Kako evolucija zvezda

Kao i svako telo u prirodi, zvezde takođe ne mogu ostati nepromenjene. Oni se rađaju, razvijaju i, konačno, "umiru". Evolucija zvezda traje milijarde godina, ali postoje sporovi oko vremena njihovog formiranja. Ranije su astronomi verovali da proces njihovog "rođenja" zvezdane prašine zahtijeva milione godina, ali ne tako davno, dobijene su fotografije nebeske površine od magline Great Orion. Nekoliko godina je postojala mala zvezda.

Na fotografijama iz 1947. godine zabeležena je mala grupa zvezdanih objekata. Do 1954. godine, neki od njih su već postali podolgovati, a pet godina kasnije, ovi objekti su podeljeni na zasebne. Tako je po prvi put proces rođenja zvezda prolazio bukvalno ispred astronoma.

Hajde detaljno ispitati kako ide struktura i evolucija zvezda, gde počinje i završava njihov beskonačan, ljudskim standardima, životom.

Tradicionalno, naučnici veruju da su zvezde formirane kao rezultat kondenzacije oblaka gas-prašine. Pod uticajem gravitacionih sila formira se neprozirna plinska lopta od formiranih oblaka, gustih u strukturi. Njegov unutrašnji pritisak ne može uravnotežiti gravitacijske sile koje ga kompresuju. Postepeno, kugla se tako smanjuje da se temperatura unutrašnjosti zvezda povećava, a pritisak vrućeg gasa unutar lopte balansira spoljašnje sile. Nakon toga, kompresija se zaustavlja. Trajanje ovog procesa zavisi od mase zvezde i obično se kreće od dve do više stotina miliona godina.

Struktura zvezda pretpostavlja veoma visoku temperaturu u unutrašnjosti, što doprinosi kontinuiranim termonuklearnim procesima (vodonik koji ih formira, pretvara u helijum). Ovi procesi izazivaju intenzivnu emisiju zvezda. Vreme za koje troše dostupno snabdevanje vodikom određuje se njihovom masom. Od ovoga zavisi i trajanje radijacije.

Kada se vodonične rezerve iscrpljuju, evolucija zvezda približava se fazi formiranja crvenog giganta. Ovo se dešava na sledeći način. Nakon prestanka puštanja energije, gravitacione sile počinju da komprimiraju jezgro. U ovom slučaju, zvezda značajno povećava veličinu. Luminoznost se takođe povećava, jer se proces termonuklearnih reakcija nastavlja, ali samo u tankom sloju na granici jezgra.

Ovaj proces je praćen povećanjem temperature jezgra helijuma u ugovaranju i pretvaranjem jezgara helijuma u jezgro ugljenika.

Prema prognozama, naše Sunce se može pretvoriti u crveni gigant u osam milijardi godina. Njegov radijus u ovom slučaju će se povećati za nekoliko desetina puta, a sjajnost će rasti stotinama puta u odnosu na trenutne indikatore.

Životni vek zvezde, kao što je već napomenuto, zavisi od njegove mase. Objekti sa masom koja je manja od solarne energije, veoma ekonomično "troše" rezervu svog nuklearnog goriva, tako da mogu sjajiti desetine milijardi godina.

Evolucija zvezda završava formiranjem bijelih patuljaka. Ovo se dešava sa onima od kojih je masa blizu mase Sunca, tj. E. Ne prelazi 1.2.

Velike zvezde, po pravilu, brzo opterećuju svoj deo nuklearnog goriva. Ovo je praćeno značajnim gubitkom mase, naročito zbog dampinga spoljnih granata. Kao rezultat, ostaje samo postepeno centralni deo za hlađenje, u kojem su nuklearne reakcije potpuno zaustavljene. Vremenom, takve zvezde prekidaju zračenje i postaju nevidljive.

Ali ponekad je poremećena normalna evolucija i struktura zvezda. Najčešće se radi o masovnim predmetima koji su iscrpili sve vrste termonuklearnog goriva. Tada se mogu transformisati u neutron, supernove ili crne rupe. I što više naučnika saznaju o ovim objektima, pojavljuju se nova pitanja.