Fødselen til enhver stjerne skjer på omtrent samme måte - som et resultat av kompresjon og komprimering under påvirkning av sin egen tyngdekraft av en sky, som hovedsakelig inneholder interstellar gass og støv. Ifølge forskere er det denne kompresjonsprosessen som bidrar til dannelsen av nye stjerner. For tiden, takket være moderne utstyr, kan forskere se denne prosessen. I et teleskop ser det ut som visse soner som ser ut som mørke flekker på en lys bakgrunn. De kalles "gigantiske molekylære skykomplekser." Disse sonene fikk dette navnet på grunn av det faktum at de inneholder hydrogen i form av molekyler. Disse kompleksene eller systemene, sammen med kuleformede stjernehoper, er de største strukturene i galaksen med en diameter på opptil 1300 lysår.
Samtidig med prosessen med kompresjon av tåken dannes det også tette mørke runde skyer av gass og støv, som kalles "Bock-kuler". Det var den amerikanske astronomen Bok som først beskrev disse kulene, og det er derfor de nå kalles slik. I utgangspunktet er massen til kulen 200 ganger massen til solen. Men gradvis fortsetter kulene å kondensere, få masse og tiltrekke seg stoff fra nærliggende områder på grunn av deres tyngdekraft. Det er verdt å ta hensyn til det faktum at den indre delen av kulen tykner mange ganger raskere enn den ytre delen. I sin tur fører dette til oppvarming og rotasjon av kulen. Denne prosessen fortsetter i flere hundre tusen år, hvoretter en protostjerne dannes.
Ettersom stjernens masse øker, tiltrekkes mer og mer materie. Det frigjøres også energi fra gassen som er komprimert inne, noe som fører til dannelse av varme. I denne forbindelse øker trykket og temperaturen til stjernen, noe som fører til det glødende mørkerøde lyset. Protostjernen er preget av sin ganske store størrelse. Til tross for at varmen er jevnt fordelt over hele overflaten, anses den fortsatt som relativt kald. I kjernen fortsetter temperaturen å øke. I tillegg roterer den og får en noe flat form. Denne prosessen varer flere millioner år.
Unge stjerner er svært vanskelig å se, spesielt med det blotte øye. De kan kun undersøkes med spesialutstyr. Dette skyldes det faktum at på grunn av den mørke støvskyen som omgir stjernene, er gløden til unge stjerner praktisk talt usynlig.
Dette er hvordan stjerner blir født, utvikler seg og dør. På hvert stadium av deres utvikling har stjerner sin egen spesifikke masse, temperatur og lysstyrke. I denne forbindelse er alle stjerner vanligvis klassifisert i:
Hovedsekvens stjerner;
Dvergstjerner;
Kjempestjerner.
Hvilke stjerner er giganter
Dermed taler gigantiske stjerner for seg selv og har følgelig en betydelig større radius og høy lysstyrke, i motsetning til de hovedsekvensstjernene som har samme overflatetemperatur. Radiusen til gigantiske stjerner er vanligvis i området fra 10 til 100 solradier, og har en lysstyrke fra 10 til 1000 solar luminositeter. Temperaturen til gigantiske stjerner er relativt lav på grunn av massen til stjernen, siden den er fordelt over hele stjerneoverflaten, og når rundt 5000 grader.
Det finnes imidlertid også stjerner som har en lysstyrke som er mange ganger større enn gigantiske stjerner. Slike stjerner kalles vanligvis superkjemper og hyperkjemper.
Den supergigantiske stjernen regnes som en av de mest massive stjernene. Stjerner av denne typen opptar den øvre delen av Hertzsprung-Russell-diagrammet. Disse stjernene har en masse som varierer fra 10 til 70 solmasser. Lysstyrken deres er 30 000 solenergilysstyrker eller mer. Men radiene til supergigantiske stjerner kan variere betydelig - alt fra 30 til 500 solradier. Men det er også stjerner som har en radius på over 1000 solceller. Imidlertid beveger disse supergigantene seg allerede inn i kategorien hypergiganter.
På grunn av det faktum at disse stjernene har veldig store masser, er deres forventede levetid ekstremt kort og varierer fra 30 til flere hundre millioner år. Supergiganter kan som regel observeres i områder med aktiv stjernedannelse - åpne stjerneklynger, armer av spiralgalakser, så vel som i uregelmessige galakser.
Rød kjempe
En rød kjempe er en stjerne av sene spektralklasser, med høy lysstyrke og utvidede konvolutter. De mest kjente røde kjempene er Arcturus, Aldebaran, Gacrux, Mira.
Røde kjemper tilhører spektralklassene K og M. De har også en relativt lav temperatur på emitterende overflate, som er omtrent 3000 - 5000 grader Kelvin. I sin tur indikerer dette at energistrømmen per enhet av utstrålende areal er 2-10 ganger mindre enn solens. Radiusen til røde kjemper varierer fra 100 til 800 solradier.
Spektrene til røde kjemper er preget av tilstedeværelsen av molekylære absorpsjonsbånd, siden noen molekyler er stabile i deres relativt kalde fotosfære. Den maksimale strålingen skjer i de røde og infrarøde områdene av spekteret.
I tillegg til røde kjemper finnes det også hvite kjemper. En hvit kjempe er en hovedsekvensstjerne som er ganske varm og lyssterk. Noen ganger kan en hvit kjempestjerne kombineres med en rød dverg. Denne kombinasjonen av stjerner kalles doble eller multiple og består som regel av stjerner av forskjellige typer.
Resultatene av å bestemme stjernediametre viste seg å være virkelig fantastiske. Vi mistenkte ikke før at det kunne være slike gigantiske stjerner. Den første stjernen hvis sanne dimensjoner ble bestemt (i 1920) var den klare stjernen i stjernebildet Orion, som bærer det arabiske navnet Betelgeuse. Diameteren viste seg å overstige diameteren til Mars-bane! En annen gigantisk stjerne er Antares, den lyseste stjernen i stjernebildet Skorpionen: diameteren er omtrent halvannen ganger diameteren til jordens bane. Blant de for øyeblikket oppdagede stjernegigantene må vi også inkludere den såkalte Marvelous "Mira", en stjerne i stjernebildet Cetus, hvis diameter er 330 ganger større enn diameteren til vår sol. Vanligvis har gigantiske stjerner radier fra 10 til 100 solradier og lysstyrker fra 10 til 1000 solar luminositeter. Stjerner med større lysstyrke enn gigantene kalles superkjemper og hyperkjemper.
Kjempestjerner har en interessant fysisk struktur. Beregninger viser at slike stjerner, til tross for deres monstrøse størrelser, inneholder uforholdsmessig lite materie. De er bare noen få ganger tyngre enn vår sol; og siden volumet til Betelgeuse, for eksempel, er 40 000 000 ganger større enn solen, bør tettheten til denne stjernen være ubetydelig. Og hvis solens materie i gjennomsnitt nærmer seg tetthet, ligner saken om gigantiske stjerner i denne henseende sjeldne luft. Kjempestjerner, som en astronom sa det, «likner en enorm ballong med lav tetthet, mye mindre enn luftens tetthet».
En stjerne blir en gigant etter at alt hydrogenet som er tilgjengelig for reaksjon i stjernens kjerne er brukt opp. En stjerne hvis begynnelsesmasse ikke overstiger omtrent 0,4 solmasser, vil ikke bli en gigantisk stjerne. Dette er fordi stoffet inne i slike stjerner er sterkt blandet ved konveksjon, og så fortsetter hydrogen å delta i reaksjonen til all massen til stjernen er fortært, og da blir den en hvit dverg som hovedsakelig består av helium. Hvis en stjerne er mer massiv enn denne nedre grensen, vil kjernen begynne å trekke seg sammen når den forbruker all hydrogen som er tilgjengelig i kjernen for reaksjon. Hydrogenet reagerer nå med heliumet i skallet rundt den heliumrike kjernen, og delen av stjernen utenfor skallet utvider seg og avkjøles. På dette punktet i utviklingen forblir stjernens lysstyrke omtrent konstant og overflatetemperaturen synker. Stjernen begynner å bli en rød gigant. På dette tidspunktet, allerede som regel, en rød gigant, vil den forbli omtrent konstant, mens dens lysstyrke og radius vil øke betydelig, og kjernen vil fortsette å trekke seg sammen og øke temperaturen.
Hvis stjernens masse var under omtrent 0,5 solmasser, antas det at den aldri ville nå de sentrale temperaturene som kreves for heliumfusjon. Derfor vil den forbli en rød kjempestjerne med hydrogenfusjon til den begynner å bli en heliumhvit dverg.
10-100 ganger større enn solen og 10-1000 ganger lysere. Røde kjemper er stjerner som i de senere stadier av evolusjonen øker i størrelse med 10-100 ganger, blir mindre varme på overflaten og sakte kaster gassskallene ut i det omkringliggende rommet. I gigantiske stjerner, etter å ha brukt opp alt hydrogenet de inneholder, begynner reaksjoner å syntetisere karbon fra heliumkjerner.
De største stjernene fortsetter å vokse etter å ha blitt røde kjemper og kan bli superkjemper. Superkjemper er 500 ganger større enn solen i diameter, og deres absolutte størrelse varierer fra minus 5 til minus 10.
Og denne videoen vil tydelig demonstrere det som ble sagt ovenfor. Nok en gang er du overbevist om hvor mangfoldig og fantastisk universet vårt er!
Den største kjente stjernen er superkjempen O2#12 i stjernebildet Cygnus, som er 810 000 ganger lysere enn solen. Trykket i sentrum av superkjemper er tilstrekkelig for reaksjoner av heliumsyntese og dannelse av jernatomer.
Alt jernet i universet er dannet i de sentrale delene av superkjemper. Over tid trekker superkjemper seg sammen, eksploderer og blir supernovaer.
Stjerner kan være veldig forskjellige: små og store, lyse og ikke veldig lyse, gamle og unge, varme og "kalde", hvite, blå, gule, røde, etc.
Hertzsprung–Russell-diagrammet lar deg forstå klassifiseringen av stjerner.
Den viser forholdet mellom stjernens absolutte størrelse, lysstyrke, spektraltype og overflatetemperatur. Stjernene i dette diagrammet er ikke plassert tilfeldig, men danner godt synlige områder.
De fleste av stjernene er på den såkalte hovedsekvens. Eksistensen av hovedsekvensen skyldes det faktum at hydrogenforbrenningsstadiet utgjør ~90% av evolusjonstiden til de fleste stjerner: brenning av hydrogen i de sentrale områdene av stjernen fører til dannelsen av en isoterm heliumkjerne, overgangen til det røde kjempestadiet og stjernens avgang fra hovedsekvensen. Den relativt korte utviklingen av røde kjemper fører, avhengig av deres masse, til dannelsen av hvite dverger, nøytronstjerner eller sorte hull.
Stjerner er på forskjellige stadier av utviklingsutviklingen, og er delt inn i normale stjerner, dvergstjerner og gigantiske stjerner.
Normale stjerner er hovedsekvensstjerner. Disse inkluderer vår sol. Noen ganger kalles normale stjerner som solen gule dverger.
Gul dverg
En gul dverg er en type liten hovedsekvensstjerne med en masse mellom 0,8 og 1,2 solmasser og en overflatetemperatur på 5000–6000 K.
Levetiden til en gul dverg er i gjennomsnitt 10 milliarder år.
Etter at hele tilførselen av hydrogen brenner, øker stjernen i størrelse mange ganger og blir til en rød kjempe. Et eksempel på denne typen stjerne er Aldebaran.
Den røde kjempen kaster ut sine ytre gasslag for å danne planetariske tåker, mens kjernen kollapser til en liten, tett hvit dverg.
En rød kjempe er en stor stjerne med en rødlig eller oransje farge. Dannelsen av slike stjerner er mulig både på stjernedannelsesstadiet og på senere stadier av deres eksistens.
På et tidlig stadium stråler stjernen på grunn av gravitasjonsenergien som frigjøres under kompresjonen, helt til kompresjonen stoppes av den termonukleære reaksjonen som har startet.
I de senere stadiene av utviklingen av stjerner, etter brenning av hydrogen i kjernene deres, forlater stjernene hovedsekvensen og beveger seg til regionen med røde kjemper og superkjemper i Hertzsprung-Russell-diagrammet: dette stadiet varer omtrent 10 % av tiden for stjerners "aktive" liv, det vil si stadiene av deres utvikling, hvor nukleosyntesereaksjoner oppstår i stjernens indre.
Kjempestjernen har en relativt lav overflatetemperatur, ca 5000 grader. En enorm radius, når 800 solenergi og på grunn av så store størrelser, enorm lysstyrke. Den maksimale strålingen skjer i de røde og infrarøde områdene av spekteret, og det er derfor de kalles røde kjemper.
Den største av kjempene blir til røde superkjemper. En stjerne kalt Betelgeuse i stjernebildet Orion er det mest slående eksemplet på en rød superkjempe.
Dvergstjerner er det motsatte av kjemper og kan være neste.
En hvit dverg er det som er igjen av en vanlig stjerne med en masse på mindre enn 1,4 solmasser etter at den har passert gjennom det røde kjempestadiet.
På grunn av mangel på hydrogen skjer det ikke termonukleære reaksjoner i kjernen til slike stjerner.
Hvite dverger er veldig tette. De er ikke større i størrelse enn jorden, men massen deres kan sammenlignes med massen til solen.
Dette er utrolig varme stjerner, temperaturene deres når 100 000 grader eller mer. De skinner ved å bruke den gjenværende energien, men over tid går den ut og kjernen avkjøles og blir til en svart dverg.
Røde dverger er de vanligste objektene av stjernetypen i universet. Anslag på antallet varierer fra 70 til 90 % av antallet av alle stjerner i galaksen. De er ganske forskjellige fra andre stjerner.
Massen av røde dverger overstiger ikke en tredjedel av solmassen (nedre grense for masse er 0,08 solar, etterfulgt av brune dverger), overflatetemperaturen når 3500 K. Røde dverger har en spektralklasse på M eller sene K. Stjerner av denne typen sender ut svært lite lys, noen ganger 10 000 ganger mindre enn solen.
Gitt deres lave stråling, er ingen av de røde dvergene synlige fra jorden med det blotte øye. Selv den nærmeste røde dvergen til solen, Proxima Centauri (den nærmeste stjernen i trippelsystemet til solen), og den nærmeste enkeltstående røde dvergen, Barnards stjerne, har tilsynelatende størrelser på henholdsvis 11,09 og 9,53. I dette tilfellet kan en stjerne med en styrke på opptil 7,72 observeres med det blotte øye.
På grunn av den lave hydrogenforbrenningshastigheten har røde dverger svært lange levetider, fra titalls milliarder til titalls billioner år (en rød dverg med en masse på 0,1 solmasser vil brenne i 10 billioner år).
Hos røde dverger er termonukleære reaksjoner som involverer helium umulige, så de kan ikke bli til røde kjemper. Over tid krymper de gradvis og varmes opp mer og mer til de bruker opp hele tilførselen av hydrogenbrensel.
Gradvis, ifølge teoretiske konsepter, blir de til blå dverger - en hypotetisk klasse stjerner, mens ingen av de røde dvergene ennå har klart å bli til en blå dverg, og deretter til hvite dverger med en heliumkjerne.
Brun dverg - substellare objekter (med masser fra omtrent 0,01 til 0,08 solmasser, eller henholdsvis fra 12,57 til 80,35 Jupitermasser og en diameter omtrent lik diameteren til Jupiter), i dybden som, i motsetning til hovedsekvensen stjerner, er det ingen termonukleær fusjonsreaksjon med omdannelsen av hydrogen til helium.
Minimumstemperaturen til hovedsekvensstjerner er omtrent 4000 K, temperaturen til brune dverger ligger i området fra 300 til 3000 K. Brune dverger kjøles konstant ned gjennom hele livet, og jo større dvergen er, desto langsommere avkjøles den.
Subbrune dverger
Subbrune dverger, eller brune subdverger, er kule formasjoner som faller under massegrensen for brun dverg. Massen deres er mindre enn omtrent en hundredel av solens masse eller følgelig 12,57 massen til Jupiter, den nedre grensen er ikke bestemt. De anses generelt for å være planeter, selv om det vitenskapelige miljøet ennå ikke har kommet til en endelig konklusjon om hva som anses som en planet og hva som er en sub-brun dverg.
Svart dverg
Svarte dverger er hvite dverger som har avkjølt seg og som et resultat ikke avgir i det synlige området. Representerer det siste stadiet av utviklingen av hvite dverger. Massene av svarte dverger, i likhet med massene til hvite dverger, er begrenset over 1,4 solmasser.
En dobbeltstjerne er to gravitasjonsbundne stjerner som går i bane rundt et felles massesenter.
Noen ganger er det systemer med tre eller flere stjerner, i dette generelle tilfellet kalles systemet en flerstjerne.
I tilfeller hvor et slikt stjernesystem ikke er for langt fra jorden, kan individuelle stjerner skilles ut gjennom et teleskop. Hvis avstanden er betydelig, kan astronomer forstå at en dobbeltstjerne bare er synlig av indirekte tegn - svingninger i lysstyrke forårsaket av periodiske formørkelser av en stjerne av en annen og noen andre.
Ny stjerne
Stjerner hvis lysstyrke plutselig øker 10 000 ganger. Novaen er et binært system som består av en hvit dverg og en følgestjerne plassert på hovedsekvensen. I slike systemer strømmer gass fra stjernen gradvis til den hvite dvergen og eksploderer med jevne mellomrom der, og forårsaker et utbrudd av lysstyrke.
Supernova
En supernova er en stjerne som avslutter sin utvikling i en katastrofal eksplosiv prosess. Oppblussingen i dette tilfellet kan være flere størrelsesordener større enn i tilfellet med en nova. En slik kraftig eksplosjon er en konsekvens av prosessene som skjer i stjernen på det siste stadiet av evolusjonen.
Nøytronstjerne
Nøytronstjerner (NS) er stjerneformasjoner med masser i størrelsesorden 1,5 solar og størrelser merkbart mindre enn hvite dverger; den typiske radiusen til en nøytronstjerne er antagelig i størrelsesorden 10-20 kilometer.
De består hovedsakelig av nøytrale subatomære partikler - nøytroner, tett komprimert av gravitasjonskrefter. Tettheten til slike stjerner er ekstremt høy, den er sammenlignbar, og kan ifølge noen estimater være flere ganger høyere enn den gjennomsnittlige tettheten til atomkjernen. En kubikkcentimeter NS-stoff vil veie hundrevis av millioner tonn. Tyngdekraften på overflaten til en nøytronstjerne er omtrent 100 milliarder ganger høyere enn på jorden.
I galaksen vår kan det ifølge forskere eksistere fra 100 millioner til 1 milliard nøytronstjerner, det vil si et sted rundt én promille vanlige stjerner.
Pulsarer
Pulsarer er kosmiske kilder til elektromagnetisk stråling som kommer til jorden i form av periodiske utbrudd (pulser).
I følge den dominerende astrofysiske modellen er pulsarer roterende nøytronstjerner med et magnetfelt som er tilbøyelig til rotasjonsaksen. Når jorden faller inn i kjeglen som er dannet av denne strålingen, er det mulig å oppdage en strålingspuls som gjentar seg med intervaller lik omdreiningsperioden til stjernen. Noen nøytronstjerner roterer opptil 600 ganger per sekund.
Cepheider
Cepheider er en klasse av pulserende variable stjerner med et ganske presist forhold mellom periode og lysstyrke, oppkalt etter stjernen Delta Cephei. En av de mest kjente Cepheidene er Polaris.
Den gitte listen over hovedtyper (typer) av stjerner med deres korte egenskaper, uttømmer selvfølgelig ikke hele det mulige utvalget av stjerner i universet.
Supergiganter er noen av de mest massive stjernene. Massene av supergiganter varierer fra 10 til 70 solmasser, lysstyrke - fra 30 000 til hundretusener av solmasser. Radiene kan variere sterkt - fra 30 til 500, og noen ganger overstige 1000 solenergi, da kan de også kalles hypergiganter. Fra Stefan-Boltzmann-loven følger det at de relativt kalde overflatene til røde superkjemper frigjør mye mindre energi per arealenhet enn varme blå superkjemper. Derfor, med samme lysstyrke, vil en rød superkjempe alltid være større enn en blå.
I Hertzsprung-Russell-diagrammet, som karakteriserer forholdet mellom stjernestørrelse, lysstyrke, temperatur og spektralklasse, er slike armaturer plassert på toppen, noe som indikerer en høy (fra +5 til +12) tilsynelatende størrelse på objekter. Deres livssyklus er kortere enn for andre stjerner fordi de når sin tilstand på slutten av evolusjonsprosessen, når atombrenselreservene er i ferd med å gå tom. I varme gjenstander renner helium og hydrogen ut, og forbrenningen fortsetter på bekostning av oksygen og karbon og videre opp til jern.
Store stjerner forlater hovedsekvensen når karbon og oksygen begynner å brenne i kjernene deres – de blir røde superkjemper. Gassskallet deres vokser til enorme størrelser og sprer seg over millioner av kilometer. Kjemiske prosesser som skjer med penetrering av konveksjon fra skallet inn i kjernen fører til syntese av tunge elementer i jerntoppen, som etter eksplosjonen sprer seg i verdensrommet. Det er røde superkjemper som vanligvis avslutter livet til en stjerne og eksploderer i en supernova. Gasskonvolutten til stjernen gir opphav til en ny tåke, og den degenererte kjernen blir til en hvit dverg. Antares og Betelgeuse er de største gjenstandene blant de døende røde stjernene.
Fig.74. Disken til stjernen Betelgeuse. Hubble-teleskopbilde.
I motsetning til røde kjemper, som lever et langt liv, er blå kjemper unge og varme stjerner, 10-50 ganger større i masse enn solen, og 20-25 ganger i radius. Temperaturen deres er imponerende - den er 20-50 tusen grader. Overflaten til blå superkjemper minker raskt på grunn av kompresjon, mens strålingen av indre energi vokser kontinuerlig og øker stjernens temperatur. Den lyseste stjernen i stjernebildet Orion, Rigel, er et utmerket eksempel på en blå superkjempe. Dens imponerende masse er 20 ganger større enn solen, lysstyrken er 130 tusen ganger høyere.
Fig.75. stjernebildet Orion.
I stjernebildet Cygnus observeres stjernen Deneb - en annen representant for denne sjeldne klassen. Dette er en lys superkjempe. På himmelen kan denne fjerne stjernen bare sammenlignes med Rigel i sin lysstyrke. Intensiteten til strålingen er sammenlignbar med 196 tusen soler, objektets radius overstiger stjernen vår med 200 ganger, og massen med 19. Deneb mister raskt massen sin, en stjernevind med utrolig styrke bærer materie gjennom hele universet. Stjernen har allerede gått inn i en periode med ustabilitet. Foreløpig varierer lysstyrken i liten amplitude, men over tid vil den bli pulserende. Etter å ha tømt tilførselen av tunge elementer som holder kjernen stabil, vil Deneb, som andre blå superkjemper, gå til supernova, og dens massive kjerne vil bli et svart hull.
Hypergiganter er litt større enn supergiganter i størrelse, men samtidig råder de i masse titalls ganger, og deres lysstyrke når fra 500 tusen til 5 millioner solar lysstyrker. Disse stjernene har kortest levetid, noen ganger på hundretusenvis av år. Omtrent 10 slike lyse og kraftige objekter er funnet i vår galakse.
Fig.76. Deneb.
Den klareste stjernen til dags dato (og den mest massive) anses å være R136a1. Åpningen ble kunngjort i 2010. Det er en Wolf-Rayet-stjerne med en lysstyrke på omtrent 8 700 000 solceller og en masse 265 ganger større enn vår hjemmestjerne. En gang var massen 320 solenergi. R136a1 er faktisk en del av en tett klynge stjerner kalt R136, som ligger i den store magellanske skyen. I følge Paul Crowther, en av oppdagerne, tar det lengre tid å danne planeter enn en stjerne som denne tar lengre tid å leve og dø. Selv om det var planeter der, ville det ikke være noen astronomer på dem, fordi nattehimmelen var like lys som daghimmelen."
Fig.77. Databehandling av et fotografi av stjernen R136a1.