Ieder van ons heeft minstens één keer in zijn leven in de sterrenhemel gekeken. Iemand keek naar deze schoonheid, ervoer romantische gevoelens, de andere probeerde te begrijpen waar al deze schoonheid vandaan komt. Leven in de ruimte stroomt, anders dan het leven op onze planeet, met een andere snelheid. Tijd in de ruimte leeft in zijn eigen categorieën, de afstanden en groottes in het universum zijn enorm. We denken zelden aan het feit dat voor onze ogen constant sterrenstelsels en sterrenstelsels evolueren. Elk object in de eindeloze ruimte is het resultaat van bepaalde fysieke processen. Sterrenstelsels, sterren en zelfs planeten hebben belangrijke ontwikkelingsfasen.
Onze planeet en we zijn allemaal afhankelijk van ons licht. Hoe lang zal de zon ons verheugen met zijn warmte, het leven inblazen in het zonnestelsel? Wat wacht ons in de toekomst in miljoenen en miljarden jaren? In dit opzicht is het nieuwsgierig om meer te leren over wat de stadia zijn van de evolutie van astronomische objecten, waar de sterren vandaan komen en hoe het leven van deze prachtige lichten aan de nachtelijke hemel eindigt.
De oorsprong, geboorte en evolutie van sterren
De evolutie van de sterren en planeten die ons melkwegstelsel en het hele universum bevolken, is voor het grootste deel goed bestudeerd. De wetten van de fysica, die helpen de oorsprong van kosmische objecten te begrijpen, werken onwrikbaar in de ruimte. De basis in dit geval is gebaseerd op de theorie van de Big Bang, die nu de dominante doctrine is over het proces van de oorsprong van het universum. De gebeurtenis die het universum schokte en leidde tot de vorming van het universum, door ruimtevaartnormen, razendsnel. Voor de ruimte, van de geboorte van een ster tot de dood, passeren momenten. Enorme afstanden creëren de illusie van standvastigheid van het universum. Een ster die in de verte flitste, straalt ons miljarden jaren uit, op dat moment misschien niet.
De theorie van de evolutie van sterrenstelsels en sterren is een ontwikkeling van de oerknaltheorie. De doctrine van de geboorte van sterren en de opkomst van sterrenstelsels is verschillend in schaal en timing, die, in tegenstelling tot het universum als geheel, kan worden waargenomen met moderne wetenschappelijke middelen.
Het bestuderen van de levenscyclus van sterren is mogelijk op het voorbeeld van het dichtstbijzijnde licht voor ons. De zon is een van de honderden triljoenen sterren in ons gezichtsveld. Bovendien biedt de afstand van de aarde tot de zon (150 miljoen km) een unieke gelegenheid om een object te verkennen zonder de grenzen van het zonnestelsel te verlaten. De verkregen informatie zal toelaten om in detail te begrijpen hoe andere sterren gerangschikt zijn, hoe snel deze gigantische warmtebronnen uitgeput zijn, wat de ontwikkelingsstadia van een ster zijn en wat het einde van dit schitterende leven zal zijn - stil en zwak of sprankelend, explosief.
Na de Big Bang vormden kleine deeltjes interstellaire wolken, die het "ziekenhuis" werden voor biljoenen sterren. Het is kenmerkend dat alle sterren tegelijkertijd werden geboren als resultaat van samentrekking en expansie. Compressie in de wolken van kosmisch gas vond plaats onder invloed van zijn eigen zwaartekracht en soortgelijke processen in nieuwe sterren in de buurt. Uitzetting is ontstaan als gevolg van interne druk van interstellair gas en onder invloed van magnetische velden in de gaswolk. Tegelijkertijd draaide de wolk vrij rond zijn zwaartepunt.
De gaswolken gevormd na de explosie zijn voor 98% samengesteld uit atomaire en moleculaire waterstof en helium. Slechts 2% in dit array is verantwoordelijk voor stof en vaste microscopisch kleine deeltjes. Eerder werd gedacht dat in het centrum van elke ster de kern van ijzer ligt, verwarmd tot een temperatuur van een miljoen graden. Dit aspect verklaarde de enorme massa van het licht.
In de tegenstelling tussen fysieke krachten heersten compressiekrachten, omdat het licht dat door het vrijkomen van energie vrijkomt niet in de gaswolk doordringt. Het licht verspreidt zich, samen met een deel van de uitgezonden energie, naar buiten, waardoor een negatieve temperatuur en een lagedrukzone ontstaat in een dichte gasophoping. Omdat het in een dergelijke toestand verkeert, wordt het kosmische gas snel samengedrukt, de invloed van de krachten van zwaartekrachtattractie leidt ertoe dat deeltjes stellaire materie beginnen te vormen. Wanneer een gascluster dicht is, leidt een intense compressie tot de vorming van een sterrenhoop. Wanneer de grootte van de gaswolk onbeduidend is, leidt de compressie tot de vorming van een enkele ster.
Een korte beschrijving van wat er gebeurt is dat de toekomst van de ster door twee fasen gaat - snelle en langzame compressie naar de toestand van de protoster. Spreken in eenvoudige en begrijpelijke taal, snelle compressie is de val van de stellaire materie naar het centrum van de protoster. Langzame compressie vindt plaats op de achtergrond van het gevormde midden van de protoster. Gedurende de volgende honderdduizend jaar is de nieuwe formatie kleiner geworden en neemt de dichtheid ervan miljoenen malen toe. Geleidelijk aan wordt de protoster ondoorzichtig vanwege de hoge dichtheid van stellaire materie, en de voortdurende compressie triggert het mechanisme van interne reacties. De groei van interne druk en temperaturen leidt tot de vorming van een toekomstig zwaartepunt in de toekomstige ster.
In deze staat blijft de protoster miljoenen jaren lang, geeft langzaam warmte af en neemt geleidelijk aan toe, afnemend in omvang. Als gevolg hiervan komen de contouren van een nieuwe ster naar voren en wordt de dichtheid van de substantie vergelijkbaar met de dichtheid van water.
Gemiddeld is de dichtheid van onze ster 1,4 kg / cm3 - bijna hetzelfde als de dichtheid van water in de zoute Dode Zee. In het midden van de zon heeft een dichtheid van 100 kg / cm3. De stellaire materie is niet in een vloeibare toestand, maar in de vorm van een plasma.
Onder invloed van enorme druk en temperatuur van ongeveer 100 miljoen K, beginnen thermonucleaire reacties van de waterstofcyclus. De compressie stopt, de massa van het voorwerp neemt toe als de energie van de zwaartekracht verandert in thermonucleaire verbranding van waterstof. Vanaf dit punt begint een nieuwe ster, die energie uitstraalt, massa te verliezen.
De hierboven beschreven formatie van een ster is slechts een primitief schema dat de beginfase van de evolutie en de geboorte van een ster beschrijft. Tegenwoordig zijn dergelijke processen in onze melkweg en in het hele universum bijna onmerkbaar door de intense uitputting van stellair materiaal. Voor de hele bewuste geschiedenis van observaties van onze melkweg zijn alleen geïsoleerde verschijningen van nieuwe sterren opgemerkt. Op de schaal van het universum kan dit aantal honderden en duizenden keren worden verhoogd.
Het grootste deel van hun leven zijn protosterren verborgen voor het menselijk oog door een stofomhulsel. De emissie van de kern kan alleen in het infrarode bereik worden waargenomen, wat de enige manier is om de geboorte van een ster te zien. Bijvoorbeeld, in 1967 ontdekten astronomische wetenschappers in de Orionnevel een nieuwe ster, waarvan de stralings temperatuur 700 graden Kelvin was. Vervolgens bleek dat de geboorteplaats van protosterren compacte bronnen zijn, die niet alleen beschikbaar zijn in onze melkweg, maar ook in andere delen van het universum die ver van ons verwijderd zijn. Naast infraroodstraling worden de geboorteplaatsen van nieuwe sterren gemarkeerd door intense radiosignalen.
Het proces van studeren en de evolutie van sterren
Het hele proces van het kennen van de sterren kan worden onderverdeeld in verschillende fasen. Bepaal aan het begin de afstand tot de ster. Informatie over hoe ver de ster van ons verwijderd is, hoe lang het licht er vanaf gaat, geeft een idee van wat er met al die tijd met de ster is gebeurd. Nadat een persoon de afstand tot verre sterren had leren meten, werd het duidelijk dat de sterren dezelfde zonnen zijn, alleen van verschillende grootte en met verschillende bestemmingen. Door de afstand tot de ster te kennen, door het lichtniveau en de hoeveelheid uitgestraalde energie, kan men het proces van thermonucleaire fusie van de ster volgen.
Na het bepalen van de afstand tot de ster, kan men, met behulp van spectrale analyse, de chemische samenstelling van de ster berekenen en de structuur en leeftijd ervan ontdekken. Dankzij het uiterlijk van de spectrograaf hebben wetenschappers de aard van het licht van sterren kunnen bestuderen. Dit apparaat kan de gassamenstelling van de stellaire materie bepalen en meten, die de ster in verschillende stadia van zijn bestaan heeft.
Terwijl ze de spectrale analyse van de energie van de zon en andere sterren bestudeerden, kwamen wetenschappers tot de conclusie dat de evolutie van sterren en planeten gemeenschappelijke wortels heeft. Alle kosmische lichamen hebben hetzelfde type, dezelfde chemische samenstelling en zijn afgeleid van dezelfde materie als gevolg van de oerknal.
Stellaire materie bestaat uit dezelfde chemische elementen (tot ijzer) als onze planeet. Het enige verschil zit in het aantal van deze of andere elementen en in de processen die plaatsvinden op de zon en binnenin het firmament van de aarde. Dit onderscheidt de sterren van andere objecten in het universum. De oorsprong van de sterren moet ook worden beschouwd in de context van een andere fysieke discipline - de kwantummechanica. Volgens deze theorie bestaat de materie die de stellaire materie bepaalt uit het constant delen van atomen en elementaire deeltjes die hun eigen microkosmos creëren. In dit licht is van belang de structuur, samenstelling, structuur en evolutie van sterren. Het bleek dat de hoofdmassa van onze ster en vele andere sterren slechts twee elementen vertegenwoordigt - waterstof en helium. Een theoretisch model dat de structuur van de ster beschrijft, maakt het mogelijk om hun structuur en het grootste verschil met andere ruimtevoorwerpen te begrijpen.
Het belangrijkste kenmerk is dat veel objecten in het universum een bepaalde afmeting en vorm hebben, terwijl een ster de grootte kan veranderen als deze zich ontwikkelt. Heet gas is een samenstelling van atomen die zwak aan elkaar zijn gebonden. Miljoenen jaren na de stervorming begint de afkoeling van de oppervlaktelaag van stellaire materie. De ster geeft het meeste energie aan de ruimte, afnemend of groter in omvang. De overdracht van warmte en energie gebeurt van de binnenste gebieden van de ster naar het oppervlak, waardoor de intensiteit van de straling wordt beïnvloed. Met andere woorden, dezelfde ster in verschillende periodes van zijn bestaan ziet er anders uit. Thermonucleaire processen gebaseerd op reacties van de waterstofcyclus dragen bij tot de transformatie van lichte waterstofatomen in zwaardere elementen - helium en koolstof. Volgens astrofysici en nucleaire wetenschappers is een dergelijke thermonucleaire reactie het meest effectief in termen van de hoeveelheid afgegeven warmte.
Waarom sluit thermonucleaire fusie van de kern niet af met de explosie van een dergelijke reactor? Het ding is dat de krachten van het zwaartekrachtveld erin stellaire materie kunnen houden binnen de grenzen van het gestabiliseerde volume. Hieruit kunnen we een ondubbelzinnige conclusie trekken: elke ster is een massief lichaam, dat zijn grootte behoudt door het evenwicht tussen de krachten van de zwaartekracht en de energie van thermonucleaire reacties. Het resultaat van dit ideale natuurlijke model is een warmtebron die lang kan werken. Er wordt aangenomen dat de eerste levensvormen op aarde 3 miljard jaar geleden verschenen. De zon in die tijd verwarmde onze planeet precies zoals het nu is. Bijgevolg is onze ster weinig veranderd, ondanks het feit dat de schaal van de uitgestraalde hitte en zonne-energie enorm is - meer dan 3-4 miljoen ton per seconde.
Het is gemakkelijk om te berekenen hoeveel in de loop van de jaren van zijn bestaan onze ster is afgevallen. Dit zal een enorm getal zijn, maar vanwege de enorme massa en hoge dichtheid ervan, lijken dergelijke verliezen over het heelal onbeduidend.
Stadia van de evolutie van sterren
Het lot van de ster hangt af van de oorspronkelijke massa van de ster en de chemische samenstelling ervan. Zolang de hoofdreserves van waterstof geconcentreerd zijn in de kern, bevindt de ster zich in de zogenaamde hoofdreeks. Zodra er een neiging was om de grootte van de ster te vergroten, betekent dit dat de belangrijkste bron voor thermonucleaire fusie is opgedroogd. Begon een lange laatste weg van transformatie van een hemellichaam.
Gevormd in de universum-armaturen zijn in eerste instantie verdeeld in drie meest voorkomende soorten:
- normale sterren (gele dwergen);
- dwergsterren;
- gigantische sterren.
Sterren met een lage massa (dwergen) verbranden langzaam waterstofopslagplaatsen en leven hun leven redelijk rustig.
Zulke sterren zijn de meerderheid in het universum en onze ster is een gele dwerg. Met het begin van de ouderdom, wordt de gele dwerg een rode reus of een superreus.
Gebaseerd op de theorie van de oorsprong van sterren, is het proces van het vormen van sterren in het universum niet geëindigd. De helderste sterren in onze melkweg zijn niet alleen de grootste, in vergelijking met de zon, maar ook de jongste. Astrofysici en astronomen noemen deze sterren blauwe superreuzen. Uiteindelijk worden ze geconfronteerd met hetzelfde lot, dat triljoenen andere sterren ervaart. Ten eerste, de snelle geboorte, briljante en vurige leven, waarna er een periode van langzaam verval komt. Sterren zoals de zon hebben een lange levenscyclus en bevinden zich in de hoofdreeks (in het middengedeelte).
Met behulp van gegevens over de massa van een ster, kunnen we ervan uitgaan dat het een evolutionair ontwikkelingspad is. Een illustratieve illustratie van deze theorie is de evolutie van onze ster. Niets is eeuwig. Als gevolg van thermonucleaire fusie wordt waterstof omgezet in helium, daarom worden de aanvankelijke reserves ervan verbruikt en verminderd. Soms zullen deze aandelen snel opraken. Te oordelen naar het feit dat onze zon meer dan 5 miljard jaar blijft schijnen, zonder in omvang te veranderen, kan de volwassen leeftijd van de ster nog steeds ongeveer dezelfde periode duren.
De uitputting van waterstofreserves zal ertoe leiden dat de kern van de zon onder invloed van de zwaartekracht snel begint te krimpen. De kerndichtheid zal zeer hoog worden, met als gevolg dat thermonucleaire processen naar de lagen naast de kern zullen gaan. Zo'n toestand wordt instorting genoemd, die kan worden veroorzaakt door thermonucleaire reacties in de bovenste lagen van de ster. Als gevolg van hoge druk worden thermonucleaire reacties met helium getriggerd.
De toevoer van waterstof en helium in dit deel van de ster zal miljoenen jaren duren. Het is niet erg snel dat uitputting van waterstofreserves zal leiden tot een toename van de intensiteit van straling, een toename van de grootte van de schaal en de grootte van de ster zelf. Als gevolg hiervan zal onze zon erg groot worden. Als we ons dit beeld in tientallen miljarden jaren voorstellen, dan zal in plaats van een oogverblindende heldere schijf een hete rode schijf van gigantische afmetingen aan de hemel hangen. De rode reuzen zijn de natuurlijke fase van de evolutie van een ster, de overgangsstaat in de categorie van variabele sterren.
Als gevolg van deze transformatie zal de afstand van de aarde tot de zon afnemen, zodat de aarde in de invloedszone van de zonnecorona zal vallen en daarin begint te 'roosten'. De temperatuur op het oppervlak van de planeet zal vertienvoudigen, wat zal leiden tot het verdwijnen van de atmosfeer en de verdamping van water. Als gevolg hiervan zal de planeet veranderen in een levenloze rotsachtige woestijn.
De laatste stadia van de evolutie van sterren
Na het bereiken van de fase van de rode reus, wordt de normale ster een witte dwerg onder invloed van zwaartekrachtprocessen. Als de massa van de ster ongeveer gelijk is aan de massa van onze Zon, zullen alle hoofdprocessen erin rustig plaatsvinden, zonder impulsen en explosieve reacties. De witte dwerg zal voor een lange tijd sterven, vervaagd tot as.
In gevallen waar de ster 1,4 keer een massa meer dan 1,4 keer de zon had, zal de witte dwerg niet de laatste fase zijn. Met een grote massa in de ster beginnen de processen van verdichting van stellaire materie op atomair, moleculair niveau. Protonen veranderen in neutronen, de dichtheid van de ster neemt toe en de grootte neemt snel af.
Neutronsterren die bekend zijn bij de wetenschap hebben een diameter van 10-15 km. Met zulke kleine afmetingen heeft de neutronenster een enorme massa. Eén kubieke centimeter stellaire materie kan miljarden tonnen wegen.
In het geval dat we in eerste instantie een ster van een grote mis behandelden, neemt de laatste fase van de evolutie andere vormen aan. Het lot van een massieve ster - een zwart gat - een object met onontgonnen karakter en onvoorspelbaar gedrag. De enorme massa van de ster draagt bij aan een toename van de zwaartekrachten die de drukkrachten in gang zetten. Dit proces opschorten is niet mogelijk. De dichtheid van materie neemt toe totdat deze in het oneindige verandert en een enkelvoudige ruimte vormt (Einstein's relativiteitstheorie). De straal van zo'n ster zal uiteindelijk nul worden en een zwart gat in de ruimte worden. Zwarte gaten zouden veel groter zijn als in de ruimte het grootste deel van de ruimte bezet was door massieve en superzware sterren.
Opgemerkt moet worden dat tijdens de transformatie van een rode reus in een neutronenster of in een zwart gat, het universum een uniek fenomeen kan overleven - de geboorte van een nieuw ruimtevoorwerp.
De geboorte van een supernova is de meest indrukwekkende laatste fase in de evolutie van sterren. 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.
