Jeder von uns schaute mindestens einmal in den Sternenhimmel. Jemand sah diese Schönheit an, erlebte romantische Gefühle, der andere versuchte zu verstehen, woher diese Schönheit kommt. Das Leben im Weltraum fließt im Gegensatz zum Leben auf unserem Planeten mit einer anderen Geschwindigkeit. Die Zeit im Weltraum lebt in eigenen Kategorien, die Entfernungen und Größen im Universum sind enorm. Wir denken selten darüber nach, dass sich vor unseren Augen ständig Galaxien und Sterne entwickeln. Jedes Objekt im endlosen Raum ist das Ergebnis bestimmter physischer Prozesse. Galaxien, Sterne und sogar Planeten haben große Entwicklungsphasen.
Unser Planet und wir sind alle auf unsere Leuchte angewiesen. Wie lange wird uns die Sonne mit ihrer Wärme begeistern und dem Sonnensystem Leben einhauchen? Was erwartet uns in Zukunft in Millionen und Milliarden von Jahren? In diesem Zusammenhang ist es interessant, mehr über die Entwicklungsstadien astronomischer Objekte zu erfahren, woher die Sterne kommen und wie das Leben dieser wunderbaren Lichter am Nachthimmel endet.
Die Entstehung, Geburt und Entwicklung von Sternen
Die Entwicklung der Sterne und Planeten, die unsere Milchstraße und das gesamte Universum bewohnen, ist größtenteils gut erforscht. Die Gesetze der Physik, die helfen, den Ursprung kosmischer Objekte zu verstehen, wirken im Weltraum unerschütterlich. Die Grundlage dafür ist die Theorie des Urknalls, die heute die vorherrschende Doktrin über den Entstehungsprozess des Universums ist. Das Ereignis, das das Universum erschütterte und zur Bildung des Universums führte, war nach Weltraumstandards blitzschnell. Für den Weltraum, von der Geburt eines Sterns bis zu seinem Tod, vergehen Momente. Große Entfernungen schaffen die Illusion der Beständigkeit des Universums. Ein Stern, der in der Ferne blitzte, scheint uns Milliarden von Jahren lang zu leuchten, zu diesem Zeitpunkt ist es vielleicht nicht so.
Die Evolutionstheorie der Galaxien und Sterne ist eine Weiterentwicklung der Urknalltheorie. Die Lehre von der Geburt der Sterne und der Entstehung von Sternensystemen unterscheidet sich in Ausmaß und Zeitpunkt, die anders als das Universum als Ganzes mit modernen wissenschaftlichen Mitteln beobachtet werden können.
Das Studium des Lebenszyklus von Sternen ist am Beispiel des nächstgelegenen Lichts möglich. Die Sonne ist eine von Hunderten Billionen von Sternen in unserem Blickfeld. Darüber hinaus bietet die Entfernung von der Erde zur Sonne (150 Millionen km) die einzigartige Gelegenheit, ein Objekt zu erkunden, ohne die Grenzen des Sonnensystems zu verlassen. Die erhaltenen Informationen werden es ermöglichen, detailliert zu verstehen, wie andere Sterne angeordnet sind, wie schnell diese riesigen Wärmequellen erschöpft sind, welche Entwicklungsstadien ein Stern hat und was das Ende dieses glänzenden Lebens sein wird - leise und schwach oder spritzig, explosiv.
Nach dem Urknall bildeten winzige Teilchen interstellare Wolken, die zum "Krankenhaus" für Billionen Sterne wurden. Es ist charakteristisch, dass alle Sterne gleichzeitig als Ergebnis von Kontraktion und Expansion geboren wurden. Kompression in den Wolken des kosmischen Gases fand unter dem Einfluss der eigenen Schwerkraft und ähnlichen Prozessen in neuen Sternen in der Nachbarschaft statt. Die Expansion ist infolge des Innendrucks interstellaren Gases und unter der Einwirkung von Magnetfeldern in der Gaswolke entstanden. Gleichzeitig drehte sich die Wolke frei um ihren Massenschwerpunkt.
Die nach der Explosion gebildeten Gaswolken bestehen zu 98% aus atomarem und molekularem Wasserstoff und Helium. Nur 2% in diesem Array entfallen auf Staub und feste mikroskopische Partikel. Früher glaubte man, dass in der Mitte eines Sterns der Kern von Eisen liegt, der auf eine Temperatur von einer Million Grad erhitzt wird. Dieser Aspekt erklärte die riesige Masse der Leuchte.
Im Gegensatz zu physikalischen Kräften herrschten Kompressionskräfte vor, da das aus der Energiefreisetzung resultierende Licht nicht in die Gaswolke eindringt. Das Licht breitet sich zusammen mit einem Teil der abgestrahlten Energie nach außen aus und erzeugt innerhalb einer dichten Gasansammlung eine negative Temperatur und eine Niederdruckzone. Da sich das kosmische Gas in einem solchen Zustand befindet, wird es schnell komprimiert. Der Einfluss der Anziehungskräfte führt dazu, dass Partikel Sternsubstanz bilden. Wenn ein Gascluster dicht ist, führt eine intensive Kompression zur Bildung eines Sternclusters. Wenn die Größe der Gaswolke unbedeutend ist, führt die Kompression zur Bildung eines einzelnen Sterns.
Eine kurze Beschreibung dessen, was passiert, ist, dass die Zukunft des Sterns zwei Stufen durchläuft - schnelle und langsame Kompression auf den Zustand des Protostars. In einfacher und verständlicher Sprache ist schnelle Kompression der Fall der Sternmaterie in die Mitte des Protostars. Eine langsame Kompression tritt auf dem Hintergrund der gebildeten Mitte des Protostars auf. In den nächsten hunderttausend Jahren wird die Größe der neuen Formation reduziert, und ihre Dichte nimmt millionenfach zu. Allmählich wird der Protostar aufgrund der hohen Dichte der Sternsubstanz undurchsichtig, und die fortgesetzte Kompression löst den Mechanismus der inneren Reaktionen aus. Das Anwachsen von Innendruck und Temperaturen führt zur Bildung eines zukünftigen Schwerpunkts im zukünftigen Stern.
In diesem Zustand bleibt der Protostar Millionen von Jahren lang, gibt langsam Wärme ab und zieht sich allmählich zusammen, wobei er kleiner wird. Dadurch entstehen die Konturen eines neuen Sterns und die Dichte seiner Substanz wird mit der Dichte des Wassers vergleichbar.
Im Durchschnitt beträgt die Dichte unseres Sterns 1,4 kg / cm3 - fast so viel wie die Wasserdichte im salzigen Toten Meer. In der Mitte der Sonne hat eine Dichte von 100 kg / cm3. Die Sternsubstanz liegt nicht in einem flüssigen Zustand vor, sondern liegt in Form eines Plasmas vor.
Unter dem Einfluss eines enormen Drucks und einer Temperatur von ungefähr 100 Millionen K beginnen thermonukleare Reaktionen des Wasserstoffzyklus. Die Kompression hört auf, die Masse des Objekts nimmt zu, wenn die Energie der Schwerkraft in thermonukleare Verbrennung von Wasserstoff übergeht. Von diesem Punkt an beginnt ein neuer Stern, der Energie ausstrahlt, Masse zu verlieren.
Die oben beschriebene Bildung eines Sterns ist nur ein primitives Schema, das das Anfangsstadium der Entwicklung und Geburt eines Sterns beschreibt. Heutzutage sind solche Prozesse in unserer Galaxie und im gesamten Universum aufgrund der starken Erschöpfung von Sternmaterial kaum wahrnehmbar. Während der gesamten bewussten Geschichte der Beobachtungen unserer Galaxie wurden nur vereinzelte Erscheinungen neuer Sterne beobachtet. Im Maßstab des Universums kann diese Zahl um Hunderte und Tausende erhöht werden.
Protostars werden meistens durch eine Staubhülle vor dem menschlichen Auge verborgen. Die Emission des Kerns kann nur im infraroten Bereich beobachtet werden. Dies ist der einzige Weg, um die Geburt eines Sterns zu sehen. Im Jahr 1967 entdeckten astronomische Wissenschaftler im Orionnebel einen neuen Stern mit einer Strahlungstemperatur von 700 Grad Kelvin. In der Folge stellte sich heraus, dass der Geburtsort von Protosternen kompakte Quellen sind, die nicht nur in unserer Galaxie verfügbar sind, sondern auch in anderen Teilen des Universums, die von uns entfernt sind. Die Geburtsorte neuer Sterne sind neben der Infrarotstrahlung durch intensive Funksignale gekennzeichnet.
Der Prozess des Studiums und die Entwicklung der Sterne
Der gesamte Vorgang des Erkennens der Sterne kann in mehrere Stufen unterteilt werden. Bestimmen Sie ganz am Anfang die Entfernung zum Stern. Informationen darüber, wie weit der Stern von uns entfernt ist und wie lange das Licht davon geht, geben eine Vorstellung davon, was mit dem Stern während dieser ganzen Zeit passiert ist. Nachdem eine Person gelernt hatte, die Entfernung zu fernen Sternen zu messen, wurde klar, dass die Sterne dieselben Sonnen sind, nur in verschiedenen Größen und mit unterschiedlichen Schicksalen. Wenn man die Entfernung zum Stern anhand des Lichtniveaus und der emittierten Energie kennt, kann man den Prozess der thermonuklearen Fusion des Sterns verfolgen.
Nach der Bestimmung der Entfernung zum Stern kann man mit Hilfe der Spektralanalyse die chemische Zusammensetzung des Sterns berechnen und dessen Struktur und Alter ermitteln. Dank des Erscheinungsbildes des Spektrographen konnten die Wissenschaftler die Natur des Sternenlichts untersuchen. Dieses Gerät kann die Gaszusammensetzung der Sternsubstanz bestimmen und messen, die der Stern in verschiedenen Stadien seiner Existenz hat.
Wissenschaftler untersuchten die Spektralanalyse der Energie der Sonne und anderer Sterne und kamen zu dem Schluss, dass die Entwicklung von Sternen und Planeten gemeinsame Wurzeln hat. Alle kosmischen Körper haben den gleichen Typ und eine ähnliche chemische Zusammensetzung und werden von derselben Materie abgeleitet, die aus dem Urknall stammt.
Stellare Materie besteht aus den gleichen chemischen Elementen (bis zu Eisen) wie unser Planet. Der einzige Unterschied besteht in der Anzahl dieser oder anderer Elemente und in den Vorgängen, die auf der Sonne und im Firmament der Erde ablaufen. Dies unterscheidet die Sterne von anderen Objekten im Universum. Die Herkunft der Sterne sollte auch im Zusammenhang mit einer anderen physikalischen Disziplin betrachtet werden - der Quantenmechanik. Nach dieser Theorie besteht die Materie, die die Sternsubstanz bestimmt, darin, dass Atome und Elementarteilchen ständig geteilt werden, um ihren eigenen Mikrokosmos zu schaffen. In diesem Licht ist die Struktur, Zusammensetzung, Struktur und Entwicklung der Sterne von Interesse. Wie sich herausstellte, macht die Hauptmasse unseres Sterns und vieler anderer Sterne nur zwei Elemente aus - Wasserstoff und Helium. Ein theoretisches Modell, das die Struktur des Sterns beschreibt, ermöglicht das Verständnis ihrer Struktur und der Hauptunterschiede zu anderen Weltraumobjekten.
Das Hauptmerkmal ist, dass viele Objekte im Universum eine bestimmte Größe und Form haben, während ein Stern seine Größe bei der Entwicklung ändern kann. Heißgas ist eine Verbindung von Atomen, die schwach miteinander verbunden sind. Millionen von Jahren nach der Sternentstehung beginnt die Abkühlung der Oberflächenschicht der Sternsubstanz. Der Stern gibt den größten Teil seiner Energie an den Weltraum ab und nimmt ab oder zu. Die Übertragung von Wärme und Energie erfolgt von den inneren Bereichen des Sterns zur Oberfläche und beeinflusst die Intensität der Strahlung. Mit anderen Worten, derselbe Stern sieht zu verschiedenen Zeiten seiner Existenz anders aus. Thermonukleare Prozesse, die auf Reaktionen des Wasserstoffzyklus basieren, tragen zur Umwandlung leichter Wasserstoffatome in schwerere Elemente - Helium und Kohlenstoff - bei. Astrophysikern und Nuklearwissenschaftlern zufolge ist eine solche thermonukleare Reaktion hinsichtlich der freigesetzten Wärmemenge die effektivste.
Warum endet die Kernfusion des Kerns nicht mit der Explosion eines solchen Reaktors? Die Sache ist, dass die Kräfte des Gravitationsfeldes Sternsubstanz innerhalb der Grenzen des stabilisierten Volumens halten können. Daraus können wir eine eindeutige Schlussfolgerung ziehen: Jeder Stern ist ein massiver Körper, der durch das Gleichgewicht zwischen den Schwerkraftkräften und der Energie thermonuklearer Reaktionen seine Größe beibehält. Das Ergebnis dieses idealen natürlichen Modells ist eine Wärmequelle, die lange arbeiten kann. Es wird angenommen, dass die ersten Lebensformen auf der Erde vor 3 Milliarden Jahren erschienen. Die Sonne in diesen Tagen hat unseren Planeten genauso erwärmt, wie er jetzt ist. Infolgedessen hat sich unser Stern wenig verändert, obwohl die Größe der abgestrahlten Wärme- und Sonnenenergie enorm ist - mehr als 3-4 Millionen Tonnen pro Sekunde.
Es ist leicht zu berechnen, wie sehr unser Stern im Laufe seiner Existenz an Gewicht verloren hat. Dies wird eine riesige Zahl sein, aber aufgrund ihrer riesigen Masse und ihrer hohen Dichte wirken solche Verluste im gesamten Universum unbedeutend.
Stadien der Evolution der Sterne
Das Schicksal des Sterns hängt von der ursprünglichen Masse des Sterns und seiner chemischen Zusammensetzung ab. Solange die Hauptreserven an Wasserstoff im Kern konzentriert sind, befindet sich der Stern in der sogenannten Hauptsequenz. Sobald die Tendenz besteht, die Größe des Sterns zu vergrößern, bedeutet dies, dass die Hauptquelle der thermonuklearen Fusion ausgetrocknet ist. Begann einen langen letzten Weg der Transformation eines Himmelskörpers.
Im Universum gebildete Leuchten sind zunächst in drei gängige Typen unterteilt:
- normale Sterne (gelbe Zwerge);
- Zwergsterne;
- Riesensterne.
Sterne mit geringer Masse (Zwerge) verbrennen langsam Wasserstoffspeicher und leben ganz ruhig.
Solche Sterne sind die Mehrheit im Universum und unser Stern ist ein gelber Zwerg. Mit dem Einsetzen des Alters wird der gelbe Zwerg zu einem roten Riesen oder Überriesen.
Basierend auf der Theorie der Entstehung von Sternen ist der Prozess der Sternentstehung im Universum nicht beendet. Die hellsten Sterne unserer Galaxie sind im Vergleich zur Sonne nicht nur die größten, sondern auch die jüngsten. Astrophysiker und Astronomen nennen diese Sterne blaue Superriesen. Am Ende sehen sie das gleiche Schicksal, das Billionen anderer Sterne erlebt. Erstens, die schnelle Geburt, ein glänzendes und leidenschaftliches Leben, nach dem eine Phase des langsamen Verfalls eintritt. Sterne wie die Sonne haben einen langen Lebenszyklus und befinden sich in der Hauptsequenz (im mittleren Teil).
Anhand von Daten über die Masse eines Sterns können wir seinen evolutionären Entwicklungsweg annehmen. Ein illustratives Beispiel für diese Theorie ist die Entwicklung unseres Sterns. Nichts ist ewig. Durch thermonukleare Fusion wird Wasserstoff in Helium umgewandelt, daher werden seine ursprünglichen Reserven verbraucht und reduziert. Diese Bestände werden irgendwann sehr bald erschöpft sein. Gemessen an der Tatsache, dass unsere Sonne mehr als 5 Milliarden Jahre lang scheint, ohne sich in ihrer Größe zu verändern, kann das reife Alter des Sterns noch ungefähr dieselbe Zeitspanne andauern.
Die Erschöpfung der Wasserstoffvorräte wird dazu führen, dass der Sonnenkern unter dem Einfluss der Schwerkraft rapide schrumpft. Die Kerndichte wird sehr hoch, mit dem Ergebnis, dass sich thermonukleare Prozesse zu den an den Kern angrenzenden Schichten bewegen. Ein solcher Zustand wird als Kollaps bezeichnet, der durch thermonukleare Reaktionen in den oberen Schichten des Sterns verursacht werden kann. Durch hohen Druck werden thermonukleare Reaktionen mit Helium ausgelöst.
Die Versorgung mit Wasserstoff und Helium in diesem Teil des Sterns wird Millionen von Jahren dauern. Es ist nicht sehr bald, dass die Erschöpfung der Wasserstoffreserven zu einer Erhöhung der Strahlungsintensität, einer Zunahme der Größe der Hülle und der Größe des Sterns selbst führt. Infolgedessen wird unsere Sonne sehr groß. Wenn wir uns dieses Bild in zig Milliarden Jahren vorstellen, dann wird anstelle einer blendenden hellen Scheibe eine heiße rote Scheibe von gigantischen Größen am Himmel hängen. Die roten Riesen sind die natürliche Phase der Evolution eines Sterns, sein Übergangszustand in die Kategorie der variablen Sterne.
Durch diese Umwandlung wird der Abstand von der Erde zur Sonne verringert, so dass die Erde in die Einflusszone der Sonnenkorona fällt und darin zu "braten" beginnt. Die Temperatur an der Oberfläche des Planeten wird sich verzehnfachen, was zum Verschwinden der Atmosphäre und zur Verdampfung von Wasser führen wird. Infolgedessen wird der Planet zu einer leblosen Steinwüste.
Die letzten Stadien der Evolution der Sterne
In der Phase des Roten Riesen wird der normale Stern unter dem Einfluss von Gravitationsprozessen zu einem Weißen Zwerg. Wenn die Masse des Sterns ungefähr gleich der Masse unserer Sonne ist, werden alle Hauptvorgänge in ihm ruhig ohne Impulse und explosive Reaktionen ablaufen. Der weiße Zwerg wird lange sterben und zu Asche verblassen.
In Fällen, in denen der Stern ursprünglich eine 1,4-fache Sonnenmasse besaß, ist der weiße Zwerg nicht die letzte Stufe. Mit einer großen Masse im Stern beginnen die Verdichtungsprozesse der Sternmaterie auf atomarer, molekularer Ebene. Protonen werden zu Neutronen, die Dichte des Sterns nimmt zu und seine Größe nimmt rasch ab.
Wissenschaftlich bekannte Neutronensterne haben einen Durchmesser von 10-15 km. Bei so kleinen Größen hat der Neutronenstern eine riesige Masse. Ein Kubikzentimeter Sternstoff kann Milliarden Tonnen wiegen.
Für den Fall, dass wir uns zunächst mit einem Stern großer Masse befassten, nimmt die Endphase der Evolution andere Formen an. Das Schicksal eines massiven Sterns - eines schwarzen Lochs - eines Objekts mit unerforschter Natur und unberechenbarem Verhalten. Die enorme Masse des Sterns trägt dazu bei, die Gravitationskräfte zu erhöhen, die die Kompressionskräfte in Bewegung setzen. Unterbrechen Sie diesen Vorgang nicht. Die Dichte der Materie nimmt zu, bis sie unendlich wird und einen singulären Raum bildet (Einsteinsche Relativitätstheorie). Der Radius eines solchen Sterns wird schließlich zu Null und wird zu einem schwarzen Loch im Weltraum. Schwarze Löcher wären viel größer, wenn im Weltraum der größte Teil des Raums von massiven und supermassiven Sternen besetzt wäre.
Es sei darauf hingewiesen, dass das Universum bei der Umwandlung eines roten Riesen in einen Neutronenstern oder in ein schwarzes Loch ein einzigartiges Phänomen überleben kann - die Geburt eines neuen Weltraumobjekts.
Die Geburt einer Supernova ist das eindrucksvollste Endstadium in der Entwicklung der Sterne. Здесь действует естественный закон природы: прекращение существование одного тела дает начало новой жизни. Период такого цикла, как рождение сверхновой, в основном касается массивных звезд. Израсходовавшиеся запасы водорода приводят к тому, что в процесс термоядерного синтеза включается гелий и углерод. В результате этой реакции давление снова растет, а в центре звезды образуется ядро железа. Под воздействием сильнейших гравитационных сил центр массы смещается в центральную часть звезды. Ядро становится настолько тяжелым, что неспособно противостоять собственной гравитации. Как следствие, начинается стремительное расширение ядра, приводящее к мгновенному взрыву. Рождение сверхновой - это взрыв, ударная волна чудовищной силы, яркая вспышка в бескрайних просторах Вселенной.
Следует отметить, что наше Солнце не является массивной звездой, поэтому подобная судьба ее не грозит, не стоит бояться такого финала и нашей планете. В большинстве случаев взрывы сверхновых происходят в далеких галактиках, с чем и связано их достаточно редкое обнаружение.
Abschließend
Эволюция звезд - это процесс, который растянут по времени на десятки миллиардов лет. Наше представление о происходящих процессах - всего лишь математическая и физическая модель, теория. Земное время является лишь мгновением в огромном временном цикле, которым живет наша Вселенная. Мы можем только наблюдать то, что происходило миллиарды лет назад и предполагать, с чем могут столкнуться последующие поколения землян.
