsőnek is neveznek. A galaxis "üres" terének nagy része valójában 0,1-1 molekulát tartalmaz cm-enként?. Egy molekulafelhő sűrűsége körülbelül egymillió molekula per cm?. Egy ilyen felhő tömege méretéből adódóan 100 000-10 000 000-szer haladja meg a Nap tömegét: 50-300 fényév átmérőjű. Míg a felhő szabadon foroghat az otthoni galaxis közepe körül, semmi sem történik. A gravitációs tér inhomogenitása miatt azonban perturbációk léphetnek fel benne, amelyek helyi tömegkoncentrációhoz vezethetnek. Az ilyen perturbációk a felhő gravitációs összeomlását okozzák. Az egyik ehhez vezető forgatókönyv két felhő ütközése. Az összeomlást okozó másik esemény az lehet, hogy egy felhő áthalad egy spirálgalaxis sűrű karján. Szintén kritikus tényező lehet egy közeli szupernóva felrobbanása, amelynek lökéshulláma nagy sebességgel ütközik majd a molekulafelhővel. Ezenkívül lehetséges a galaxisok ütközése, amely csillagkeletkezési robbanást idézhet elő, mivel az ütközés során a gázfelhők mindegyik galaxisban összenyomódnak. Általánosságban elmondható, hogy a felhő tömegére ható erők bármilyen inhomogenitása elindíthatja a csillagkeletkezés folyamatát. A kialakult inhomogenitások miatt a molekuláris gáz nyomása már nem tudja megakadályozni a további összenyomódást, és a gravitációs vonzás hatására a gáz gyülekezni kezd a leendő csillag középpontja körül. A felszabaduló gravitációs energia fele a felhő felmelegítésére, a fele pedig fénysugárzásra megy el. A felhőkben a nyomás és a sűrűség a középpont felé növekszik, a központi rész összeomlása gyorsabban megy végbe, mint a periféria. Az összehúzódás előrehaladtával a fotonok szabad útja csökken, és a felhő egyre kevésbé lesz átlátszó saját sugárzása számára. Ez gyorsabb hőmérséklet-emelkedést és még gyorsabb nyomásemelkedést eredményez. Ennek eredményeként a nyomásgradiens kiegyenlíti a gravitációs erőt, hidrosztatikus mag keletkezik, amelynek tömege a felhő tömegének körülbelül 1%-a. Ez a pillanat láthatatlan. A protocsillag további fejlődése a mag "felszínére" folyamatosan hulló anyag felhalmozódása, amely ennek köszönhetően megnövekszik. A felhőben szabadon mozgó anyagtömeg kimerül, és a csillag láthatóvá válik az optikai tartományban. Ezt a pillanatot tekintik a protocsillag fázis végének és a fiatal csillag fázis kezdetének. A csillagkeletkezés folyamata egyetlen módon leírható, de a csillag fejlődésének további szakaszai szinte teljes mértékben a tömegétől függenek, és csak a csillagfejlődés legvégén játszhat szerepet a kémiai összetétel.

A csillagközi közeg kondenzációjával keletkezik. Megfigyelések révén meg lehetett állapítani, hogy a csillagok különböző időpontokban keletkeztek és a mai napig kelnek.

A csillagok evolúciójában a fő probléma az energiájuk eredetének kérdése, aminek köszönhetően izzanak és hatalmas mennyiségű energiát sugároznak ki. Korábban számos elméletet terjesztettek elő, amelyek célja a csillagok energiaforrásainak azonosítása volt. Azt hitték, hogy a csillagenergia folyamatos forrása a folyamatos kompresszió. Ez a forrás természetesen jó, de nem képes hosszú ideig fenntartani a megfelelő sugárzást. A 20. század közepén erre a kérdésre megtalálták a választ. A sugárzás forrása a termonukleáris fúziós reakciók. E reakciók eredményeként a hidrogén héliummá alakul, és a felszabaduló energia áthalad a csillag belsejében, átalakul és kisugárzik a világtérbe (érdemes megjegyezni, hogy minél magasabb a hőmérséklet, annál gyorsabban mennek végbe ezek a reakciók; ez ezért a forró tömegű csillagok gyorsabban hagyják el a fősorozatot).

Most képzeld el egy csillag megjelenését...

A csillagközi gáz- és porközeg felhője kondenzálódni kezdett. Ebből a felhőből meglehetősen sűrű gázgömb képződik. A golyó belsejében uralkodó nyomás még nem képes egyensúlyba hozni a vonzási erőket, ezért zsugorodni fog (talán ilyenkor kisebb tömegű csomók képződnek a csillag körül, amelyek végül bolygókká alakulnak). Összenyomva a hőmérséklet emelkedik. Így a csillag fokozatosan rátelepszik a fő sorozatra. Ekkor a csillag belsejében lévő gáz nyomása kiegyenlíti a vonzást, és a protocsillag csillaggá változik.

Egy csillag fejlődésének korai szakasza nagyon kicsi, és a csillag ekkor már elmerül egy ködben, ezért nagyon nehéz protocsillagot észlelni.

A hidrogén héliummá alakulása csak a csillag központi régióiban történik. A külső rétegekben a hidrogéntartalom gyakorlatilag változatlan marad. Mivel a hidrogén mennyisége korlátozott, előbb-utóbb kiég. Az energiafelszabadulás a csillag közepén leáll, és a csillag magja zsugorodni kezd, a héj pedig megduzzad. Továbbá, ha a csillag kisebb, mint 1,2 naptömeg, ledobja a külső réteget (bolygóköd kialakulása).

Miután a héj elválik a csillagtól, megnyílnak a belső nagyon forró rétegei, és közben a héj egyre távolabb kerül. Több tízezer év elteltével a héj szétesik, és csak egy nagyon forró és sűrű csillag marad, amely fokozatosan lehűl, fehér törpévé válik. Fokozatosan lehűlve láthatatlan fekete törpékké alakulnak. A fekete törpék nagyon sűrű és hideg csillagok, valamivel nagyobbak, mint a Föld, de tömegük a Napéhoz hasonlítható. A fehér törpék lehűlési folyamata több száz millió évig tart.

Ha egy csillag tömege 1,2-2,5 nap, akkor egy ilyen csillag felrobban. Ezt a robbanást hívják szupernóva. Egy pár másodperc alatt feltörő csillag fényességét százmilliószorosára növeli. Az ilyen járványok rendkívül ritkák. Galaxisunkban körülbelül százévente történik szupernóva-robbanás. Egy ilyen villanás után marad egy köd, aminek nagy a rádiósugárzása, és nagyon gyorsan szóródik is, és az úgynevezett neutroncsillag (erről később). Egy ilyen köd a hatalmas rádiósugárzás mellett röntgensugárzás forrása is lesz, de ezt a sugárzást elnyeli a föld légköre, így csak az űrből lehet megfigyelni.

A csillagrobbanások (szupernóvák) okáról több hipotézis is létezik, de általánosan elfogadott elmélet még nincs. Feltételezhető, hogy ennek oka a csillag belső rétegeinek túl gyors hanyatlása a középpont felé. A csillag gyorsan katasztrofálisan kicsire, körülbelül 10 km-re zsugorodik, sűrűsége ebben az állapotban 10 17 kg/m 3, ami közel áll az atommag sűrűségéhez. Ez a csillag neutronokból áll (miközben úgy tűnik, hogy az elektronok protonokká préselődnek), ezért ún. "NEUTRON". Kezdeti hőmérséklete körülbelül egymilliárd kelvin, de a jövőben gyorsan lehűl.

Ezt a csillagot kis mérete és gyors lehűlése miatt sokáig lehetetlennek tartották megfigyelni. De egy idő után pulzárokat fedeztek fel. Ezekről a pulzárokról kiderült, hogy neutroncsillagok. A rádióimpulzusok rövid távú sugárzása miatt nevezték el így. Azok. a csillag villogni látszik. Ez a felfedezés egészen véletlenül és nem is olyan régen, mégpedig 1967-ben történt. Ezek a periodikus impulzusok abból adódnak, hogy a tekintetünk melletti nagyon gyors forgás során a mágneses tengely kúpja folyamatosan vibrál, ami szöget zár be a forgástengellyel.

A pulzárt nálunk csak mágneses tengely orientáció mellett lehet kimutatni, és ez az összlétszámuk körülbelül 5%-a. Néhány pulzár nem található rádióködben, mivel a ködök viszonylag gyorsan szétszóródnak. Százezer év elteltével ezek a ködök már nem láthatók, a pulzárok korát pedig több tízmillió évre becsülik.

Ha egy csillag tömege meghaladja a 2,5 naptömeget, akkor létezése végén mintegy magába omlik, és saját súlya által összetörik. Pillanatok alatt ponttá válik. Ezt a jelenséget "gravitációs összeomlásnak" nevezték, és ezt az objektumot "fekete lyuknak" is nevezték.

A fentiekből látható, hogy egy csillag fejlődésének végső szakasza a tömegétől függ, de figyelembe kell venni ennek a tömegnek és forgásnak az elkerülhetetlen elvesztését is.

A csillagok, akárcsak az emberek, lehetnek újszülöttek, fiatalok, öregek. Minden pillanatban néhány csillag meghal, és mások keletkeznek. Általában a legfiatalabbak a Naphoz hasonlítanak. A kialakulás szakaszában vannak, és valójában protocsillagokat képviselnek. A csillagászok prototípusuk után T-Taurus csillagoknak hívják őket. Tulajdonságaik – például fényességük – alapján a protocsillagok változóak, hiszen létezésük még nem lépett stabil fázisba. Sokuk körül nagy mennyiségű anyag található. Erőteljes széláramok indulnak ki a T-típusú csillagokból.

Protostárok: az életciklus kezdete

Ha az anyag egy protocsillag felszínére esik, az gyorsan kiég és hővé alakul. Ennek eredményeként a protocsillagok hőmérséklete folyamatosan növekszik. Amikor annyira megemelkedik, hogy nukleáris reakciók indulnak el a csillag közepén, a protocsillag egy közönséges csillag státuszát kapja. A nukleáris reakciók beindulásával a csillagnak állandó energiaforrása van, amely hosszú ideig támogatja létfontosságú tevékenységét. Az, hogy mennyi ideig tart egy csillag életciklusa a világegyetemben, a kezdeti méretétől függ. Azonban úgy gondolják, hogy a Nap átmérőjű csillagok elegendő energiával rendelkeznek ahhoz, hogy kényelmesen létezzenek körülbelül 10 milliárd évig. Ennek ellenére az is előfordul, hogy a nagyobb tömegű csillagok is csak néhány millió évig élnek. Ez annak köszönhető, hogy sokkal gyorsabban égetik el az üzemanyagot.

Normál méretű csillagok

Mindegyik csillag egy csomó forró gáz. Mélyükben folyamatosan zajlik az atomenergia előállításának folyamata. Azonban nem minden csillag olyan, mint a Nap. Az egyik fő különbség a színben van. A csillagok nemcsak sárgák, hanem kékesek, vörösesek is.

Fényerő és fényerő

Különböznek olyan jellemzőkben is, mint a ragyogás, a fényerő. Az, hogy a Föld felszínéről megfigyelt csillag milyen fényes lesz, nemcsak a fényességétől, hanem a bolygónktól való távolságától is függ. Tekintettel a Föld távolságára, a csillagok teljesen eltérő fényességgel rendelkezhetnek. Ez a mutató a Nap fényességének egytízezredétől a több mint egymillió Naphoz hasonló fényességig terjed.

A legtöbb csillag ennek a spektrumnak az alsó szegmensében található, mivel halványak. A Nap sok szempontból átlagos, tipikus csillag. Másokhoz képest azonban sokkal nagyobb a fényereje. A halvány csillagok nagy száma még szabad szemmel is megfigyelhető. A csillagok fényessége a tömegük miatt különbözik egymástól. A színt, a ragyogást és a fényesség időbeli változását az anyag mennyisége határozza meg.

Megpróbálja megmagyarázni a csillagok életciklusát

Az emberek régóta próbálták nyomon követni a csillagok életét, de a tudósok első próbálkozásai meglehetősen félénkek voltak. Az első lépés a Lane-törvény alkalmazása volt a gravitációs összehúzódás Helmholtz-Kelvin hipotézisére. Ez új megértést hozott a csillagászatba: elméletileg a csillag hőmérsékletének addig kell emelkednie (értéke fordítottan arányos a csillag sugarával), amíg a sűrűség növekedése lelassítja az összehúzódási folyamatokat. Ekkor az energiafogyasztás magasabb lesz, mint a bevétele. Ezen a ponton a csillag gyorsan lehűl.

Hipotézisek a csillagok életéről

A csillagok életciklusára vonatkozó eredeti hipotézisek egyikét Norman Lockyer csillagász javasolta. Úgy gondolta, hogy a csillagok a meteorikus anyagból keletkeznek. Hipotézisének rendelkezései ugyanakkor nemcsak a csillagászatban elérhető elméleti következtetésekre, hanem a csillagok spektrális elemzésének adataira is épültek. Lockyer meg volt győződve arról, hogy az égitestek evolúciójában részt vevő kémiai elemek elemi részecskékből – „protoelemekből” állnak. A modern neutronokkal, protonokkal és elektronokkal ellentétben nem általános, hanem egyedi jellegük van. Például Lockyer szerint a hidrogén az úgynevezett „protohidrogénre” bomlik; a vasból „proto-vas” lesz. Más csillagászok is megpróbálták leírni egy csillag életciklusát, például James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Óriás- és törpecsillagok

A nagyobb csillagok a legforróbbak és a legfényesebbek. Általában fehérek vagy kékesek. Annak ellenére, hogy gigantikus méreteik vannak, a bennük lévő üzemanyag olyan gyorsan kiég, hogy néhány millió év alatt elveszítik.

A kis csillagok, ellentétben az óriási csillagokkal, általában nem olyan fényesek. Vörös színűek, elég sokáig élnek - több milliárd évig. De az égbolt legfényesebb csillagai között vannak vörös és narancssárga csillagok is. Példa erre az Aldebaran csillag - az úgynevezett "bikaszem", amely a Bika csillagképben található; valamint a Skorpió csillagképben. Miért képesek ezek a menő csillagok felvenni a versenyt a fényességben az olyan forró csillagokkal, mint a Szíriusz?

Ez annak a ténynek köszönhető, hogy egyszer nagyon kitágultak, és átmérőjükben elkezdték meghaladni a hatalmas vörös csillagokat (szuperóriásokat). A hatalmas terület lehetővé teszi, hogy ezek a csillagok egy nagyságrenddel több energiát sugározzanak ki, mint a Nap. És ez annak ellenére, hogy a hőmérsékletük sokkal alacsonyabb. Például az Orion csillagképben található Betelgeuse átmérője több százszor nagyobb, mint a Nap átmérője. A közönséges vörös csillagok átmérője pedig általában a Nap méretének tizede sem. Az ilyen csillagokat törpének nevezik. Minden égitest át tud menni a csillagok életciklusának ilyen típusán – ugyanaz a csillag életének különböző szakaszaiban lehet vörös óriás és törpe is.

A Naphoz hasonló világítótestek általában a benne lévő hidrogénnek köszönhetően támogatják létezésüket. A csillag magjában héliummá alakul. A Napnak hatalmas mennyiségű üzemanyaga van, de még ez sem végtelen – az elmúlt ötmilliárd év során a tartalék felét elhasználták.

A csillagok élettartama. A csillagok életciklusa

Miután a csillag belsejében lévő hidrogénkészletek kimerültek, komoly változások következnek. A maradék hidrogén nem a magjában kezd égni, hanem a felszínen. Ebben az esetben a csillag élettartama egyre jobban csökken. A csillagok körforgása, legalábbis a legtöbbjük, ebben a szegmensben átmegy a vörös óriás stádiumába. A csillag mérete nagyobb lesz, és hőmérséklete éppen ellenkezőleg, csökken. Így jelenik meg a legtöbb vörös óriás, valamint a szuperóriás. Ez a folyamat része a csillagokkal végbemenő változások átfogó sorozatának, amelyet a tudósok a csillagok evolúciójának neveztek. A csillagok életciklusa magában foglalja annak minden szakaszát: végül minden csillag megöregszik és meghal, és létezésük időtartamát közvetlenül az üzemanyag mennyisége határozza meg. A nagy sztárok hatalmas, látványos robbanással fejezik be életüket. A szerényebbek éppen ellenkezőleg, meghalnak, és fokozatosan fehér törpék méretére zsugorodnak. Aztán egyszerűen elhalványulnak.

Meddig él egy átlagos sztár? Egy csillag életciklusa kevesebb, mint 1,5 millió évtől 1 milliárd évig vagy még tovább is tarthat. Mindez, mint mondtuk, összetételétől és méretétől függ. A Naphoz hasonló csillagok 10-16 milliárd évig élnek. A nagyon fényes csillagok, mint a Sirius, viszonylag rövid ideig élnek - mindössze néhány száz millió évig. Egy csillag életciklus diagramja a következő szakaszokat tartalmazza. Ez egy molekuláris felhő - a felhő gravitációs összeomlása - szupernóva születése - protocsillag evolúciója - a protocsillag fázis vége. Ezután következnek a szakaszok: egy fiatal csillag szakaszának kezdete - az élet közepe - érettség - egy vörös óriás stádiuma - egy bolygóköd - egy fehér törpe szakasza. Az utolsó két fázis a kis csillagokra jellemző.

A planetáris ködök természete

Tehát röviden megvizsgáltuk egy csillag életciklusát. De mi ez? A hatalmas vörös óriásból fehér törpévé válva a csillagok néha levetkőzik külső rétegeikről, majd a csillag magja meztelen lesz. A gázburok a csillag által kibocsátott energia hatására világítani kezd. Ez a szakasz arról a tényről kapta a nevét, hogy a világító gázbuborékok ebben a héjban gyakran úgy néznek ki, mint a bolygók körüli korongok. De valójában semmi közük a bolygókhoz. A gyermekeknek szánt csillagok életciklusa nem feltétlenül tartalmazza az összes tudományos részletet. Csak az égitestek fejlődésének fő fázisait lehet leírni.

csillaghalmazok

A csillagászok nagyon szeretnek felfedezni, van egy olyan hipotézis, hogy minden világító pontosan csoportosan születik, és nem egyenként. Mivel az azonos halmazba tartozó csillagok hasonló tulajdonságokkal rendelkeznek, a köztük lévő különbségek igazak, és nem a Föld távolságából adódóan. Bármilyen változtatást is hajtanak végre ezek a csillagok, azok ugyanabban az időben és egyenlő feltételek mellett kezdődnek. Különösen sok tudáshoz juthatunk, ha megvizsgáljuk tulajdonságaik tömegtől való függését. Végül is a halmazokban lévő csillagok kora és a Földtől való távolságuk megközelítőleg egyenlő, tehát csak ebben a mutatóban térnek el egymástól. A klaszterek nem csak a hivatásos csillagászok érdeklődésére tarthatnak számot – minden amatőr szívesen készít egy gyönyörű fotót, csodálja meg kivételesen gyönyörű kilátásukat a planetáriumban.

A csillagfejlődés a csillagászatban azoknak a változásoknak a sorozata, amelyeken a csillag élete során, azaz évmilliók vagy milliárdok alatt megy keresztül, miközben fényt és hőt sugároz. Az ilyen kolosszális időszakokban a változások meglehetősen jelentősek.

A csillagok evolúciója egy óriási molekulafelhőben kezdődik, amelyet csillagbölcsőnek is neveznek. A galaxis „üres” terének nagy része valójában 0,1 és 1 közötti molekulát tartalmaz cm3-enként. Ezzel szemben 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.

Amíg a felhő szabadon kering a natív galaxis közepe körül, semmi sem történik. A gravitációs tér inhomogenitása miatt azonban zavarok léphetnek fel benne, ami helyi tömegkoncentrációhoz vezethet. Az ilyen perturbációk a felhő gravitációs összeomlását okozzák. Az egyik ehhez vezető forgatókönyv két felhő ütközése. Egy másik összeomlást okozó esemény lehet egy felhő áthaladása egy spirálgalaxis sűrű karján. Szintén kritikus tényező lehet egy közeli szupernóva felrobbanása, amelynek lökéshulláma nagy sebességgel ütközik majd a molekulafelhővel. Ezenkívül lehetséges a galaxisok ütközése, amely csillagkeletkezési robbanást idézhet elő, mivel az ütközés során a gázfelhők mindegyik galaxisban összenyomódnak. Általánosságban elmondható, hogy a felhő tömegére ható erők bármilyen inhomogenitása elindíthatja a csillagkeletkezés folyamatát.
A kialakult inhomogenitások miatt a molekuláris gáz nyomása már nem tudja megakadályozni a további összenyomódást, a gravitációs vonzási erők hatására a gáz a jövőbeni csillagok központjai körül gyülekezni kezd. A felszabaduló gravitációs energia felét a felhő fűtésére, felét fénysugárzásra fordítják. A felhőkben a nyomás és a sűrűség a középpont felé növekszik, a központi rész összeomlása gyorsabban megy végbe, mint a periféria. Az összehúzódás előrehaladtával a fotonátlag szabad útja csökken, és a felhő egyre kevésbé lesz átlátszó saját sugárzása számára. Ez gyorsabb hőmérséklet-emelkedést és még gyorsabb nyomásemelkedést eredményez. Végül a nyomásgradiens kiegyenlíti a gravitációs erőt, hidrosztatikus mag keletkezik, amelynek tömege a felhő tömegének körülbelül 1%-a. Ez a pillanat láthatatlan – a gömböcske átlátszatlan az optikai tartományban. A protocsillag további fejlődése a mag „felszínére” folyamatosan hulló anyag felhalmozódása, amely ennek köszönhetően megnövekszik. A végén a felhőben szabadon mozgó anyagtömeg kimerül, és a csillag láthatóvá válik az optikai tartományban. Ezt a pillanatot tekintik a protocsillag fázis végének és a fiatal csillag fázis kezdetének.

Az impulzusmegmaradás törvénye szerint a felhő méretének csökkenésével a forgási sebessége nő, és egy bizonyos pillanatban az anyag egyetlen testként leáll, és rétegekre oszlik, amelyek egymástól függetlenül tovább omlanak. . E rétegek száma és tömege a molekulafelhő kezdeti tömegétől és forgási sebességétől függ. Ezektől a paraméterektől függően különféle égitestrendszerek jönnek létre: csillaghalmazok, kettős csillagok, csillagok bolygókkal.

A fiatal sztár egy fiatal csillag fázisa.

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

Fiatal kis tömegű csillagok

A kis tömegű (legfeljebb a Nap tömegének háromszorosát elérő) fiatal csillagok, amelyek a fősorozat felé tartanak, teljesen konvekciósak - a konvekciós folyamat a csillag teljes testét lefedi. Valójában még mindig protocsillagokról van szó, amelyek központjában a magreakciók csak most kezdődnek, és az összes sugárzás elsősorban a gravitációs kompressziónak köszönhető. Amíg a hidrosztatikus egyensúly létre nem jön, a csillag fényereje állandó effektív hőmérsékleten csökken. Ahogy az összehúzódás lelassul, a fiatal csillag megközelíti a fő sorozatot. Az ilyen típusú objektumok a T Tauri csillagokhoz kapcsolódnak.

Ekkor a 0,8 naptömegnél nagyobb tömegű csillagokban a mag átlátszóvá válik a sugárzás számára, és a magban a sugárzási energiaátadás válik uralkodóvá, mivel a konvekciót egyre inkább hátráltatja a csillaganyag növekvő tömörödése. A csillagtest külső rétegeiben a konvektív energiaátadás érvényesül.

Ahogy a csillag összehúzódik, a degenerált elektrongáz nyomása növekedni kezd, és a csillag bizonyos sugarának elérésekor az összehúzódás leáll, ami a csillag magjában az összehúzódás okozta további hőmérséklet-emelkedés megtorpanásához vezet. majd annak csökkenésére. A 0,0767 naptömegnél kisebb csillagok esetében ez nem történik meg: a magreakciók során felszabaduló energia soha nem lesz elegendő a belső nyomás és a gravitációs összehúzódás egyensúlyára. Az ilyen „csillagok alatti csillagok” több energiát sugároznak ki, mint amennyi a termonukleáris reakciók során keletkezik, és az úgynevezett barna törpékhez tartoznak. Sorsuk az állandó összehúzódás, amíg a degenerált gáz nyomása meg nem állítja azt, majd a fokozatos lehűlés az összes megindult fúziós reakció megszűnésével.

Közepes tömegű fiatal csillagok

A közepes tömegű (2-8 naptömegű) fiatal csillagok minőségileg pontosan ugyanúgy fejlődnek, mint kisebb testvéreik, azzal az eltéréssel, hogy a fősorozatig nincs konvektív zónájuk. Az ilyen típusú objektumok az ún. csillagok Ae\Be Herbig B-F0 spektrális típusú irreguláris változók. Vannak lemezeik és bipoláris fúvókáik is. Az anyag felszínről való kiáramlásának sebessége, a fényesség és az effektív hőmérséklet lényegesen magasabb, mint a T Taurusnál, így hatékonyan felmelegítik és szétoszlatják a protostelláris felhő maradványait.

Fiatal csillagok, amelyek tömege meghaladja a 8 naptömeget

Fiatal csillagok, amelyek tömege meghaladja a 8 naptömeget. Az ilyen tömegű csillagok már rendelkeznek a normál csillagok jellemzőivel, mert átmentek az összes közbenső szakaszon, és olyan sebességű magreakciót tudtak elérni, amely kompenzálta a sugárzás okozta energiaveszteséget, miközben a tömeg felhalmozódott a hidrosztatikus egyensúly eléréséhez. a mag. Ezeknél a csillagoknál a tömeg és a fényerő kiáramlása olyan nagy, hogy nemcsak megállítják a molekulafelhő külső tartományainak gravitációs összeomlását, amelyek még nem váltak a csillag részévé, hanem éppen ellenkezőleg, eloszlatják azokat. Így a kialakult csillag tömege észrevehetően kisebb, mint a protostelláris felhő tömege. Valószínűleg ez magyarázza a körülbelül 300 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok hiányát galaxisunkban.

egy csillag életciklusának közepén

A csillagok sokféle színben és méretben kaphatók. A legfrissebb becslések szerint spektrális típusuk a forró kéktől a hideg vörösig terjed, tömegük pedig 0,0767-től körülbelül 300 naptömegig terjed. A csillag fényereje és színe a felszínének hőmérsékletétől függ, amelyet viszont a tömege határoz meg. Minden új csillag „elfoglalja a helyét” a fő sorozaton kémiai összetételének és tömegének megfelelően.

A kicsi és hideg vörös törpék lassan elégetik hidrogéntartalékaikat, és több tízmilliárd évig a fő sorozaton maradnak, míg a hatalmas szuperóriások már néhány tízmillió (és néhány millió) év elteltével elhagyják a fő sorozatot.

A közepes méretű csillagok, mint a Nap, átlagosan 10 milliárd évig maradnak a fő sorozatban. Úgy tartják, hogy a Nap még mindig rajta van, hiszen életciklusa közepén jár. Amint a csillag kimeríti a mag hidrogénkészletét, elhagyja a fő sorozatot.

csillagérettség

Egy bizonyos idő elteltével - egymilliótól több tízmilliárd évig (a kezdeti tömegtől függően) - a csillag kimeríti a mag hidrogénkészletét. A nagy és forró csillagokban ez sokkal gyorsabban történik, mint a kicsiben és a hidegebb csillagokban. A hidrogénkészlet kimerülése a termonukleáris reakciók leállásához vezet.

Az e reakciók által generált nyomás nélkül, amely egyensúlyba hozza a belső gravitációt a csillag testében, a csillag újra összehúzódni kezd, ahogy korábban is történt kialakulása során. A hőmérséklet és a nyomás ismét emelkedik, de a protocsillag szakasztól eltérően sokkal magasabb szintre. Az összeomlás addig tart, amíg megközelítőleg 100 millió K hőmérsékleten meg nem kezdődnek a héliumot tartalmazó termonukleáris reakciók.

Az anyag termonukleáris "égetése" új szintre emelkedett a csillag szörnyű tágulását okozza. A csillag "felduzzad", nagyon "lazává" válik, mérete pedig körülbelül 100-szorosára nő. Így a csillag lesz, 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 fénycsillagokkal, miután kimerül a hidrogénkészletük belsejében. Mivel a világegyetem 13,7 milliárd éves, ami nem elegendő az ilyen csillagok hidrogén-üzemanyag-készletének kimerítéséhez, a jelenlegi elméletek az ilyen csillagokban végbemenő folyamatok számítógépes szimulációin alapulnak.

Egyes csillagok csak néhány aktív zónában képesek héliumot szintetizálni, ami instabilitásukat 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 naptömegnél kisebb tömegű csillag még azután sem képes átalakítani a héliumot, ha a magjában a hidrogénnel lejátszódó reakciók megszűnnek - egy ilyen csillag tömege túl kicsi ahhoz, hogy a gravitációs összenyomás új fázisát olyan mértékben biztosítsa, amely elegendő gyújtás" hélium. Ilyen csillagok közé tartoznak a vörös törpék, például a Proxima Centauri, amelyek fő sorozatának élettartama több tízmilliárdtól több tíz billió évig terjed. Magukban a termonukleáris reakciók befejeződése után fokozatosan lehűlve tovább gyengén sugároznak az elektromágneses spektrum infravörös és mikrohullámú tartományában.

közepes méretű csillagok

Amikor egy csillag eléri a vörös óriásfázis átlagos méretét (0,4-3,4 naptömeg), a hidrogén véget ér a magjában, és megindulnak a szénszintézis reakciói a héliumból. Ez a folyamat magasabb hőmérsékleten megy végbe, ezért a magból kiáramló energia növekszik, és ennek eredményeként a csillag külső rétegei tágulni kezdenek. A szénszintézis kezdete új szakaszt jelent egy csillag életében, és egy ideig folytatódik. A Naphoz közeli csillagnál ez a folyamat körülbelül egymilliárd évig tarthat.

A kisugárzott energia mennyiségének változása miatt a csillag instabil időszakokon megy keresztül, beleértve a méret, a felszíni hőmérséklet és az energiafelszabadulás változásait. Az energiafelszabadulás az alacsony frekvenciájú sugárzás felé tolódik el. Mindez az erős csillagszelek és az intenzív pulzáció miatt növekvő tömegvesztéssel jár. Az ebben a fázisban lévő csillagokat pontos jellemzőiktől függően "késői típusú csillagoknak" (más néven "nyugdíjas csillagoknak"), OH-IR csillagoknak vagy Mira-szerű csillagoknak nevezik. 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 héliumfúziós reakciók nagyon érzékenyek a hőmérsékletre. Néha ez nagy instabilitáshoz vezet. A legerősebb pulzációk keletkeznek, amelyek eredményeképpen a külső rétegek kellő gyorsulást adnak ahhoz, hogy leesjenek és bolygóköddé alakuljanak. Egy ilyen köd közepén megmarad a csillag csupasz magja, amelyben a termonukleáris reakciók leállnak, és lehűlve hélium fehér törpévé alakul, amelynek tömege általában 0,5-0,6 naptömeg lehet. és a Föld átmérőjének nagyságrendjének megfelelő átmérője.

Röviddel a hélium felvillanása után a szén és az oxigén "világít"; ezen események mindegyike a csillag testének komoly átalakulását és gyors mozgását okozza a Hertzsprung-Russell diagram mentén. A csillag atmoszférájának mérete még tovább növekszik, és a csillagok táguló széláramok formájában intenzíven veszít gázból. A csillag központi részének sorsa teljes mértékben a kezdeti tömegétől függ - a csillag magja a következőképpen fejezheti be fejlődését:

• (kis tömegű csillagok)
• neutroncsillagként (pulzárként), ha a csillag tömege az evolúció későbbi szakaszaiban meghaladja a Chandrasekhar határértéket
• mint egy fekete lyuk, ha a csillag tömege meghaladja az Oppenheimer-Volkov határértéket

Az utolsó két helyzetben egy csillag evolúciója katasztrofális eseménnyel – szupernóva-robbanással – végződik.

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 sűrűsége milliószor nagyobb lesz, mint a vízé, a csillagot fehér törpének nevezik. Megfosztják az energiaforrásoktól, és fokozatosan lehűlve láthatatlanná válik.

A Napnál nagyobb tömegű csillagokban a degenerált elektronok nyomása nem tudja megállítani az atommag további összehúzódását, és az elektronok elkezdenek „nyomódni” atommagokká, ami a protonokat neutronokká alakítja, amelyek között nincs elektrosztatikus taszító erő. Az anyag ilyen neutronizálása ahhoz a tényhez vezet, hogy a csillag méretét, amely valójában egy hatalmas atommag, több kilométerben mérik, és a 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 egy vörös szuperóriás színpadára lép, magja a gravitációs erők hatására zsugorodni kezd. A kompresszió növekedésével a hőmérséklet és a sűrűség nő, és a termonukleáris reakciók új sorozata kezdődik meg. Az ilyen reakciókban egyre nehezebb elemek szintetizálódnak: hélium, szén, oxigén, szilícium és vas, ami átmenetileg visszafogja az atommag összeomlását.

Ennek eredményeként, ahogy a periódusos rendszer egyre több nehéz eleme képződik, a vas-56 szilíciumból szintetizálódik. Ebben a szakaszban a további exoterm termonukleáris fúzió lehetetlenné válik, mivel a vas-56-os mag maximális tömeghibás, és nehezebb energiafelszabadulású atommagok képződése 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 következik be az anyag neutronizálásával.

Az erős neutrínó sugarak és a forgó mágneses tér kiszorítja a csillag által felhalmozott anyag nagy részét - az úgynevezett ülőelemeket, beleértve a vasat és a könnyebb elemeket. A táguló anyagot a csillagmagból kibocsátott neutronok bombázzák, befogják őket, és ezáltal a vasnál nehezebb elemek halmaza jön létre, beleértve a radioaktívakat is, egészen az uránig (és esetleg Kaliforniáig). A szupernóva-robbanások tehát megmagyarázzák a vasnál nehezebb elemek jelenlétét a csillagközi anyagban, de nem ez az egyetlen lehetséges módja a keletkezésüknek, amit például a technéciumcsillagok is demonstrálnak.

A robbanáshullám és a neutrínó sugarai az anyagot a haldokló csillagtól a csillagközi térbe szállítják. Ezt követően, ahogy lehűl és az űrben halad, ez a szupernóva-anyag ütközhet más űrszeméttel, és részt vehet új csillagok, bolygók vagy műholdak kialakulásában.

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

neutroncsillagok

Ismeretes, hogy egyes szupernóvákban az erős gravitáció a szuperóriás belsejében az elektronok elnyelését okozza az atommagban, ahol protonokkal egyesülve neutronokat képeznek. Ezt a folyamatot neutronizációnak nevezik. A közeli atommagokat elválasztó elektromágneses erők eltűnnek. A csillagok magja jelenleg atommagokból és egyedi neutronokból álló sűrű golyó.
Az ilyen, neutroncsillagoknak nevezett csillagok rendkívül kicsik – nem nagyobbak egy nagyvárosnál –, és elképzelhetetlenül nagy a sűrűségük. Keringési periódusuk rendkívül lerövidül a csillag méretének csökkenésével (a szögimpulzus megmaradása miatt). Néhány neutroncsillag 600 fordulatot tesz meg másodpercenként. Némelyiküknél a sugárzási vektor és a forgástengely közötti szög olyan lehet, hogy a Föld beleesik az e sugárzás által alkotott kúpba; ebben az esetben lehetséges a csillag forgási periódusával megegyező időközönként ismétlődő sugárzási impulzus rögzítése. Az ilyen neutroncsillagokat „pulzároknak” nevezték, és ők lettek az első felfedezett neutroncsillagok.

Fekete lyukak

Nem minden csillag válik neutroncsillaggá, miután túljutott a szupernóva-robbanás fázisán. 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. Ekkor a csillagból fekete lyuk lesz.

A fekete lyukak létezését az általános relativitáselmélet jósolta meg. Ezen elmélet szerint az anyag és az információ semmilyen körülmények között nem hagyhatja el a fekete lyukat. A kvantumhatások azonban ezt valószínűleg elkerülik, például Hawking-sugárzás formájában. Számos nyitott kérdés maradt. Különösen a közelmúltig a fő kérdés megválaszolatlan maradt: „Vannak egyáltalán fekete lyukak?”. Ahhoz ugyanis, hogy biztosan kijelenthessük, hogy egy adott objektum fekete lyuk, meg kell figyelni az eseményhorizontját. Ez pusztán a horizont definíciója alapján lehetetlen, de az ultra-hosszú alapvonali rádióinterferometria segítségével a gáz ottani mozgásából meghatározható az objektum közelében lévő metrika, valamint rögzíthető a gyors, ezredmásodperces változékonyság. csillagtömegű fekete lyukak. Ezeknek az egy objektumban megfigyelt tulajdonságoknak végre be kell bizonyítaniuk, hogy a megfigyelt objektum fekete lyuk.

Jelenleg a fekete lyukak csak közvetett megfigyelésekre állnak rendelkezésre. Így, ha megfigyeljük az aktív galaxisok magjainak fényességét, megbecsülhetjük annak az objektumnak a tömegét, amelyre akkréció történik. Ezenkívül egy objektum tömege megbecsülhető a galaxis forgási görbéjéből vagy az objektum közelében lévő csillagok forgási gyakoriságából, a viriális tétel segítségével. Egy másik lehetőség az aktív galaxisok központi régiójából származó gáz emissziós vonalainak profiljának megfigyelése, amely lehetővé teszi annak forgási sebességének meghatározását, amely blézárokban eléri a másodpercenkénti több tízezer kilométert. Sok galaxis esetében a középpont tömege túl nagynak bizonyul a szupermasszív fekete lyukon kívül minden más objektum számára. Vannak olyan tárgyak, amelyeken nyilvánvaló anyagfelhalmozódás látható, de a lökéshullám által okozott specifikus sugárzás nem figyelhető meg. Ebből arra következtethetünk, hogy az akkréció nem áll meg a csillag szilárd felületénél, hanem egyszerűen nagyon nagy gravitációs vöröseltolódású régiókba megy át, ahol a modern elképzelések és adatok szerint (2009) nincs álló objektum, kivéve egy feketét. lyuk, lehetséges.

Sziasztok kedves olvasók! A gyönyörű éjszakai égboltról szeretnék beszélni. Miért az éjszakáról? Kérdezed. Mert jól látszanak rajta a csillagok, ezek a gyönyörű világító kis pöttyök égboltunk fekete-kék hátterében. De valójában nem kicsik, hanem egyszerűen hatalmasak, és a nagy távolság miatt olyan apróknak tűnnek..

Elképzelte már valaki közületek, hogyan születnek a sztárok, hogyan élik az életüket, általában milyen életet élnek? Azt javaslom, hogy most olvassa el ezt a cikket, és képzelje el a csillagok evolúcióját az úton. Készítettem néhány videót vizuális példaként 😉

Az eget sok csillag tarkítja, amelyek között hatalmas por- és gázfelhők, főleg hidrogén szóródnak szét. A csillagok pontosan ilyen ködökben vagy csillagközi régiókban születnek.

Egy csillag olyan sokáig él (akár több tízmilliárd évig), hogy a csillagászok nem tudják nyomon követni az életet az elejétől a végéig, még az egyiket sem. De másrészt lehetőségük van megfigyelni a csillagok fejlődésének különböző szakaszait.

A tudósok egyesítették a kapott adatokat, és nyomon követhették a tipikus csillagok életszakaszait: a csillagok csillagközi felhőben való születésének pillanatát, fiatalságát, középkorát, öregségét és néha nagyon látványos halálát.

Egy csillag születése.

A csillagok megjelenése a köd belsejében lévő anyag tömörödésével kezdődik. A kialakult tömítés mérete fokozatosan csökken, a gravitáció hatására összezsugorodik. Ezen összehúzódás során vagy összeomlik, energia szabadul fel, ami felmelegíti a port és a gázt, és izzást okoz.

Van egy ún protosztár. Középpontjában vagy magjában az anyag hőmérséklete és sűrűsége maximális. Amikor a hőmérséklet eléri a 10 000 000°C körüli hőmérsékletet, a gázban termonukleáris reakciók kezdődnek.

A hidrogénatomok magjai egyesülni kezdenek és hélium atommagokká alakulnak. Ebben a szintézisben hatalmas mennyiségű energia szabadul fel. Ez az energia a konvekció során a felszíni rétegbe kerül, majd fény és hő formájában kisugárzik a térbe. Ily módon a protocsillag valódi csillaggá változik.

A magból érkező sugárzás felmelegíti a gáznemű közeget, nyomást hozva létre, amely kifelé irányul, és így megakadályozza a csillag gravitációs összeomlását.

Az eredmény az, hogy megtalálja az egyensúlyt, azaz állandó méretei, állandó felületi hőmérséklete és állandó mennyiségű energia szabadul fel.

A csillagászok a fejlődés ezen szakaszában csillagot hívnak fősorozat csillaga, jelezve ezzel azt a helyet, amelyet a Hertzsprung-Russell diagramon elfoglal. Ez a diagram egy csillag hőmérséklete és fényereje közötti összefüggést fejezi ki.

A kis tömegű protocsillagok soha nem melegszenek fel a termonukleáris reakció elindításához szükséges hőmérsékletre. Ezek a csillagok a tömörítés eredményeként homályossá válnak vörös törpék , vagy akár halványabb barna törpék . Az első barna törpe csillagot csak 1987-ben fedezték fel.

Óriások és törpék.

A Nap átmérője megközelítőleg 1 400 000 km, felszíni hőmérséklete 6 000°C körüli, sárgás fényt bocsát ki. 5 milliárd éve része a fő csillagsorozatnak.

A hidrogén "üzemanyag" egy ilyen csillagon körülbelül 10 milliárd év alatt kimerül, és főként hélium marad a magjában. Amikor már nincs mit "égetni", az atommagból érkező sugárzás intenzitása már nem elegendő a mag gravitációs összeomlásának kiegyenlítésére.

De az ebben az esetben felszabaduló energia elegendő a környező anyag felmelegítéséhez. Ebben a héjban megindul a hidrogénatommagok szintézise, ​​több energia szabadul fel.

A csillag fényesebben kezd világítani, de most már vöröses fénnyel, ugyanakkor kitágul, tízszeresére növekszik. Most egy ilyen sztár vörös óriásnak nevezik.

A vörös óriás magja összezsugorodik, és a hőmérséklet 100 000 000 °C-ra vagy még magasabbra emelkedik. Itt megy végbe a hélium magfúziós reakciója, amely szénné alakítja. Az ebben az esetben felszabaduló energiának köszönhetően a csillag még mindig körülbelül 100 millió évig világít.

A hélium elfogyása és a reakciók megszűnése után az egész csillag fokozatosan, a gravitáció hatására, majdnem méretre zsugorodik. Az ebben az esetben felszabaduló energia elegendő a csillag számára (most fehér törpe) még egy ideig fényesen világított.

A fehér törpe anyagának összenyomódási foka nagyon magas, ezért nagyon nagy a sűrűsége - egy evőkanál súlya elérheti az ezer tonnát. Így fejlődnek a Napunk méretű csillagai.

Videó, amely bemutatja Napunk fehér törpévé való fejlődését

Egy csillag, amelynek tömege ötször akkora, mint a Nap, sokkal rövidebb életciklusú, és némileg eltérően fejlődik. Az ilyen csillagok sokkal fényesebbek, és felszíni hőmérséklete 25 000 °C vagy több, a csillagok fő sorozatában való tartózkodási ideje csak körülbelül 100 millió év.

Amikor egy ilyen sztár lép színpadra vörös óriás , a magjában a hőmérséklet meghaladja a 600 000 000 °C-ot. Szénfúziós reakciók mennek végbe benne, ami nehezebb elemekké alakul át, beleértve a vasat is.

A csillag a felszabaduló energia hatására olyan méretekre tágul, amelyek több százszor nagyobbak az eredeti méreténél. Egy csillag ebben a szakaszban szuperóriásnak nevezik .

A magban az energiatermelés folyamata hirtelen leáll, és másodperceken belül összezsugorodik. Mindezzel hatalmas mennyiségű energia szabadul fel, és katasztrofális lökéshullám képződik.

Ez az energia áthalad az egész csillagon, és egy robbanás erejével annak jelentős részét a világűrbe löki, ami az ún. szupernóva-robbanás .

A leírtak jobb megjelenítéséhez vegyük figyelembe a csillagok evolúciós ciklusát az ábrán

1987 februárjában hasonló felvillanást figyeltek meg egy közeli galaxisban, a Nagy Magellán-felhőben. Ez a szupernóva rövid ideig fényesebben ragyogott, mint egy billió nap.

A szuperóriás magja összenyomódott és mindössze 10-20 km átmérőjű égitestet alkot, sűrűsége pedig akkora, hogy egy teáskanálnyi anyaga akár 100 millió tonnát is nyomhat!!! Az ilyen égitest neutronokból ésneutroncsillagnak nevezik .

A most keletkezett neutroncsillagnak nagy a forgási sebessége és nagyon erős a mágnesessége.

Ennek eredményeként erős elektromágneses mező jön létre, amely rádióhullámokat és más típusú sugárzást bocsát ki. Nyalábok formájában terjednek ki a csillag mágneses pólusairól.

Ezek a sugarak a csillagnak a tengelye körüli forgása miatt a világűrt pásztázzák. Amikor elrepülnek rádióteleszkópjaink mellett, rövid sorozatoknak vagy impulzusoknak érzékeljük őket. Ezért az ilyen csillagokat hívják pulzárok.

A pulzárokat az általuk kibocsátott rádióhullámoknak köszönhetően fedezték fel. Mára ismertté vált, hogy sok közülük fény- és röntgenimpulzusokat bocsát ki.

Az első könnyű pulzárt a Rák-ködben fedezték fel. Impulzusai másodpercenként 30-szor ismétlődnek.

Más pulzárok impulzusai sokkal gyakrabban ismétlődnek: a PIR (pulzáló rádiósugárzás forrása) 1937+21 másodpercenként 642-szer villan fel. Még elképzelni is nehéz!

A legnagyobb tömegű, a Nap tömegének tízszeresével rendelkező csillagok is szupernóvaként lobbannak fel. De a hatalmas tömeg miatt az összeomlásuk sokkal katasztrofálisabb.

A destruktív összehúzódás még a neutroncsillag kialakulásának szakaszában sem áll meg, olyan régiót hozva létre, amelyben a közönséges anyag megszűnik.

Már csak egy gravitáció maradt, amely olyan erős, hogy semmi, még a fény sem kerülheti el a hatását. Ezt a területet ún fekete lyuk.Igen, a nagy sztárok evolúciója ijesztő és nagyon veszélyes.

Ebben a videóban arról fogunk beszélni, hogyan válik a szupernóvából pulzár és fekete lyuk

Nem tudom, ti hogy vagytok vele, kedves olvasók, de én személy szerint szeretem és nagyon érdekel a tér és minden, ami ezzel kapcsolatos, annyira titokzatos és gyönyörű, hogy lélegzetelállító! A csillagok evolúciója sokat elárult nekünk a jövőnkről és minden.