Koja je završna faza u evoluciji masivnih zvijezda. Završne faze evolucije zvijezda
Ako se negdje u Univerzumu nakupi dovoljno materije, ona se skuplja u gustu grudu u kojoj počinje termonuklearna reakcija. Ovako svijetle zvijezde. Prvi je planuo u tami mladog Univerzuma prije 13,7 milijardi (13,7 * 10 9) godina, a našeg Sunca - prije samo nekih 4,5 milijardi godina. Životni vijek zvijezde i procesi koji se dešavaju na kraju ovog perioda zavise od mase zvijezde.
Sve dok termonuklearna reakcija pretvaranja vodonika u helijum traje u zvijezdi, ona je na glavnoj sekvenci. Vrijeme koje zvijezda provede na glavnoj sekvenci ovisi o masi: one najveće i najteže brzo stignu do stupnja crvenog diva, a zatim napuste glavni niz kao rezultat eksplozije supernove ili formiranja bijelog patuljka.
Sudbina divova
Najveće i najmasivnije zvijezde brzo sagorevaju i eksplodiraju u supernovama. Nakon eksplozije supernove ostaje neutronska zvijezda ili crna rupa, a oko njih je materija izbačena kolosalnom energijom eksplozije, koja potom postaje materijal za nove zvijezde. Od naših najbližih zvjezdanih susjeda takva sudbina čeka, na primjer, Betelgeuse, ali kada eksplodira, nemoguće je izračunati.
Maglina nastala izbacivanjem materije iz eksplozije supernove. U središtu magline nalazi se neutronska zvijezda.
Neutronska zvijezda je užasan fizički fenomen. Jezgro zvezde koja eksplodira je komprimovano - slično gasu u motoru sa unutrašnjim sagorevanjem, samo u veoma velikom i efikasnom: lopta prečnika stotina hiljada kilometara pretvara se u loptu od 10 do 20 kilometara u prečniku. Sila kompresije je toliko velika da elektroni padaju na atomska jezgra, formirajući neutrone - otuda i naziv.
NASA
Neutronska zvijezda (umetnička vizija)
Gustoća materije pod takvom kompresijom raste za oko 15 redova veličine, a temperatura raste na nezamislivih 10 12 K u centru neutronske zvijezde i 1.000.000 K na periferiji. Dio ove energije emituje se u obliku fotonskog zračenja, a dio je odnesen neutrinama koji se formiraju u jezgru neutronske zvijezde. Ali čak i zbog vrlo efikasnog hlađenja neutrina, neutronska zvijezda se vrlo sporo hladi: potrebno je 10 16 ili čak 10 22 godine da potpuno iscrpi energiju. Teško je reći šta će ostati na mjestu ohlađene neutronske zvijezde, ali je nemoguće uočiti: svijet je premlad za ovo. Postoji pretpostavka da se na mjestu ohlađene zvijezde ponovo formira crna rupa.
Crne rupe nastaju gravitacionim kolapsom veoma masivnih objekata, kao što su eksplozije supernove. Možda će se za trilione godina ohlađene neutronske zvijezde pretvoriti u crne rupe.
Sudbina zvijezda srednjeg razmjera
Druge, manje masivne zvijezde ostaju na glavnom nizu duže od najvećih, ali kada ga napuste, umiru mnogo brže od svojih neutronskih srodnika. Više od 99% zvijezda u svemiru nikada neće eksplodirati i neće se pretvoriti u crne rupe ili neutronske zvijezde - njihova jezgra su premala za takve kosmičke drame. Umjesto toga, zvijezde srednje mase se na kraju svog života pretvaraju u crvene divove, koji se, ovisno o masi, pretvaraju u bijele patuljke, eksplodiraju, potpuno se raspršuju ili postaju neutronske zvijezde.
Bijeli patuljci sada čine 3 do 10% zvjezdane populacije svemira. Njihova temperatura je veoma visoka - više od 20.000 K, više od tri puta veća od temperature površine Sunca - ali još uvek niža od temperature neutronskih zvezda, a zbog niže temperature i veće površine, beli patuljci se hlade brže - za 10 14 - 10 15 godina. To znači da će se u narednih 10 triliona godina – kada će svemir biti hiljadu puta stariji nego sada – u svemiru pojaviti nova vrsta objekta: crni patuljak, rashladni proizvod bijelog patuljka.
Za sada u svemiru nema crnih patuljaka. Čak su i najstarije rashladne zvijezde do danas izgubile maksimalno 0,2% svoje energije; za bijelog patuljka s temperaturom od 20.000 K, to znači hlađenje na 19.960 K.
Za male
Još manje se zna šta se dešava kada se najmanje zvezde, kao što je naš najbliži sused, crveni patuljak Proksima Centauri, ohlade nego o supernovama i crnim patuljcima. Termonuklearna fuzija u njihovim jezgrama je spora, a na glavnoj sekvenci ostaju duže od ostalih - prema nekim proračunima i do 10 12 godina, a nakon toga će, vjerovatno, nastaviti život kao bijeli patuljci, odnosno sijati još 10 14 - 10 15 godina prije transformacije u crnog patuljka.
Zvijezde, kao i ljudi, mogu biti novorođene, mlade, stare. Svakog trenutka neke zvijezde umiru, a druge se formiraju. Obično su najmlađi od njih slični Suncu. Oni su u fazi formiranja i zapravo predstavljaju protozvijezde. Astronomi ih zovu zvijezde T-Bika, prema njihovom prototipu. Po svojim svojstvima - na primjer, sjaju - protozvijezde su promjenljive, jer njihovo postojanje još nije ušlo u stabilnu fazu. Oko mnogih od njih nalazi se velika količina materije. Snažne struje vjetra izviru iz zvijezda T-tipa.
Protozvijezde: početak životnog ciklusa
Ako materija padne na površinu protozvijezde, ona brzo izgara i pretvara se u toplinu. Kao rezultat, temperatura protozvijezda stalno raste. Kada se toliko uzdigne da se u centru zvijezde pokrenu nuklearne reakcije, protozvijezda dobija status obične. S početkom nuklearnih reakcija, zvijezda ima stalan izvor energije koji podržava njenu vitalnu aktivnost dugo vremena. Koliko će dugo trajati životni ciklus zvijezde u svemiru ovisi o njenoj početnoj veličini. Međutim, vjeruje se da zvijezde prečnika Sunca imaju dovoljno energije da udobno egzistiraju oko 10 milijardi godina. Uprkos tome, dešava se i da još masivnije zvezde žive samo nekoliko miliona godina. To je zbog činjenice da gorivo sagorevaju mnogo brže.
Zvijezde normalne veličine
Svaka od zvijezda je gomila vrućeg plina. U njihovim dubinama neprestano se odvija proces stvaranja nuklearne energije. Međutim, nisu sve zvijezde poput Sunca. Jedna od glavnih razlika je u boji. Zvijezde nisu samo žute, već i plavkaste, crvenkaste.
Osvetljenost i osvetljenost
Također se razlikuju po karakteristikama kao što su sjaj, svjetlina. Koliko će sjajna biti zvijezda posmatrana sa površine Zemlje zavisi ne samo od njenog sjaja, već i od udaljenosti od naše planete. S obzirom na udaljenost od Zemlje, zvijezde mogu imati potpuno različit sjaj. Ovaj indikator se kreće od jedne desetohiljaditi dio sjaja Sunca do svjetline uporedive sa više od milion Sunca.
Većina zvijezda se nalazi u donjem segmentu ovog spektra, jer su tamne. Na mnogo načina, Sunce je prosječna, tipična zvijezda. Međutim, u poređenju sa ostalima, ima mnogo veću osvetljenost. Veliki broj prigušenih zvijezda može se uočiti čak i golim okom. Razlog zašto se zvijezde razlikuju po sjaju je njihova masa. Boja, sjaj i promjena svjetline tokom vremena određuju se količinom supstance.
Pokušaji da se objasni životni ciklus zvijezda
Ljudi su dugo pokušavali da uđu u trag životu zvijezda, ali prvi pokušaji naučnika bili su prilično stidljivi. Prvi napredak bila je primjena Laneovog zakona na Helmholtz-Kelvinovu hipotezu gravitacijske kontrakcije. Ovo je donelo novo razumevanje astronomije: teoretski, temperatura zvezde bi trebalo da raste (njena vrednost je obrnuto proporcionalna poluprečniku zvezde) sve dok povećanje gustine ne uspori procese kontrakcije. Tada će potrošnja energije biti veća od njenog prihoda. U ovom trenutku, zvijezda će početi brzo da se hladi.
Hipoteze o životu zvijezda
Jednu od originalnih hipoteza o životnom ciklusu zvijezde predložio je astronom Norman Lockyer. Vjerovao je da zvijezde nastaju iz meteorske materije. Istovremeno, odredbe njegove hipoteze bile su zasnovane ne samo na teorijskim zaključcima dostupnim u astronomiji, već i na podacima spektralne analize zvijezda. Lockyer je bio uvjeren da se hemijski elementi koji učestvuju u evoluciji nebeskih tijela sastoje od elementarnih čestica - "protoelemenata". Za razliku od modernih neutrona, protona i elektrona, oni nemaju opšti, već individualni karakter. Na primjer, prema Lockyeru, vodonik se razlaže u ono što se naziva "protovodonik"; gvožđe postaje "proto-gvožđe". I drugi astronomi su pokušali da opišu životni ciklus zvijezde, na primjer, James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.
Divovske i patuljaste zvijezde
Veće zvijezde su najtoplije i najsjajnije. Obično su bijele ili plavkaste boje. Uprkos činjenici da imaju gigantske dimenzije, gorivo u njima izgara tako brzo da ga izgube za samo nekoliko miliona godina.
Male zvijezde, za razliku od džinovskih, obično nisu tako sjajne. Imaju crvenu boju, žive dovoljno dugo - milijarde godina. Ali među najsjajnijim zvijezdama na nebu postoje i crvene i narandžaste. Primjer je zvijezda Aldebaran - takozvano "bikovo oko", smješteno u sazviježđu Bika; kao i u sazvežđu Škorpije. Zašto se ove hladne zvijezde mogu takmičiti u sjaju sa vrućim zvijezdama poput Sirijusa?
To je zbog činjenice da su se nekada jako proširile, a u svom promjeru su počele premašivati ogromne crvene zvijezde (supergigante). Ogromna površina omogućava ovim zvijezdama da zrače za red veličine više energije od Sunca. I to uprkos činjenici da je njihova temperatura mnogo niža. Na primjer, promjer Betelgeusea, koji se nalazi u sazviježđu Orion, nekoliko je stotina puta veći od prečnika Sunca. A prečnik običnih crvenih zvijezda obično nije ni desetina veličine Sunca. Takve zvijezde nazivaju se patuljcima. Svako nebesko tijelo može proći kroz ove tipove životnog ciklusa zvijezda - ista zvijezda u različitim segmentima svog života može biti i crveni džin i patuljak.
U pravilu, svjetiljke poput Sunca podržavaju svoje postojanje zahvaljujući vodoniku u sebi. Pretvara se u helijum unutar nuklearnog jezgra zvijezde. Sunce ima ogromnu količinu goriva, ali čak ni ona nije beskonačna - u proteklih pet milijardi godina potrošena je polovina rezerve.
Životni vijek zvijezda. Životni ciklus zvijezda
Nakon što se iscrpe zalihe vodonika unutar zvijezde, dolaze ozbiljne promjene. Preostali vodonik počinje da gori ne unutar njegovog jezgra, već na površini. U ovom slučaju, životni vijek zvijezde se sve više smanjuje. Ciklus zvijezda, barem većina njih, u ovom segmentu prelazi u stadijum crvenog diva. Veličina zvijezde postaje veća, a njena temperatura, naprotiv, postaje manja. Ovako se pojavljuje većina crvenih divova, kao i supergiganata. Ovaj proces je dio ukupnog niza promjena koje se dešavaju sa zvijezdama, a koje su naučnici nazvali evolucijom zvijezda. Životni ciklus zvijezde uključuje sve njegove faze: na kraju sve zvijezde stare i umiru, a trajanje njihovog postojanja direktno je određeno količinom goriva. Velike zvijezde završavaju svoje živote ogromnom, spektakularnom eksplozijom. Skromniji, naprotiv, umiru, postepeno se smanjujući do veličine bijelih patuljaka. Onda jednostavno nestanu.
Koliko prosječna zvijezda živi? Životni ciklus zvijezde može trajati od manje od 1,5 miliona godina do 1 milijarde godina ili više. Sve to, kao što je rečeno, zavisi od njegovog sastava i veličine. Zvijezde poput Sunca žive između 10 i 16 milijardi godina. Veoma sjajne zvezde, poput Sirijusa, žive relativno kratko - samo nekoliko stotina miliona godina. Dijagram životnog ciklusa zvijezde uključuje sljedeće faze. Ovo je molekularni oblak - gravitacijski kolaps oblaka - rođenje supernove - evolucija protozvezde - kraj protozvezdane faze. Zatim slede faze: početak stadijuma mlade zvezde - sredina života - zrelost - stadijum crvenog diva - planetarna maglina - stadijum belog patuljka. Posljednje dvije faze su karakteristične za male zvijezde.
Priroda planetarnih maglina
Dakle, ukratko smo razmotrili životni ciklus zvijezde. Ali šta je to? Pretvarajući se iz ogromnog crvenog diva u belog patuljka, ponekad zvezde skidaju svoje spoljašnje slojeve, a onda jezgro zvezde postaje golo. Gasni omotač počinje da sija pod uticajem energije koju emituje zvezda. Ova faza je dobila ime zbog činjenice da svjetleći mjehurići plina u ovoj ljusci često izgledaju kao diskovi oko planeta. Ali u stvari, oni nemaju nikakve veze sa planetama. Životni ciklus zvijezda za djecu možda ne uključuje sve naučne detalje. Mogu se opisati samo glavne faze evolucije nebeskih tijela.
zvezdana jata
Astronomi veoma vole istraživanja. Postoji hipoteza da se sve svjetiljke rađaju upravo u grupama, a ne jedna po jedna. Budući da zvijezde koje pripadaju istom jatu imaju slična svojstva, razlike među njima su istinite, a ne zbog udaljenosti od Zemlje. Kakve god promjene napravile ove zvijezde, one počinju u isto vrijeme i pod jednakim uslovima. Posebno mnogo znanja može se dobiti proučavanjem zavisnosti njihovih svojstava o masi. Uostalom, starost zvijezda u jatima i njihova udaljenost od Zemlje su približno jednake, pa se razlikuju samo po ovom pokazatelju. Klasteri će biti zanimljivi ne samo profesionalnim astronomima - svaki amater će rado napraviti prekrasnu fotografiju, diviti se njihovom izuzetno lijepom pogledu u planetariju.
Termonuklearna fuzija u unutrašnjosti zvijezda
U ovom trenutku, za zvijezde s masom većom od 0,8 solarnih masa, jezgro postaje providno za zračenje, a prevladat će prijenos energije zračenja u jezgru, dok ljuska na vrhu ostaje konvektivna. Niko sa sigurnošću ne zna kakve zvijezde manje mase stižu na glavnu sekvencu, jer vrijeme koje ove zvijezde provedu u kategoriji mladih premašuje starost Univerzuma. Sve naše ideje o evoluciji ovih zvijezda zasnovane su na numeričkim proračunima.
Kako se zvijezda skuplja, pritisak degeneriranog elektronskog plina počinje da raste, a na nekom poluprečniku zvijezde, ovaj pritisak zaustavlja rast centralne temperature, a zatim je počinje snižavati. A za zvijezde manje od 0,08, ovo se ispostavlja fatalnim: energija oslobođena tokom nuklearnih reakcija nikada neće biti dovoljna da pokrije troškove zračenja. Takve podzvijezde nazivaju se smeđim patuljcima, a njihova sudbina je stalna kontrakcija sve dok je pritisak degeneriranog plina ne zaustavi, a zatim postepeno hlađenje sa zaustavljanjem svih nuklearnih reakcija.
Mlade zvijezde srednje mase
Mlade zvijezde srednje mase (od 2 do 8 solarnih masa) kvalitativno evoluiraju na potpuno isti način kao i njihove manje sestre, s tim što nemaju konvektivne zone do glavnog niza.
Objekti ovog tipa povezani su sa tzv. Ae\Be Herbit zvijezde su nepravilne varijable spektralnog tipa B-F5. Imaju i bipolarne mlazne diskove. Brzina izduvavanja, osvjetljenje i efektivna temperatura su znatno veći nego za τ Bika, tako da efikasno zagrevaju i raspršuju ostatke protozvezdanog oblaka.
Mlade zvijezde s masom većom od 8 solarnih masa
U stvari, to su već normalne zvijezde. Dok se masa hidrostatičkog jezgra gomilala, zvijezda je uspjela preskočiti sve međufaze i zagrijati nuklearne reakcije do te mjere da kompenziraju gubitke zbog zračenja. Za ove zvijezde, odliv mase i sjaja je toliko visok da ne samo da zaustavlja kolaps preostalih vanjskih područja, već ih gura nazad. Dakle, masa formirane zvezde je primetno manja od mase protozvezdanog oblaka. Najvjerovatnije, to objašnjava odsustvo zvijezda u našoj galaksiji više od 100-200 solarnih masa.
srednji životni ciklus zvijezde
Među formiranim zvijezdama postoji ogromna raznolikost boja i veličina. Oni se kreću u spektralnom tipu od vruće plave do hladne crvene, i po masi od 0,08 do više od 200 solarnih masa. Svjetlost i boja zvijezde zavise od temperature njene površine, koja je zauzvrat određena njenom masom. Sve nove zvijezde "zauzimaju svoje mjesto" na glavnoj sekvenci prema svom hemijskom sastavu i masi. Ne govorimo o fizičkom kretanju zvijezde - samo o njenom položaju na prikazanom dijagramu, koji ovisi o parametrima zvijezde. Odnosno, govorimo, zapravo, samo o promjeni parametara zvijezde.
Šta će se dalje desiti zavisi opet od mase zvezde.
Kasnije godine i smrt zvijezda
Stare zvezde sa malom masom
Do danas se sa sigurnošću ne zna šta se dešava sa svetlosnim zvezdama nakon iscrpljivanja zaliha vodonika. Budući da je svemir star 13,7 milijardi godina, što nije dovoljno da se iscrpe zalihe vodoničnog goriva, sadašnje teorije se zasnivaju na kompjuterskim simulacijama procesa koji se dešavaju u takvim zvijezdama.
Neke zvijezde mogu spojiti helijum samo u određenim aktivnim područjima, što uzrokuje nestabilnost i jake solarne vjetrove. U ovom slučaju ne dolazi do formiranja planetarne magline, a zvijezda samo isparava, postajući čak i manja od smeđeg patuljka.
Ali zvijezda s masom manjom od 0,5 solarne mase nikada neće moći sintetizirati helij čak ni nakon što reakcije koje uključuju vodonik prestanu u jezgru. Njihova zvjezdana školjka nije dovoljno masivna da savlada pritisak koji proizvodi jezgro. Takve zvijezde uključuju crvene patuljke (kao što je Proxima Centauri), čiji životni vijek glavne sekvence iznosi stotine milijardi godina. Nakon prestanka termonuklearnih reakcija u njihovom jezgru, oni će, postepeno se hladeći, nastaviti slabo zračiti u infracrvenom i mikrotalasnom opsegu elektromagnetnog spektra.
zvijezde srednje veličine
Kada zvijezda dostigne prosječnu veličinu (od 0,4 do 3,4 solarne mase) faze crvenog diva, njeni vanjski slojevi nastavljaju da se šire, jezgro se skuplja i počinju reakcije sinteze ugljika iz helijuma. Fuzija oslobađa puno energije, dajući zvijezdi privremeni odmor. Za zvijezdu slične veličine Suncu, ovaj proces može trajati oko milijardu godina.
Promjene u količini emitirane energije uzrokuju da zvijezda prolazi kroz periode nestabilnosti, uključujući promjene veličine, površinske temperature i oslobađanja energije. Oslobađanje energije se pomera prema niskofrekventnom zračenju. Sve to je praćeno sve većim gubitkom mase zbog jakih solarnih vjetrova i intenzivnih pulsacija. Zvijezde u ovoj fazi se nazivaju zvijezde kasnog tipa, OH-IR zvijezde ili zvijezde slične Miri, ovisno o njihovim tačnim karakteristikama. Izbačeni plin je relativno bogat teškim elementima koji se proizvode u unutrašnjosti zvijezde, kao što su kisik i ugljik. Gas formira ljusku koja se širi i hladi se dok se udaljava od zvijezde, omogućavajući stvaranje čestica prašine i molekula. Snažnim infracrvenim zračenjem centralne zvijezde stvaraju se idealni uslovi u takvim školjkama za aktivaciju masera.
Reakcije sagorevanja helijuma su veoma osetljive na temperaturu. Ponekad to dovodi do velike nestabilnosti. Javljaju se snažne pulsacije koje na kraju daju dovoljno kinetičke energije vanjskim slojevima da se izbace i postanu planetarna maglina. U središtu magline ostaje jezgro zvijezde, koje se, hladeći se, pretvara u helijum bijeli patuljak, po pravilu, koji ima masu do 0,5-0,6 solarnih i prečnik reda prečnika zemlja.
bijeli patuljci
Velika većina zvijezda, uključujući Sunce, završava svoju evoluciju smanjivanjem sve dok pritisak degeneriranih elektrona ne uravnoteži gravitaciju. U ovom stanju, kada se veličina zvijezde smanji za faktor od stotinu, a gustina postane milion puta veća od vode, zvijezda se naziva bijeli patuljak. Lišen je izvora energije i, postepeno se hladeći, postaje taman i nevidljiv.
U zvezdama masivnijim od Sunca, pritisak degenerisanih elektrona ne može da zadrži kontrakciju jezgra i ono se nastavlja sve dok se većina čestica ne pretvori u neutrone, zbijene tako gusto da se veličina zvezde meri kilometrima, a gustina je 100 miliona puta veća od gustine vode. Takav objekat se naziva neutronska zvijezda; njegova ravnoteža se održava pritiskom degenerirane neutronske materije.
supermasivne zvezde
Nakon što se vanjski slojevi zvijezde, s masom većom od pet solarnih masa, rasprše i formiraju crveni supergigant, jezgro počinje da se skuplja zbog gravitacijskih sila. Kako se kompresija povećava, temperatura i gustoća se povećavaju i počinje novi slijed termonuklearnih reakcija. U takvim reakcijama sintetiziraju se teški elementi, koji privremeno obuzdavaju kolaps jezgra.
Na kraju, kako se formira sve više teških elemenata periodnog sistema, gvožđe -56 se sintetiše iz silicijuma. Do ove tačke, sinteza elemenata oslobađala je veliku količinu energije, ali jezgro gvožđa-56 ima najveći defekt mase i stvaranje težih jezgara je nepovoljno. Stoga, kada željezno jezgro zvijezde dostigne određenu vrijednost, pritisak u njemu više nije u stanju izdržati kolosalnu silu gravitacije i dolazi do trenutnog kolapsa jezgra s neutronizacijom njene materije.
Šta se dalje dešava nije sasvim jasno. Ali šta god da je, za nekoliko sekundi to dovodi do eksplozije supernove nevjerovatne snage.
Prateći prasak neutrina izaziva udarni talas. Snažni mlazovi neutrina i rotirajuće magnetno polje istiskuju većinu materijala akumuliranog u zvijezdi - takozvane sedeće elemente, uključujući željezo i lakše elemente. Materija koja se širi je bombardovana neutronima koji izlaze iz jezgra, hvataju ih i na taj način stvaraju skup elemenata težih od gvožđa, uključujući i radioaktivne, sve do uranijuma (a možda čak i Kalifornije). Dakle, eksplozije supernove objašnjavaju prisustvo elemenata težih od gvožđa u međuzvjezdanoj materiji.
Eksplozivni talas i mlazovi neutrina odnose materijal dalje od umiruće zvijezde u međuzvjezdani prostor. Nakon toga, krećući se kroz svemir, ovaj materijal supernove može se sudariti s drugim svemirskim otpadom i možda sudjelovati u formiranju novih zvijezda, planeta ili satelita.
Procesi koji se dešavaju tokom formiranja supernove se još uvek proučavaju, a za sada ovo pitanje nije jasno. Takođe je upitno šta je zapravo ostalo od originalne zvezde. Međutim, razmatraju se dvije opcije:
neutronske zvijezde
U nekim supernovama je poznato da jaka gravitacija u unutrašnjosti supergiganta uzrokuje padanje elektrona u atomsko jezgro, gdje se stapaju s protonima i formiraju neutrone. Nestaju elektromagnetne sile koje razdvajaju obližnja jezgra. Jezgro zvijezde sada je gusta lopta atomskih jezgara i pojedinačnih neutrona.
Takve zvijezde, poznate kao neutronske zvijezde, izuzetno su male - ne veće od velikog grada - i imaju nezamislivo velike gustine. Njihov orbitalni period postaje izuzetno kratak kako se veličina zvijezde smanjuje (zbog očuvanja ugaonog momenta). Neki prave 600 obrtaja u sekundi. Kada osa koja povezuje sjeverni i južni magnetni pol ove brzorotirajuće zvijezde bude usmjerena na Zemlju, moguće je fiksirati impuls zračenja koji se ponavlja u intervalima jednakim periodu rotacije zvijezde. Takve neutronske zvijezde su nazvane "pulsari" i postale su prve otkrivene neutronske zvijezde.
Crne rupe
Ne postaju sve supernove neutronske zvijezde. Ako zvijezda ima dovoljno veliku masu, tada će se kolaps zvijezde nastaviti i sami neutroni će početi padati prema unutra sve dok njen polumjer ne postane manji od Schwarzschildovog radijusa. Zvezda tada postaje crna rupa.
Postojanje crnih rupa predviđala je opšta teorija relativnosti. Prema opštoj relativnosti, materija i informacija ne mogu ostaviti crnu rupu ni pod kojim okolnostima. Međutim, kvantna mehanika omogućava izuzetke od ovog pravila.
Ostaje niz otvorenih pitanja. Glavni među njima: "Ima li uopće crnih rupa?" Zaista, da bismo sa sigurnošću rekli da je dati objekt crna rupa, potrebno je promatrati njegov horizont događaja. Svi pokušaji da se to učini završili su neuspjehom. Ali još uvijek postoji nada, budući da se neki objekti ne mogu objasniti bez akrecije, štoviše, akrecije na objekt bez čvrste površine, ali samo postojanje crnih rupa to ne dokazuje.
Otvorena su i pitanja: da li je moguće da se zvijezda sruši direktno u crnu rupu, zaobilazeći supernovu? Postoje li supernove koje će na kraju postati crne rupe? Kakav je tačan efekat početne mase zvezde na formiranje objekata na kraju njenog životnog ciklusa?
Evolucija zvijezda je promjena u fizičkom. karakteristike, interne zgrade i hem. sastav zvijezda tokom vremena. Najvažniji problemi teorije E.z. - objašnjenje nastanka zvijezda, promjene njihovih uočenih karakteristika, proučavanje genetskog odnosa različitih grupa zvijezda, analiza njihovih konačnih stanja.
Budući da je u nama poznatom dijelu Univerzuma cca. 98-99% mase posmatrane materije sadržano je u zvijezdama ili je prošlo fazu zvijezda, objašnjava E.z. yavl. jedan od najvažnijih problema u astrofizici.
Zvijezda u stacionarnom stanju je plinska lopta, koja je u hidrostatičkom stanju. i toplotnu ravnotežu (tj. dejstvo gravitacionih sila je uravnoteženo unutrašnjim pritiskom, a gubici energije usled zračenja se kompenzuju energijom koja se oslobađa u unutrašnjosti zvezde, vidi). "Rođenje" zvijezde je formiranje hidrostatski ravnotežnog objekta, čije je zračenje podržano svojim vlastitim. izvori energije. "Smrt" zvijezde je nepovratna neravnoteža koja vodi do uništenja zvijezde ili do njenog katastrofalnog neuspjeha. kompresija.
Odvajanje gravitacije. energija može igrati odlučujuću ulogu samo kada je temperatura unutrašnjosti zvijezde nedovoljna da oslobađanje nuklearne energije nadoknadi gubitke energije, a zvijezda kao cjelina ili njen dio mora se skupiti da bi održala ravnotežu. Osvjetljenje toplinske energije postaje važno tek nakon iscrpljivanja rezervi nuklearne energije. Tako je E.z. može se predstaviti kao uzastopna promjena izvora energije zvijezda.
Karakteristično vrijeme E.z. prevelika da bi mogla direktno pratiti cijelu evoluciju. Stoga, glavni metoda istraživanja E.z. yavl. konstrukcija nizova modela zvijezda koji opisuju promjene u unutrašnjem. zgrade i hem. sastav zvijezda tokom vremena. Evolucija. sekvence se zatim porede sa rezultatima posmatranja, na primer, sa (G.-R.d.), koji sumira posmatranja velikog broja zvezda u različitim fazama evolucije. Od posebnog značaja je poređenje sa G.-R.d. za zvjezdana jata, budući da sve zvijezde jata imaju istu početnu hemiju. sastav i formiran gotovo istovremeno. Prema G.-R.d. klasteri različite starosti, bilo je moguće utvrditi pravac kretanja E.z. Evolucijski detalj. sekvence se izračunavaju numeričkim rješavanjem sistema diferencijalnih jednačina koje opisuju distribuciju mase, gustine, temperature i osvjetljenja u zvijezdi, kojima se dodaju zakoni oslobađanja energije i neprozirnosti zvjezdane materije i jednačine koje opisuju promjenu u hemiji. sastav zvijezda tokom vremena.
Evolucija zvijezde ovisi uglavnom o njenoj masi i početnoj kemiji. kompozicija. Određenu, ali ne fundamentalnu ulogu može odigrati rotacija zvijezde i njen magn. polju, ali uloga ovih faktora u E.z. još nije dovoljno istražen. Chem. Sastav zvijezde zavisi od vremena kada je nastala i od njenog položaja u galaksiji u vrijeme formiranja. Zvijezde prve generacije nastale su od materije, čiji je sastav bio određen kosmološkim. uslovima. Očigledno je sadržavao približno 70% masenog udjela vodonika, 30% helijuma i zanemarljivu primjesu deuterija i litijuma. U toku evolucije zvijezda prve generacije nastali su teški elementi (slijedom helijuma) koji su izbačeni u međuzvjezdani prostor kao rezultat oticanja tvari iz zvijezda ili prilikom eksplozija zvijezda. Zvijezde narednih generacija su već formirane od materije koja sadrži do 3-4% (po masi) teških elemenata.
Najdirektniji pokazatelj da se u Galaksiji trenutno dešava formiranje zvijezda je yavl. postojanje masivnog spektra sjajnih zvijezda. klase O i B, čiji životni vijek ne može biti duži od ~ 10 7 godina. Brzina formiranja zvijezda u modernom epohe se procjenjuje na 5 godišnje.
2. Formiranje zvijezde, faza gravitacijske kontrakcije
Prema najčešćem mišljenju, zvijezde nastaju kao rezultat gravitacije. kondenzacije materije u međuzvjezdanom mediju. Pod uticajem Rayleigh-Taylor termičke nestabilnosti u međuzvjezdanom magnetnom polju može doći do neophodnog razdvajanja međuzvjezdanog medija na dvije faze - guste hladne oblake i razrijeđeni medij sa višom temperaturom. polje. Gasno-prašinski kompleksi sa masom 
, karakterističnu veličinu (10-100) kom i koncentraciju čestica n~10 2 cm -3 . zapravo posmatrano zbog njihove emisije radio talasa. Kompresija (kolaps) takvih oblaka zahteva određene uslove: gravitacione. čestice oblaka moraju premašiti zbir energije toplotnog kretanja čestica, energije rotacije oblaka u cjelini i magnetske. energija oblaka (Jeans kriterijum). Ako se uzme u obzir samo energija toplotnog kretanja, tada se do faktora reda jedan, Jeansov kriterij zapisuje na sljedeći način: align="absmiddle" width="205" height="20">, gdje je je masa oblaka, T- temperatura gasa u K, n- broj čestica u 1 cm 3 . Sa tipičnim modernim međuzvjezdani oblaci temp-pax K mogu urušiti samo oblake čija masa nije manja od . Džinsov kriterijum ukazuje da za formiranje zvezda sa stvarno posmatranim spektrom mase, koncentracija čestica u oblacima u kolapsu treba da dostigne (10 3 -10 6) cm -3, tj. 10-1000 puta više nego što je uočeno u tipičnim oblacima. Međutim, takve koncentracije čestica mogu se postići u dubinama oblaka koji su već počeli da se urušavaju. Iz ovoga proizilazi da je ono što se dešava putem sukcesivnog procesa koji se odvija u nekoliko faze, fragmentacija masivnih oblaka. Ova slika prirodno objašnjava rađanje zvijezda u grupama - jatima. U isto vrijeme, pitanja vezana za toplinski balans u oblaku, polje brzina u njemu i mehanizam koji određuje maseni spektar fragmenata i dalje ostaju nejasni.
Kolapsirajući objekti zvjezdane mase tzv. protostars. Kolaps sferno simetrične nerotirajuće protozvijezde bez magneta. polja uključuju nekoliko. faze. U početnom trenutku vremena oblak je ujednačen i izotermičan. To je transparentno za javnost. zračenja, pa do kolapsa dolazi sa volumetrijskim gubicima energije, Ch. arr. zbog toplotnog zračenja prašine, roj prenosi svoju kinetiku. energija čestice gasa. U homogenom oblaku ne postoji gradijent pritiska i kompresija počinje u režimu slobodnog pada sa karakterističnim vremenom, gde G- , - gustina oblaka. S početkom kompresije nastaje talas razrjeđivanja koji se kreće prema centru brzinom zvuka, a od do kolapsa dolazi brže tamo gdje je gustoća veća, protozvijezda se dijeli na kompaktno jezgro i proširenu školjku, u kojoj se materija raspoređuje po zakonu. Kada koncentracija čestica u jezgru dostigne ~10 11 cm -3, ono postaje neprozirno za IR zračenje čestica prašine. Energija koja se oslobađa u jezgru polako curi na površinu zbog provođenja topline zračenja. Temperatura počinje rasti gotovo adijabatski, što dovodi do povećanja tlaka, a jezgro ulazi u hidrostatsko stanje. balans. Školjka nastavlja da pada na jezgro i pojavljuje se na njegovoj periferiji. Parametri jezgra u ovom trenutku slabo zavise od ukupne mase protozvezde: K. Kako se masa jezgra povećava usled akrecije, njegova temperatura se menja skoro adijabatski sve dok ne dostigne 2000 K, kada počinje disocijacija molekula H 2 . Kao rezultat potrošnje energije za disocijaciju, a ne povećanje kinetike. energije čestica, vrijednost adijabatskog indeksa postaje manja od 4/3, promjene pritiska nisu u stanju da kompenzuju gravitacijske sile, a jezgro se ponovo urušava (vidi ). Formira se novo jezgro sa parametrima, okruženo udarnim frontom, na koje se akreiraju ostaci prvog jezgra. Slično preuređenje jezgra događa se sa vodonikom.
Dalji rast jezgra zbog materijala ljuske nastavlja se sve dok sva materija ne padne na zvijezdu ili se ne rasprši pod djelovanjem ili , ako je jezgro dovoljno masivno (vidi ). Za protozvijezde sa karakterističnim vremenom materije ljuske t a >t kn, pa je njihov sjaj određen oslobađanjem energije kontrakcijskih jezgara.
Zvijezda koja se sastoji od jezgra i ljuske posmatra se kao IR izvor zbog obrade zračenja u ljusci (prašina ljuske, apsorbirajući fotone UV zračenja iz jezgre, zrači u IR opsegu). Kada ljuska postane optički tanka, protozvijezda se počinje promatrati kao običan objekt zvjezdane prirode. Kod najmasivnijih zvijezda školjke se čuvaju do početka termonuklearnog sagorijevanja vodonika u središtu zvijezde. Pritisak zračenja ograničava masu zvijezda na vrijednost, vjerovatno . Čak i ako se formiraju masivnije zvijezde, one se pokazuju kao pulsaciono nestabilne i mogu izgubiti svoju vrijednost. dio mase u fazi sagorijevanja vodonika u jezgru. Trajanje faze kolapsa i raspršivanja protozvjezdane ljuske je istog reda kao i vrijeme slobodnog pada za roditeljski oblak, tj. 10 5 -10 6 godina. Grudice tamne materije ostataka ljuske osvijetljene jezgrom, ubrzane zvjezdanim vjetrom, poistovjećuju se s Herbig-Haro objektima (grupe u obliku zvijezde sa emisionim spektrom). Zvijezde male mase, kada postanu vidljive, nalaze se u G.-R.d. području koje zauzimaju zvijezde tipa T Bik (patuljak), masivnije - u području gdje se nalaze Herbigove emisione zvijezde (nepravilne rane spektralne klase sa emisionim linijama u spektrima).Evolucija. tragovi jezgara protozvijezda sa konstantnom masom u hidrostatičkom stupnju. kompresije su prikazane na sl. 1. Kod zvijezda male mase, u trenutku kada je uspostavljena hidrostatika. ravnoteže, uslovi u jezgrima su takvi da se energija prenosi u njima. Proračuni pokazuju da je površinska temperatura potpuno konvektivne zvijezde gotovo konstantna. Poluprečnik zvijezde se kontinuirano smanjuje, jer. ona se smanjuje. Sa konstantnom površinskom temperaturom i opadajućim radijusom, sjaj zvijezde bi također trebao pasti na G.-R.d. ova faza evolucije odgovara vertikalnim segmentima staza.
Kako se kompresija nastavlja, temperatura u unutrašnjosti zvijezde raste, materija postaje transparentnija, a zvijezde sa align="absmiddle" width="90" height="17"> imaju blistavo jezgro, ali školjke ostaju konvektivne. Manje masivne zvijezde ostaju potpuno konvektivne. Njihova svjetlost regulirana je tankim zračećim slojem u fotosferi. Što je zvezda masivnija i što je njena efektivna temperatura viša, to je veće njeno zračeće jezgro (kod zvezda sa align="absmiddle" width="74" height="17">, zračeće jezgro se pojavljuje odmah). Na kraju, gotovo cijela zvijezda (s izuzetkom površinske konvektivne zone kod zvijezda s masom ) prelazi u stanje radijacijske ravnoteže, pri čemu se sva energija oslobođena u jezgru prenosi zračenjem.
3. Evolucija zasnovana na nuklearnim reakcijama
Na temperaturi od ~ 10 6 K u jezgrima počinju prve nuklearne reakcije - izgaraju deuterijum, litijum, bor. Primarna količina ovih elemenata je toliko mala da njihovo izgaranje praktički ne podnosi kompresiju. Kompresija prestaje kada temperatura u centru zvezde dostigne ~10 6 K i vodik se zapali, jer energija oslobođena tokom termonuklearnog sagorevanja vodonika dovoljna je da nadoknadi gubitke radijacije (vidi ). Homogene zvijezde, u čijim jezgrima gori vodonik, nastaju na G.-R.d. početni glavni niz (NGS). Masivne zvijezde dostižu NGP brže od zvijezda male mase, jer njihova brzina gubitka energije po jedinici mase, a time i brzina evolucije, veća je od one kod zvijezda male mase. Od momenta ulaska u NGP, E.z. nastaje na bazi nuklearnog sagorijevanja, čije su glavne faze sažete u tabeli. Nuklearno sagorijevanje može nastati prije formiranja elemenata grupe željeza, koji imaju najveću energiju vezivanja među svim jezgrama. Evolucija. tragovi zvijezda na G.-R.d. prikazano na sl. 2. Evolucija centralnih vrijednosti temperature i gustine zvijezda prikazana je na sl. 3. Na K main. izvor energije yavl. reakcija vodonikovog ciklusa, na b "veliko T- reakcije ciklusa ugljik-azot (CNO) (vidi). Nuspojava CNO ciklusa yavl. uspostavljanje ravnotežnih koncentracija nuklida 14 N, 12 C, 13 C - 95%, 4% i 1% po masi. Prevlast dušika u slojevima u kojima je došlo do sagorijevanja vodonika potvrđuju i rezultati promatranja, u kojima se ovi slojevi pojavljuju na površini kao rezultat gubitka ekst. slojeva. Zvijezde sa CNO-ciklusom (align="absmiddle" width="74" height="17">) u centru imaju konvektivno jezgro. Razlog tome je vrlo jaka ovisnost oslobađanja energije od temperature: . Protok energije zračenja ~ T4(vidi ), dakle, ne može prenijeti svu oslobođenu energiju i mora doći do konvekcije, što je efikasnije od prijenosa zračenja. U najmasivnijim zvijezdama, više od 50% zvjezdane mase je pokriveno konvekcijom. Značaj konvektivnog jezgra za evoluciju određen je činjenicom da se nuklearno gorivo jednoliko iscrpljuje u području koje je mnogo veće od područja efektivnog sagorijevanja, dok u zvijezdama bez konvektivnog jezgra ono u početku izgara samo u malom susjedstvu centra. , gdje je temperatura prilično visoka. Vrijeme sagorijevanja vodonika kreće se od ~ 10 10 godina do godina za . Vrijeme svih narednih faza nuklearnog gorenja ne prelazi 10% vremena gorenja vodonika, stoga se na G.-R.d. formiraju zvijezde u fazi gorenja vodonika. gusto naseljeno područje - (GP). Zvijezde s temperaturom u centru nikada ne dosegnu vrijednosti potrebne za paljenje vodonika, one se neograničeno skupljaju, pretvarajući se u "crne" patuljke. Izgaranje vodonika dovodi do povećanja prosj. molekularne težine jezgrene tvari, te stoga održava hidrostatičnost. ravnoteže, pritisak u centru mora porasti, što povlači za sobom povećanje temperature u centru i temperaturnog gradijenta duž zvijezde, a time i svjetline. Smanjenje neprozirnosti materije s povećanjem temperature također dovodi do povećanja svjetline. Jezgro se skuplja kako bi održalo uvjete za oslobađanje nuklearne energije uz smanjenje sadržaja vodika, a ljuska se širi zbog potrebe da prenese povećani energetski tok iz jezgre. Na G.-R.d. zvezda se pomera desno od NGP-a. Smanjenje neprozirnosti dovodi do smrti konvektivnih jezgara kod svih zvijezda, osim kod onih najmasivnijih. Brzina evolucije masivnih zvijezda je najveća i one su prve koje napuštaju MS. Vijek trajanja na MS je za zvijezde od cca. 10 miliona godina, od ca. 70 miliona godina, a od ca. 10 milijardi godina.Kada se sadržaj vodika u jezgru smanji na 1%, širenje ljuski zvijezda s align="absmiddle" width="66" height="17"> zamjenjuje se općim skupljanjem zvijezde, što je neophodno da se održavati oslobađanje energije. Kompresija ljuske uzrokuje zagrijavanje vodika u sloju uz jezgru helijuma do temperature njegovog termonuklearnog sagorijevanja i pojavljuje se slojni izvor oslobađanja energije. Za zvijezde s masom , za koje ona u manjoj mjeri ovisi o temperaturi i područje oslobađanja energije nije tako snažno koncentrisano prema centru, nema stupnja opšte kompresije.
E.z. nakon sagorijevanja vodonika zavisi od njihove mase. Najvažniji faktor koji utiče na tok evolucije zvezda sa masom yavl. degeneracija elektronskog gasa pri visokim gustinama. Zbog velike gustine, broj kvantnih stanja sa malom energijom je ograničen zbog Paulijevog principa, a elektroni ispunjavaju kvantne nivoe velikom energijom, mnogo većom od energije njihovog toplotnog kretanja. Najvažnija karakteristika degenerisanog gasa je njegov pritisak str zavisi samo od gustine: za nerelativističku degeneraciju i za relativističku degeneraciju. Pritisak elektronskog gasa je mnogo veći od pritiska jona. To implicira fundamentalno za E.z. zaključak: budući da gravitaciona sila koja djeluje na jedinični volumen relativistički degeneriranog plina, , ovisi o gustoći na isti način kao gradijent tlaka , mora postojati granična masa (vidi ), takva da za align="absmiddle" širinu ="66" visina ="15"> Pritisak elektrona se ne može suprotstaviti gravitaciji i počinje kompresija. Ograničenje mase align="absmiddle" width="139" height="17">. Granica oblasti u kojoj je elektronski gas degenerisan prikazana je na sl. 3 . Kod zvijezda male mase, degeneracija igra značajnu ulogu već u procesu formiranja jezgri helijuma.
Drugi faktor koji određuje E.z. u kasnijim fazama to su gubici energije neutrina. U dubinama zvezda T~10 8 Na glavnu. ulogu u rađanju igraju: fotoneutrinski proces, raspad kvanta oscilacije plazme (plazmoni) u neutrino-antineutrinski par (), anihilacija elektron-pozitronskih parova () i (vidi). Najvažnija karakteristika neutrina je da je materija zvijezde za njih praktično providna, a neutrini slobodno odnose energiju iz zvijezde.
Helijumsko jezgro, u kojem još nisu nastali uslovi za sagorevanje helijuma, je komprimirano. Temperatura u slojevitom izvoru pored jezgre se povećava, a brzina sagorevanja vodonika se povećava. Potreba za prijenosom povećanog protoka energije dovodi do širenja ljuske, za šta se troši dio energije. Pošto se sjaj zvezde ne menja, temperatura njene površine opada, a na G.-R.d. zvijezda se kreće u područje koje zauzimaju crveni divovi.Vrijeme restrukturiranja zvijezde je dva reda veličine kraće od vremena sagorijevanja vodonika u jezgru, stoga postoji nekoliko zvijezda između MS pojasa i područja crvenih supergiganata. Sa smanjenjem temperature ljuske, povećava se njegova prozirnost, zbog čega je vanjski. konvektivna zona i sjaj zvijezde se povećava.
Uklanjanje energije iz jezgra kroz toplotnu provodljivost degenerisanih elektrona i gubitaka neutrina u zvezdama odlaže vreme paljenja helijuma. Temperatura počinje primjetno rasti tek kada jezgro postane gotovo izotermno. Sagorijevanje 4 On određuje E.z. od trenutka kada oslobađanje energije premašuje gubitke energije zbog provođenja toplote i neutrina zračenja. Isti uvjet vrijedi i za sagorijevanje svih narednih vrsta nuklearnog goriva.
Izvanredna karakteristika zvjezdanih jezgara iz degeneriranog plina hlađenog neutrinima je "konvergencija" - konvergencija staza koje karakteriziraju omjer gustine i temperature Tc u centru zvezde (sl. 3). Brzina oslobađanja energije tokom kompresije jezgra je određena brzinom vezivanja materije za nju kroz izvor sloja, koja zavisi samo od mase jezgra za datu vrstu goriva. U jezgru se mora održavati ravnoteža priliva i odliva energije, stoga se u jezgri zvijezda uspostavlja ista raspodjela temperature i gustine. Do trenutka paljenja 4 He, masa jezgra zavisi od sadržaja teških elemenata. U degenerisanim gasnim jezgrima paljenje 4 He ima karakter termalne eksplozije, jer energija oslobođena tokom sagorevanja ide na povećanje energije toplotnog kretanja elektrona, ali pritisak se skoro ne menja sa povećanjem temperature sve dok toplotna energija elektrona nije jednaka energiji degenerisanog gasa elektrona. Tada se degeneracija uklanja i jezgro se brzo širi - javlja se bljesak helijuma. Bljeskovi helijuma vjerovatno su praćeni gubitkom zvjezdane materije. Na mjestu gdje su masivne zvijezde odavno završile svoju evoluciju, a crveni divovi imaju mase, zvijezde u fazi sagorevanja helijuma nalaze se na horizontalnoj grani H.R.D.
U helijumskim jezgrama zvijezda sa align="absmiddle" width="90" height="17"> plin nije degeneriran, 4 On se tiho pali, ali se jezgra također šire zbog povećanja Tc. U najmasivnijim zvijezdama, paljenje 4 He se događa čak i kada su yavl. plavi supergiganti. Širenje jezgre dovodi do smanjenja T u području izvora vodonikovog sloja, a luminoznost zvijezde opada nakon bljeska helijuma. Da bi se održala termička ravnoteža, školjka se skuplja, a zvijezda napušta područje crvenog supergiganta. Kada se 4 He u jezgru iscrpi, kompresija jezgra i širenje ljuske ponovo počinju, zvijezda ponovo postaje crveni supergigant. Formira se slojeviti izvor sagorevanja 4 He, koji dominira u oslobađanju energije. Spolja se ponovo pojavljuje. konvektivna zona. Kako helijum i vodonik izgaraju, debljina slojevitih izvora se smanjuje. Ispostavlja se da je tanak sloj sagorevanja helijuma termički nestabilan, jer uz vrlo jaku osjetljivost oslobađanja energije na temperaturu (), toplinska provodljivost tvari je nedovoljna da ugasi toplinske poremećaje u sloju sagorijevanja. Tokom termičkih bljeskova dolazi do konvekcije u sloju. Ako prodre u slojeve bogate vodonikom, tada kao rezultat sporog procesa ( s-proces, vidi) sintetišu se elementi sa atomskim masama od 22 Ne do 209 B.
Pritisak zračenja na prašinu i molekule formirane u hladnim proširenim ljuskama crvenih supergiganata dovodi do kontinuiranog gubitka materije brzinom i do godine. Kontinuirani gubitak mase može biti dopunjen gubicima zbog nestabilnosti slojevitog sagorijevanja ili pulsiranja, što može dovesti do oslobađanja jednog ili više. školjke. Kada količina materije iznad jezgre ugljik-kiseonik postane manja od određene granice, ljuska je, da bi održala temperaturu u slojevima sagorevanja, prisiljena da se skuplja sve dok kompresija ne bude u stanju da održi sagorevanje; zvijezda na G.-R.d. pomiče se gotovo horizontalno ulijevo. U ovoj fazi, nestabilnost slojeva sagorevanja takođe može dovesti do širenja ljuske i gubitka materije. Sve dok je zvijezda dovoljno vruća, promatra se kao jezgro sa jednim ili više. školjke. Kada se slojevi izvori pomaknu na površinu zvijezde tako da temperatura u njima postane niža nego što je potrebna za nuklearno sagorijevanje, zvijezda se hladi, pretvarajući se u bijelog patuljka sa zračenjem zbog potrošnje toplinske energije jonske komponente njene tvari. . Karakteristično vrijeme hlađenja za bijele patuljke je ~109 godina. Donja granica masa pojedinačnih zvijezda koje se pretvaraju u bijele patuljke je nejasna, procjenjuje se na 3-6 . U zvijezdama s elektronskim plin degenerira u fazi rasta ugljik-kiseonika (C,O-) zvjezdanih jezgara. Kao iu helijumskim jezgrama zvijezda, zbog gubitaka energije neutrina dolazi do "konvergencije" uslova u centru i do trenutka kada se ugljik zapali u C,O jezgru. Paljenje 12 C u takvim uslovima najverovatnije ima karakter eksplozije i dovodi do potpunog uništenja zvezde. Do potpunog uništenja možda neće doći ako 
. Takva gustina je dostižna kada je stopa rasta jezgra određena akrecijom materije satelita u bliskom binarnom sistemu.
Prvi dio ASTRONOMSKI ASPEKT PROBLEMA
4. Evolucija zvijezda Moderna astronomija ima veliki broj argumenata u prilog tvrdnji da zvijezde nastaju kondenzacijom oblaka plina i prašine međuzvjezdanog medija. Proces formiranja zvijezda iz ovog medija nastavlja se i danas. Razjašnjenje ove okolnosti jedno je od najvećih dostignuća moderne astronomije. Do relativno nedavno, vjerovalo se da su sve zvijezde nastale gotovo istovremeno prije mnogo milijardi godina. Kolaps ovih metafizičkih ideja olakšan je, prije svega, napretkom opservacijske astronomije i razvojem teorije strukture i evolucije zvijezda. Kao rezultat toga, postalo je jasno da su mnoge od promatranih zvijezda relativno mladi objekti, a neke od njih su nastale kada je već postojala osoba na Zemlji. Važan argument u prilog zaključku da se zvijezde formiraju iz međuzvjezdanog plina i prašine je položaj grupa očito mladih zvijezda (tzv. "asocijacije") u spiralnim krakovima Galaksije. Činjenica je da je, prema radioastronomskim zapažanjima, međuzvjezdani plin koncentriran uglavnom u spiralnim krakovima galaksija. To je posebno slučaj u našoj Galaksiji. Štaviše, iz detaljnih "radio snimaka" nekih nama bliskih galaksija, proizilazi da je najveća gustina međuzvjezdanog plina uočena na unutrašnjim (u odnosu na centar odgovarajuće galaksije) rubovima spirale, što nalazi prirodno objašnjenje , na čijim detaljima se ovdje ne možemo zadržavati. Ali upravo se u tim dijelovima spirala koriste metode optičke astronomije za posmatranje "HII zona", odnosno oblaka jonizovanog međuzvjezdanog plina. U pogl. 3 već je rečeno da jedini razlog za jonizaciju takvih oblaka može biti ultraljubičasto zračenje masivnih vrućih zvijezda - očito mladih objekata (vidi dolje). Centralno za problem evolucije zvijezda je pitanje izvora njihove energije. Zaista, odakle, na primjer, dolazi ogromna količina energije potrebna da se sunčevo zračenje održi na približno promatranom nivou nekoliko milijardi godina? Svake sekunde Sunce emituje 4x10 33 erga, a tokom 3 milijarde godina zračilo je 4x10 50 erga. Nema sumnje da je starost Sunca oko 5 milijardi godina. To proizilazi barem iz modernih procjena starosti Zemlje raznim radioaktivnim metodama. Malo je vjerovatno da je Sunce "mlađe" od Zemlje. U prošlom i početkom ovog stoljeća predlagane su različite hipoteze o prirodi izvora energije Sunca i zvijezda. Neki naučnici su, na primjer, vjerovali da je izvor sunčeve energije kontinuirano ispadanje meteoroida na njegovu površinu, drugi su tražili izvor u neprekidnoj kompresiji Sunca. Potencijalna energija oslobođena tokom takvog procesa mogla bi se, pod određenim uslovima, pretvoriti u zračenje. Kao što ćemo vidjeti u nastavku, ovaj izvor može biti prilično efikasan u ranoj fazi evolucije zvijezde, ali ne može osigurati sunčevo zračenje za potrebno vrijeme. Napredak nuklearne fizike omogućio je rješavanje problema izvora energije zvijezda već krajem tridesetih godina našeg stoljeća. Takav izvor su reakcije termonuklearne fuzije koje se dešavaju u unutrašnjosti zvijezda na vrlo visokoj temperaturi koja tamo vlada (reda deset miliona Kelvina). Kao rezultat ovih reakcija, čija brzina u velikoj mjeri ovisi o temperaturi, protoni se pretvaraju u jezgra helijuma, a oslobođena energija polako "curi" kroz unutrašnjost zvijezda i, konačno, značajno se transformira, zrači u svjetski prostor. Ovo je izuzetno moćan izvor. Ako pretpostavimo da se u početku Sunce sastojalo samo od vodika, koji se kao rezultat termonuklearnih reakcija potpuno pretvorio u helijum, tada će oslobođena količina energije biti približno 10 52 erg. Dakle, da bi se zračenje održalo na posmatranom nivou milijardama godina, dovoljno je da Sunce "utroši" najviše 10% prvobitne zalihe vodonika. Sada možemo predstaviti sliku evolucije neke zvijezde na sljedeći način. Iz nekog razloga (može se navesti nekoliko njih), oblak međuzvjezdanog medija plina i prašine počeo je da se kondenzuje. Ubrzo (naravno, u astronomskim razmerama!) pod uticajem univerzalnih gravitacionih sila, iz ovog oblaka nastaje relativno gusta, neprozirna gasna lopta. Strogo govoreći, ova lopta se još ne može nazvati zvijezdom, jer je u njenim središnjim dijelovima temperatura nedovoljna za početak termonuklearnih reakcija. Pritisak gasa unutar lopte još nije u stanju da uravnoteži sile privlačenja njenih pojedinačnih delova, pa će se ona kontinuirano sabijati. Neki astronomi su vjerovali da se takve "protozvijezde" opažaju u pojedinačnim maglinama u obliku vrlo tamnih kompaktnih formacija, takozvanih globula (slika 12). Napredak u radio astronomiji, međutim, natjerao nas je da napustimo ovu prilično naivnu tačku gledišta (vidi dolje). Obično se ne formira jedna protozvijezda u isto vrijeme, već više ili manje brojna grupa njih. U budućnosti, ove grupe postaju zvjezdane asocijacije i klasteri, dobro poznati astronomima. Vrlo je vjerovatno da se u ovoj vrlo ranoj fazi evolucije zvijezde oko nje formiraju nakupine manje mase, koje se zatim postepeno pretvaraju u planete (vidi Sl. ch. devet).Rice. 12. Globule u difuzionoj maglini
Kada se protozvijezda skuplja, njena temperatura raste i značajan dio oslobođene potencijalne energije se zrači u okolni prostor. Budući da su dimenzije stezne gasne sfere veoma velike, zračenje jedinice njene površine biće zanemarljivo. Budući da je fluks zračenja sa jedinične površine proporcionalan četvrtom stepenu temperature (Stefan-Boltzmannov zakon), temperatura površinskih slojeva zvijezde je relativno niska, dok je njezin luminozitet skoro isti kao kod obične zvijezde. sa istom masom. Stoga će se na dijagramu "spektar - luminoznost" takve zvijezde nalaziti desno od glavnog niza, odnosno pasti će u područje crvenih divova ili crvenih patuljaka, ovisno o vrijednostima njihovih početnih masa. U budućnosti, protozvijezda nastavlja da se smanjuje. Njegove dimenzije postaju manje, a površinska temperatura raste, zbog čega spektar postaje sve "raniji". Dakle, krećući se duž dijagrama "spektar - luminoznost", protozvijezda prilično brzo "sjeda" na glavnu sekvencu. Tokom ovog perioda, temperatura unutrašnjosti zvijezde je već dovoljna da tamo počnu termonuklearne reakcije. Istovremeno, pritisak gasa unutar buduće zvezde uravnotežuje privlačnost i gasna lopta prestaje da se skuplja. Protozvijezda postaje zvijezda. Protozvijezdama je potrebno relativno malo vremena da prođu kroz ovu vrlo ranu fazu svoje evolucije. Ako je, na primjer, masa protozvijezde veća od mase Sunca, potrebno je samo nekoliko miliona godina; ako je manja, nekoliko stotina miliona godina. Budući da je vrijeme evolucije protozvijezda relativno kratko, teško je otkriti ovu najraniju fazu razvoja zvijezde. Ipak, zvijezde u ovoj fazi, očigledno, se primjećuju. Riječ je o vrlo zanimljivim zvijezdama T Bika, obično uronjenim u tamne magline. 1966. godine, sasvim neočekivano, postalo je moguće posmatrati protozvijezde u ranim fazama njihove evolucije. Već smo spomenuli u trećem poglavlju ove knjige otkriće radioastronomijom određenog broja molekula u međuzvjezdanom mediju, prvenstveno hidroksil OH i vodene pare H2O. Veliko je bilo iznenađenje radio astronoma kada su prilikom snimanja neba na talasnoj dužini od 18 cm, što odgovara radio liniji OH, otkriveni svetli, izuzetno kompaktni (tj. malih ugaonih dimenzija) izvori. Ovo je bilo toliko neočekivano da su isprva odbili čak ni povjerovati da tako svijetle radio linije mogu pripadati hidroksilnoj molekuli. Pretpostavljalo se da ove linije pripadaju nekoj nepoznatoj supstanci, koja je odmah dobila "odgovarajući" naziv "misterijum". Međutim, "misterijum" je vrlo brzo podelio sudbinu svoje optičke "braće" - "nebulijuma" i "koronije". Činjenica je da se dugi niz decenija svetle linije maglina i solarne korone nisu mogle identifikovati ni sa jednom poznatom spektralnom linijom. Stoga su ih pripisivali određenim, na zemlji nepoznatim, hipotetičkim elementima - "nebulijumu" i "koroniji". Nemojmo se snishodljivo osmehnuti neznanju astronoma na početku našeg veka: uostalom, tada nije postojala teorija atoma! Razvoj fizike nije ostavio mjesta za egzotične "nebesnike" u Mendeljejevljevom periodičnom sistemu: 1927. godine razotkriven je "maglica", čije su linije s potpunom pouzdanošću identificirane sa "zabranjenim" linijama joniziranog kisika i dušika, a 1939. -1941. . uvjerljivo je pokazano da misteriozne linije "koronijuma" pripadaju višestruko jonizovanim atomima gvožđa, nikla i kalcijuma. Ako su bile potrebne decenije da se "razotkriju" "nebulijum" i "kodonijum", onda je u roku od nekoliko nedelja nakon otkrića postalo jasno da linije "misterijuma" pripadaju običnom hidroksilu, ali samo pod neobičnim uslovima. Dalja zapažanja su, prije svega, otkrila da izvori "misterija" imaju izuzetno male ugaone dimenzije. To je pokazano uz pomoć tada još uvijek nove, vrlo efikasne istraživačke metode, nazvane "radio interferometrija vrlo duge osnovne linije". Suština metode svodi se na istovremeno promatranje izvora na dva radioteleskopa međusobno udaljena na udaljenosti od nekoliko hiljada km. Kako se ispostavilo, kutna rezolucija u ovom slučaju određena je omjerom valne dužine i udaljenosti između radio-teleskopa. U našem slučaju, ova vrijednost može biti ~3x10 -8 rad ili nekoliko hiljaditih dionica lučne sekunde! Imajte na umu da je u optičkoj astronomiji takva kutna rezolucija još uvijek potpuno nedostižna. Takva zapažanja su pokazala da postoje najmanje tri klase "misterijskih" izvora. Ovdje će nas zanimati izvori klase 1. Svi oni se nalaze unutar gasovitih jonizovanih maglina, na primer, u čuvenoj Orionovoj magli. Kao što je već spomenuto, njihove dimenzije su izuzetno male, mnogo hiljada puta manje od dimenzija magline. Ono što je najzanimljivije je da imaju složenu prostornu strukturu. Uzmimo, na primjer, izvor koji se nalazi u maglini zvanoj W3.
Rice. 13. Profili četiri komponente hidroksilne linije
Na sl. Slika 13 prikazuje profil OH linije koju emituje ovaj izvor. Kao što vidite, sastoji se od velikog broja uskih svijetlih linija. Svaka linija odgovara određenoj brzini kretanja duž linije vida oblaka koji emituje ovu liniju. Vrijednost ove brzine određena je Doplerovim efektom. Razlika u brzinama (duž linije vida) između različitih oblaka doseže ~10 km/s. Gore navedena interferometrijska zapažanja pokazala su da se oblaci koji emituju svaku liniju prostorno ne poklapaju. Slika je sljedeća: unutar područja od otprilike 1,5 sekunde, lukovi se kreću različitim brzinama oko 10 kompaktnih oblaka. Svaki oblak emituje jednu specifičnu (po frekvenciji) liniju. Ugaone dimenzije oblaka su veoma male, reda veličine nekoliko hiljaditih dela lučne sekunde. Pošto je udaljenost do magline W3 poznata (oko 2000 pc), ugaone dimenzije se lako mogu pretvoriti u linearne. Ispostavilo se da su linearne dimenzije područja u kojem se oblaci kreću reda veličine 10 -2 pc, a dimenzije svakog oblaka su samo za red veličine veće od udaljenosti od Zemlje do Sunca. Postavljaju se pitanja: šta su ovi oblaci i zašto tako snažno zrače u hidroksil radio linijama? Na drugo pitanje je odgovoreno prilično brzo. Ispostavilo se da je mehanizam emisije prilično sličan onom koji je uočen u laboratorijskim maserima i laserima. Dakle, izvori "misterijuma" su gigantski, prirodni kosmički maseri koji rade na talasu hidroksilne linije, čija je dužina 18 cm. Kao što je poznato, pojačanje zračenja u linijama zbog ovog efekta je moguće kada se na neki način "aktivira" medij u kojem se zračenje širi. To znači da neki "spoljni" izvor energije (tzv. "pumpanje") čini koncentraciju atoma ili molekula na početnom (gornjem) nivou nenormalno visokom. Mazer ili laser nisu mogući bez trajne "pumpe". Pitanje prirode mehanizma "pumpanja" kosmičkih masera još uvijek nije konačno riješeno. Međutim, prilično snažno infracrveno zračenje će se najvjerovatnije koristiti kao "pumpanje". Drugi mogući mehanizam "pumpanja" može biti neka hemijska reakcija. Vrijedi prekinuti našu priču o kosmičkim maserima kako bismo razmotrili s kakvim se nevjerovatnim fenomenima susreću astronomi u svemiru. Jedan od najvećih tehničkih izuma našeg turbulentnog doba, koji igra značajnu ulogu u naučnoj i tehnološkoj revoluciji koju sada doživljavamo, lako se realizuje u prirodnim uslovima i, štaviše, u ogromnom obimu! Tok radio-emisije nekih kosmičkih masera je toliki da je mogao biti otkriven čak i na tehničkom nivou radio astronomije prije 35 godina, odnosno čak i prije pronalaska masera i lasera! Za to je bilo potrebno "samo" znati tačnu talasnu dužinu OH radio veze i zainteresovati se za problem. Inače, ovo nije prvi slučaj da se najvažniji naučno-tehnički problemi sa kojima se čovečanstvo suočava u prirodnim uslovima. Termonuklearne reakcije koje podržavaju zračenje Sunca i zvijezda (vidi dolje) potaknule su razvoj i implementaciju projekata za dobivanje nuklearnog "goriva" na Zemlji, što bi u budućnosti trebalo riješiti sve naše energetske probleme. Avaj, još smo daleko od rješavanja ovog najvažnijeg zadatka, koji je priroda riješila „lako“. Prije stoljeće i po Fresnel, osnivač talasne teorije svjetlosti, primijetio je (naravno drugom prilikom): "Priroda se smije našim poteškoćama." Kao što vidite, Fresnelova primedba danas je još tačnija. Vratimo se, međutim, kosmičkim maserima. Iako mehanizam za "pumpanje" ovih masera još nije sasvim jasan, još uvijek se može dobiti gruba predstava o fizičkim uvjetima u oblacima koji emituju liniju od 18 cm pomoću maser mehanizma. Prije svega, ispada da ovi oblaci su prilično gusti: u kubnom centimetru ima najmanje 10 8 -10 9 čestica, a značajan (a možda i veliki) dio njih su molekuli. Temperatura vjerovatno neće preći dvije hiljade Kelvina, najvjerovatnije je oko 1000 Kelvina. Ova svojstva se oštro razlikuju od osobina čak i najgušćih oblaka međuzvjezdanog plina. S obzirom na još relativno malu veličinu oblaka, nehotice dolazimo do zaključka da oni prilično podsjećaju na proširene, prilično hladne atmosfere supergigantskih zvijezda. Vrlo je vjerovatno da ovi oblaci nisu ništa drugo do rana faza u razvoju protozvijezda, odmah nakon njihove kondenzacije iz međuzvjezdanog medija. U prilog ovoj tvrdnji govore i druge činjenice (koju je autor ove knjige iznio još 1966. godine). U maglinama u kojima se posmatraju kosmički maseri, vidljive su mlade vrele zvezde (vidi dole). Shodno tome, proces formiranja zvijezda je tu nedavno završio i najvjerovatnije se nastavlja i danas. Možda je najzanimljivije to što su, kako pokazuju radioastronomska posmatranja, svemirski maseri ovog tipa, takoreći, "uronjeni" u male, vrlo guste oblake jonizovanog vodonika. Ovi oblaci sadrže mnogo kosmičke prašine, što ih čini neuočljivim u optičkom opsegu. Takve "čaure" jonizuje mlada, vruća zvijezda u njima. U proučavanju procesa formiranja zvijezda, infracrvena astronomija se pokazala vrlo korisnom. Zaista, za infracrvene zrake, međuzvjezdana apsorpcija svjetlosti nije toliko značajna. Sada možemo zamisliti sljedeću sliku: iz oblaka međuzvjezdanog medija, njegovom kondenzacijom, nastaje nekoliko ugrušaka različitih masa koji evoluiraju u protozvijezde. Brzina evolucije je drugačija: za masivnije nakupine bit će veća (vidi tabelu 2 ispod). Stoga će se najmasovnija gomila prvo pretvoriti u vruću zvijezdu, dok će se ostatak zadržati manje-više dugo u fazi protozvijezde. Promatramo ih kao izvore maser zračenja u neposrednoj blizini "novorođene" vruće zvijezde, koja ionizira vodonik "čahura" koji se nije kondenzirao u nakupine. Naravno, ova gruba shema će se u budućnosti usavršavati i, naravno, bit će u njoj napravljene značajne promjene. Ali činjenica ostaje: odjednom se pokazalo da neko vrijeme (najvjerovatnije relativno kratko) novorođene protozvijezde, figurativno rečeno, "vrište" o svom rođenju, koristeći najnovije metode kvantne radiofizike (tj. masere)... Nakon 2. godine nakon otkrića kosmičkih hidroksil masera (linija 18 cm) – utvrđeno je da isti izvori istovremeno emituju (također maserskim mehanizmom) liniju vodene pare čija je talasna dužina 1,35 cm. Intenzitet „vode“ " maser je čak veći od onog "hidroksila". Oblaci koji emituju liniju H2O, iako se nalaze u istoj maloj zapremini kao i "hidroksilni" oblaci, kreću se različitim brzinama i mnogo su kompaktniji. Ne može se isključiti mogućnost da će u bliskoj budućnosti biti otkrivene i druge maser linije*. Tako je, sasvim neočekivano, radio astronomija klasični problem formiranja zvijezda pretvorila u granu opservacijske astronomije**. Kada se nađe u glavnoj sekvenci i prestane da se smanjuje, zvijezda zrači dugo vremena, praktično ne mijenjajući svoj položaj na dijagramu "spektar - luminoznost". Njegovo zračenje je podržano termonuklearnim reakcijama koje se odvijaju u centralnim regijama. Dakle, glavni niz je, takoreći, lokus tačaka na dijagramu "spektar - luminoznost", gdje zvijezda (u zavisnosti od svoje mase) može zračiti dugo i postojano zbog termonuklearnih reakcija. Položaj zvijezde na glavnom nizu određen je njenom masom. Treba napomenuti da postoji još jedan parametar koji određuje položaj ravnotežne zračeće zvijezde na dijagramu "spektar-luminoznost". Ovaj parametar je početni hemijski sastav zvijezde. Ako se relativno obilje teških elemenata smanji, zvijezda će "pasti" na dijagramu ispod. Upravo ta okolnost objašnjava prisustvo niza potpatuljaka. Kao što je gore spomenuto, relativno obilje teških elemenata u ovim zvijezdama je deset puta manje nego u zvijezdama glavnog niza. Vrijeme zadržavanja zvijezde na glavnom nizu je određeno njenom početnom masom. Ako je masa velika, zračenje zvijezde ima ogromnu snagu i brzo troši svoje rezerve vodikovog "goriva". Na primjer, zvijezde glavnog niza s masom nekoliko desetina puta većom od Sunčeve (ovo su vrući plavi divovi spektralnog tipa O) mogu postojano zračiti dok su na ovom nizu samo nekoliko miliona godina, dok zvijezde sa mase bliske sunčevoj, nalaze se na glavnom nizu 10-15 milijardi godina. Tabela ispod. 2, koji daje izračunato trajanje gravitacijske kontrakcije i zadržavanja na glavnom nizu za zvijezde različitih spektralnih tipova. Ista tabela prikazuje mase, poluprečnike i luminoznosti zvijezda u solarnim jedinicama.
tabela 2
| godine | |||||
|
Spektralna klasa |
Luminosity |
gravitaciona kontrakcija |
ostajući na glavnoj sekvenci | ||
|
G2 (ned) |
|||||
Rice. 14. Evolucijski tragovi za zvijezde različitih masa na dijagramu "svjetlost-temperatura"
Rice. 15. Hertzsprung-Russell dijagram za zvjezdano jato NGC 2254
Rice. 16. Hertzsprung-Russell dijagram za globularno jato M 3. Na vertikalnoj osi - relativna veličina
Odgovarajući dijagram jasno prikazuje cijeli glavni niz, uključujući njegov gornji lijevi dio, gdje se nalaze vruće masivne zvijezde (indikator boje - 0,2 odgovara temperaturi od 20 hiljada K, odnosno spektru klase B). Kuglasto jato M 3 je "stari" objekat. Jasno se vidi da u gornjem dijelu glavnog niza dijagrama konstruiranog za ovo jato zvijezda gotovo i nema. S druge strane, grana crvenog diva M 3 je veoma bogata, dok NGC 2254 ima vrlo malo crvenih divova. To je i razumljivo: u starom jatu M 3, veliki broj zvijezda je već „otišao“ iz glavnog niza, dok se u mladom jatu NGC 2254 to dogodilo samo s malim brojem relativno masivnih zvijezda koje se brzo razvijaju. Važno je napomenuti da džinovska grana za M 3 ide prilično strmo gore, dok je za NGC 2254 gotovo horizontalna. Sa teorijske tačke gledišta, ovo se može objasniti znatno manjim obiljem teških elemenata u M 3. Zaista, u zvijezdama globularnih jata (kao i u drugim zvijezdama koje se koncentrišu ne toliko prema galaktičkoj ravni). kao prema galaktičkom centru), relativno obilje teških elemenata je neznatno. Na dijagramu "indeks boja - osvjetljenje" za M 3 vidljiva je još jedna skoro horizontalna grana. Ne postoji slična grana u dijagramu konstruisanom za NGC 2254. Teorija objašnjava nastanak ove grane na sljedeći način. Nakon što temperatura gustog helijumskog jezgra zvijezde - crvenog diva - dostigne 100-150 miliona K, tamo će početi nova nuklearna reakcija. Ova reakcija se sastoji u formiranju jezgre ugljika iz tri jezgra helijuma. Čim ova reakcija počne, kontrakcija jezgra će prestati. Nakon toga, površinski slojevi
zvijezde povećavaju svoju temperaturu i zvijezda na dijagramu "spektar - luminoznost" će se pomjeriti ulijevo. Od takvih zvijezda formira se treća horizontalna grana dijagrama za M 3.
Rice. 17. Hertzsprung-Russell zbirni dijagram za 11 zvjezdanih jata
Na sl. Slika 17 šematski prikazuje zbirni dijagram boja-luminoznost za 11 klastera, od kojih su dva (M 3 i M 92) globularna. Jasno se vidi kako se glavne sekvence "savijaju" udesno i prema gore u različitim klasterima u potpunom skladu s teorijskim konceptima o kojima je već bilo riječi. Od sl. 17, može se odmah odrediti koji su klasteri mladi, a koji stari. Na primjer, "dvostruki" klaster X i h Persej je mlad. To je "spasilo" značajan dio glavne sekvence. Jato M 41 je starije, jato Hijade je još starije, a jato M 67 je veoma staro, dijagram "boja - sjaj" za koji je veoma sličan sličnom dijagramu za kuglasta jata M 3 i M 92. Samo džinovska grana globularnih jata je veća u skladu sa razlikama u hemijskom sastavu, o kojima je ranije bilo reči. Dakle, opservacijski podaci u potpunosti potvrđuju i potkrepljuju zaključke teorije. Čini se da je teško očekivati opservacijsku provjeru teorije procesa u unutrašnjosti zvijezda, koje od nas skriva ogromna debljina zvjezdane materije. Pa ipak, teorija je ovdje stalno kontrolirana praksom astronomskih opservacija. Treba napomenuti da je kompilacija velikog broja dijagrama "boja - luminoznost" zahtijevala ogroman rad astronoma-posmatrača i radikalno poboljšanje metoda posmatranja. S druge strane, uspjeh teorije unutrašnje strukture i evolucije zvijezda ne bi bio moguć bez moderne računarske tehnologije zasnovane na korištenju brzih elektronskih kompjutera. Neprocjenjivu uslugu teoriji pružila su i istraživanja u oblasti nuklearne fizike, koja su omogućila da se dobiju kvantitativne karakteristike onih nuklearnih reakcija koje se odvijaju u unutrašnjosti zvijezde. Bez pretjerivanja se može reći da je razvoj teorije strukture i evolucije zvijezda jedno od najvećih dostignuća astronomije u drugoj polovini 20. stoljeća. Razvoj moderne fizike otvara mogućnost direktne opservacijske provjere teorije unutrašnje strukture zvijezda, a posebno Sunca. Riječ je o mogućnosti detekcije snažnog toka neutrina, koje bi Sunce trebalo emitovati ako se u njegovim dubinama odvijaju nuklearne reakcije. Dobro je poznato da neutrini izuzetno slabo komuniciraju sa drugim elementarnim česticama. Tako, na primjer, neutrino može letjeti gotovo bez apsorpcije kroz cijelu debljinu Sunca, dok X-zrake mogu proći bez apsorpcije samo kroz nekoliko milimetara supstance sunčeve unutrašnjosti. Ako zamislimo da snažan snop neutrina prolazi kroz Sunce sa energijom svake čestice u