A napot, a holdat, a bolygókat és a csillagokat az ókor óta ismerik az emberek. De felismerni azt a tényt, hogy a csillagok többé -kevésbé hasonlítanak a Naphoz, csak sokkal távolabb a Földtől, ez csak a tudomány évezredes fejlődésének köszönhetően volt lehetséges.
Most már tudjuk: a csillagok stabil egyensúlyi állapotban lévő plazmagolyók, amelyek sugárzását belső energiaforrás támogatja. De ez a forrás nem örök, és fokozatosan kimerül. Mivel van tele a csillagok számára? Milyen változások várnak rájuk?
A legrövidebb életű csillag kora is sokszor hosszabb, mint az emberi lét korszaka. Ezért egyszerűen lehetetlen nyomon követni bármely csillag útját születésétől a haláláig. A csillagászok apránként gyűjtenek információkat az űrobjektumokról és sorsukról - a Földre telepített és távoli pályákra vitt távcsövek segítségével. Pedig a sztárok szerényen beszélnek magukról. Sokan nyugodtan viselkednek, de vannak, akiknek élete tele van meglepetésekkel: fellángolnak, majd elhalványulnak, majd növekednek, majd csökkennek, előfordul, hogy felrobbannak - ekkor fényük szó szerint tíz -százszor nő a szemünk előtt. Nem is olyan régen felfedeztek olyan pulzusokat, amelyek rövid sorozatokban bocsátanak ki energiát …
Hogyan lehet megmagyarázni a világosság ilyen változatosságát? Vajon nem a természet szeszélye - az egymástól teljesen eltérő űrtárgyak bősége? Vagy mind különböző formájúak, a csillagok életének különböző szakaszainak felelnek meg?
A csillag születését általában egy kozmikus porfüggöny rejti el, amely elnyeli a fényt. Csak az infravörös (IR) fotometria és a rádiócsillagászat megjelenésével vált elérhetővé a jelenség gáz- és porkomplexumokban való tanulmányozása, amelyek minden valószínűség szerint a csillagok születésével voltak összefüggésben. A kutatók olyan területeket azonosítottak, ahol a többség fiatal, tárgyakat képez - protostars. Életük nagy részében elrejti őket egy poros héj, amely lassan rájuk telepedik. "Kioltja" a mag sugárzását, több száz fokra melegszik, és ennek a hőmérsékletnek megfelelően bocsát ki magát. Ez a sugárzás figyelhető meg az infravörös tartományban, és szinte csak így lehet észlelni a protostars -t.
1967 -ben felfedeztek egy infravörös csillagot (700 Kelvin fokos sugárzási hőmérséklettel) az Orion -ködben, fényességében és átmérőjében körülbelül ezerszer nagyobb, mint a Nap. Ezzel a felfedezéssel kezdetét vette egy protosztelláris objektumok egész osztályának tanulmányozása.
Később kiderült, hogy a Tejút régióiban (ez a mi galaxisunk), ahol a csillagok születése tűnik a legvalószínűbbnek, nemcsak az infravörös, hanem a rádiótartományban is vannak kompakt források. Ez megnyugtató volt, mert a rádiójeleket, más frekvenciákkal ellentétben, nem torzítják el a por tömegei. A rádióteleszkópok által gyűjtött információk lehetővé tették a csillagászok állítását: Az optikai tartományban teljesen láthatatlan tárgyakkal telített Orion -köd az egyik "csillaggyártó gyár".
Feltételezzük, hogy a csillagképződés összetett folyamata bármely kellően nagy gáz- és porfelhőben előfordulhat. Például egy lökéshullám, egy távoli szupernóva -robbanás visszhangja, kiváltó tényezőként szolgálhat a csillag kialakulásához. Egy ilyen hullám felborítja a bizonytalan egyensúlyt - a felhő töredékekre oszlik, amelyek mindegyike zsugorodni kezd. A gáz összenyomódásának sebessége az anyag sűrűségétől és a mágneses mező jelenlététől függ. Ez a legelső szegmens a csillagképződés útján.
Évek millióinak kell eltelniük, mielőtt az első nukleáris reakciók elindításához szükséges feltételek megteremtődnének a formáló objektum belsejében. Ekkor jön el a sztár "születésnapja". Azonban több millió évbe telik, amíg energiát halmoz fel, és kiszabadul a körülötte lévő poros gubóból. A csillagközi közegből a csillagok keletkezésének leírt folyamatát hatalmas halmazok erősítik meg - a nagy fényességű, forró csillagok asszociációi.
A csillagok 90% -ánál, valamint a Napnál az energiaforrás a termonukleáris reakciók, nevezetesen a hidrogén héliummá való átalakítása. A Nap, amely már 4,5 milliárd éves, meglehetősen stabil: a felület mérete, tömege és hőmérséklete gyakorlatilag nem változik.
A csillagászok, akik figyelemmel kísérik csillagunk jellemzőit, arra a következtetésre jutnak: a Nap belsejében termelt energia elegendő ahhoz, hogy nagyon hosszú ideig fenntartsa az állandó sugárzást. De a hidrogénkészletek korlátozottak, és amikor elfogynak, egy újabb szakasz kezdődik a csillagok életében.
Különböző tömegű csillagokban az öregedési folyamat különböző módon megy végbe. Azokban, akiknek tömege egy vagy két napenergia, héliummag keletkezik. Felületén, vékony gömbrétegben a hidrogén tovább ég, biztosítva a csillag fényességét. Külső területei tágulni kezdenek, és a felszíni hőmérséklet csökken. Ahogy a hidrogén kiég, a héliummag összehúzódik, sűrűsége nő, a hőmérséklet emelkedik, de a csillag tömege nem elegendő ahhoz, hogy a magban elegendő hőmérsékletet biztosítson az égéshez. És valamikor, bár még van hidrogén, égése leáll. A mag elveszíti a táguló héj megtartásának képességét, és fokozatosan elkezdődik az elválasztásuk. Ezt az elméleti forgatókönyvet alátámasztják megfigyelések? Igen, első szakaszában vörös óriások születnek - hideg masszív csillagok, kiterjesztett, ritka héjú és forró sűrű maggal. Vagyis a vörös óriások régiója a közepes tömegű csillagok öregedésének helye. További sorsuk más tárgyakhoz kapcsolódik - bolygó ködökhöz.
A bolygó köd egy gázhéj, amelynek közepén egy meglehetősen magas hőmérsékletű csillag található. A boríték az egykori vörös óriás légkörének külső része, a központi csillag pedig a magja, amely a légkör elválasztása után maradt. A kagylógáz a csillagból származó ionizáló sugárzás hatására izzik. Az evolúció során a burok másodpercenként 10-50 kilométeres sebességgel tágul, a csillag összehúzódik, és a hőmérséklete emelkedik. Tehát végül egy fehér törpe képződik minden bolygó köd közepén - egy kompakt csillag, amelynek hőmérséklete körülbelül 100 000 Kelvin fok.
Az elméletek szerint a masszívabb csillagok sorsa nagyon drámai lehet. Tehát a Nap tömegének tízszeresét meghaladó csillagokban a hidrogén héliummá alakulása nagyon gyorsan bekövetkezik, majd kezdődik a következő szakasz - a hélium szénné alakul, és a szénatomok nehezebb elemeket képeznek. A reakciók folyamatosan zajlanak, de fokozatosan elhalványulnak, ha vas képződik. Ebben a szakaszban a csillag magja vasionokból áll.
A csillag stabilitását a gravitációs erők és a fűtött gáz nyomása közötti egyensúly határozza meg, amelyet elektronok biztosítanak. De a vasmagok elektronokat tudnak befogni a környező gázból, a nyomás csökken és a gravitáció átveszi az uralmat. Fokozatosan kiderül, hogy a csillag közepén lévő összes anyag neutronokból áll. A kritikus érték elérésekor összeomlás következik be - visszafordíthatatlan, szinte azonnali tömörítés. Ugyanakkor hatalmas mennyiségű energia szabadul fel, a csillag külső héja felrobban, szétszóródik az űrben, és feltárja a központi magot - egy neutroncsillagot. Szupernóva robbanás történik. (Egy ilyen robbanás eredménye, amelyet 1054-ben észleltek a Földön, az úgynevezett rák-köd volt.)
Korunkban a neutroncsillagok léte és a szupernóva -robbanásokkal való kapcsolatuk kétségtelen. És 1932 -ben a szovjet fizikus, L. D. Landau -t az ilyen űrobjektumok kialakulásáról tisztán elméleti absztrakcióként fogták fel.
Ha a csillagok haláláról beszélünk, akkor nem hagyhatjuk figyelmen kívül a fekete lyukakat. Elméletileg lehetséges, hogy létezésének végére a csillag tömege túl nagy ahhoz, hogy fehér törpévé vagy stabil neutroncsillaggá váljon, ezért maradványai fekete lyukba omlanak - egy erőteljes gravitációs mezővel rendelkező tárgyba. ne engedje el semmilyen sugárzást.
A haldokló csillagok kompakt tárgyakká változnak, tömegeik egy részét az űrbe juttatják, és ezáltal biztosítják a következő csillaggenerációk születését.
