Evolucija zvijezda različitih masa
Astronomi ne mogu da posmatraju život jedne zvezde od početka do kraja, jer čak i zvezde najkraćeg veka postoje milionima godina - duže od života čitavog čovečanstva. Promjene fizičkih karakteristika i hemijskog sastava zvijezda tokom vremena, tj. evoluciju zvijezda, astronomi proučavaju upoređujući karakteristike mnogih zvijezda u različitim fazama evolucije.
Fizički zakoni koji povezuju uočene karakteristike zvijezda ogledaju se u dijagramu boje-luminoznosti - Hertzsprung - Russell dijagramu, u kojem zvijezde formiraju odvojene grupe - nizove: glavni niz zvijezda, nizovi supergiganata, svijetli i slabi divovi, podgiganti. , potpatuljci i bijeli patuljci.
Veći dio svog života svaka zvijezda je na tzv glavna sekvenca grafikoni osvetljenosti boja. Sve druge faze evolucije zvijezde prije formiranja kompaktnog ostatka ne zauzimaju više od 10% ovog vremena. Zbog toga su većina zvijezda uočenih u našoj galaksiji skromni crveni patuljci sa masom Sunca ili manjom. Glavni niz uključuje oko 90% svih posmatranih zvijezda.
Životni vijek zvijezde i u šta se pretvara na kraju svog životnog puta u potpunosti je određen njenom masom. Zvijezde s masom većom od Sunca žive mnogo manje od Sunca, a životni vijek najmasivnijih zvijezda je samo milioni godina. Za ogromnu većinu zvijezda životni vijek je oko 15 milijardi godina. Nakon što zvijezda iscrpi svoje izvore energije, počinje da se hladi i skuplja. Krajnji proizvod zvjezdane evolucije su kompaktni masivni objekti, koji su mnogo puta gušći od običnih zvijezda.
Zvezdice različite mase završiti u jednom od tri stanja: bijeli patuljci, neutronske zvijezde ili crne rupe. Ako je masa zvijezde mala, tada su sile gravitacije relativno slabe i kompresija zvijezde (gravitacijski kolaps) prestaje. Ona ulazi Stabilno stanje bijeli patuljak. Ako masa prelazi kritičnu vrijednost, kompresija se nastavlja. Pri vrlo velikoj gustoći, elektroni se kombinuju sa protonima i formiraju neutrone. Uskoro se gotovo cijela zvijezda sastoji samo od neutrona i ima tako ogromnu gustoću da se ogromna zvjezdana masa koncentriše u vrlo maloj sferi poluprečnika nekoliko kilometara i kompresija prestaje - formira se neutronska zvijezda. Ako je masa zvijezde tolika da čak ni formiranje neutronske zvijezde neće zaustaviti gravitacijski kolaps, tada će konačna faza u evoluciji zvijezde biti crna rupa.
Naše Sunce sija više od 4,5 milijardi godina. Istovremeno, konstantno troši vodonik. Apsolutno je jasno da koliko god da su njegove rezerve, jednog dana će biti iscrpljene. A šta će se dogoditi sa svjetiljkom? Na ovo pitanje postoji odgovor. Životni ciklus zvijezde može se proučavati korištenjem drugih sličnih svemirskih formacija. Zaista, u svemiru postoje pravi patrijarsi, čija je starost 9-10 milijardi godina. A tu su i veoma mlade zvezde. Oni nisu stari više od nekoliko desetina miliona godina.
Shodno tome, posmatrajući stanje različitih zvijezda koje su "razasute" Univerzumom, može se razumjeti kako se one ponašaju tokom vremena. Ovdje se može povući analogija sa vanzemaljskim posmatračem. Odletio je na Zemlju i počeo proučavati ljude: djecu, odrasle, starce. Tako je u vrlo kratkom roku shvatio kakve se promjene dešavaju sa ljudima tokom života.
Sunce je trenutno žuti patuljak - 1
Proći će milijarde godina i postaće crveni div - 2
A onda se pretvara u bijelog patuljka - 3
Stoga, sa punim povjerenjem možemo to reći kada se zalihe vodonika u centralnom dijelu Sunca potroše, termonuklearna reakcija neće prestati... Zona u kojoj će se ovaj proces nastaviti počeće da se pomera prema površini naše zvezde. Ali u isto vrijeme, sile gravitacije više neće moći utjecati na pritisak koji nastaje kao rezultat termonuklearne reakcije.
shodno tome, zvijezda će početi rasti i postepeno se pretvarati u crvenog diva... Ovo je svemirski objekat u kasnoj fazi evolucije. Ali to se takođe dešava u ranoj fazi tokom formiranja zvezda. Samo u drugom slučaju crveni div se smanjuje i pretvara u zvijezda glavne sekvence... Odnosno, u onom u kojem se odvija reakcija fuzije helijuma iz vodonika. Jednom riječju, gdje počinje životni ciklus zvijezde, tako se i završava.
Naše Sunce će se toliko povećati da će progutati najbliže planete. To su Merkur, Venera i Zemlja. Ali ne boj se. Zvezda će početi da umire za nekoliko milijardi godina. Za to vrijeme desetine, a možda i stotine civilizacija će biti zamijenjene. Osoba će više puta uzeti batinu u ruke, a nakon hiljada godina ponovo će sjesti za kompjuter. Ovo je uobičajena cikličnost na kojoj se temelji cijeli Univerzum.
Ali postati crveni gigant ne znači kraj. Termonuklearna reakcija će baciti vanjsku školjku u svemir. A u centru će biti helijumsko jezgro bez energije. Pod dejstvom gravitacionih sila, on će se skupiti i na kraju pretvoriti u izuzetno gustu svemirsku formaciju velike mase. Takvi ostaci izumrlih i polako ohlađujućih zvijezda nazivaju se bijeli patuljci.
Naš bijeli patuljak će imati radijus 100 puta manji od radijusa Sunca, a sjaj će se smanjiti 10 hiljada puta. U ovom slučaju, masa će biti uporediva sa trenutnom solarnom, a gustina će biti milion puta veća. Takvih bijelih patuljaka ima puno u našoj galaksiji. Njihov broj je 10% od ukupnog broja zvjezdica.
Treba napomenuti da su bijeli patuljci vodonik i helijum. Ali nećemo ići u džunglu, već samo napominjemo da uz jaku kompresiju može doći do gravitacijskog kolapsa. A ovo je ispunjeno kolosalnom eksplozijom. U ovom slučaju se opaža eksplozija supernove. Termin "supernova" ne karakteriše starost, već sjaj bljeska. Samo što se bijeli patuljak dugo nije vidio u kosmičkom ponoru i odjednom se pojavio sjajan sjaj.
Većina eksplodirajuće supernove raspršuje se kroz svemir ogromnom brzinom. A preostali središnji dio je sabijen u još gušću formaciju i zove se neutronska zvijezda... To je krajnji proizvod zvjezdane evolucije. Njegova masa je uporediva sa Sunčevom, a radijus mu je samo nekoliko desetina kilometara. Jedna kocka cm neutronske zvezde može težiti milione tona. U svemiru ima dosta takvih formacija. Njihov broj je oko hiljadu puta manji od običnih sunaca, koja su posuta zemaljskim noćnim nebom.
Moram reći da je životni ciklus zvijezde direktno povezan s njenom masom. Ako odgovara masi našeg Sunca ili je manja od nje, tada se na kraju života pojavljuje bijeli patuljak. Međutim, postoje svjetiljke koje su desetine i stotine puta veće od Sunca.
Kada se takvi divovi stežu tokom starenja, oni toliko iskrivljuju prostor i vrijeme da se umjesto bijelog patuljka pojavljuje crna rupa... Njegova gravitaciona privlačnost je toliko velika da ga čak ni oni objekti koji se kreću brzinom svjetlosti ne mogu savladati. Veličinu rupe karakterizira gravitacioni radijus... Ovo je polumjer sfere omeđen horizont događaja... Predstavlja prostorno-vremensku granicu. Svako kosmičko tijelo, nakon što ga savlada, nestaje zauvijek i nikada se više ne vraća.
Postoje mnoge teorije o crnim rupama. Svi su zasnovani na teoriji gravitacije, jer je gravitacija jedna od najvažnijih sila Univerzuma. A njegov glavni kvalitet je svestranost... Barem, danas nije otkriven nijedan svemirski objekat kojem nedostaje gravitaciona interakcija.
Postoji pretpostavka da kroz crna rupa možete ući u paralelni svijet. To jest, to je kanal u drugu dimenziju. Sve je moguće, ali svaka izjava zahtijeva praktičan dokaz. Međutim, do sada nijedan smrtnik nije mogao izvesti takav eksperiment.
Dakle, životni ciklus zvijezde sastoji se od nekoliko faza. U svakom od njih, svjetiljka djeluje u određenom kvalitetu, koji se radikalno razlikuje od prethodnih i budućih. Ovo je originalnost i misterija svemira. Upoznajući se s njim, nehotice počinjete misliti da i osoba prolazi kroz nekoliko faza u svom razvoju. A ljuska u kojoj sada postojimo je samo prelazna faza u neko drugo stanje. Ali ovaj zaključak, opet, zahtijeva praktičnu potvrdu..
Termonuklearna fuzija u utrobi zvijezda
U ovom trenutku, za zvijezde s masom većom od 0,8 puta mase Sunca, jezgro postaje providno za zračenje, a prijenos energije zračenja u jezgru će prevladavati, dok gornji omotač ostaje konvektivan. Niko sa sigurnošću ne zna koje 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 polumjeru zvijezde, ovaj pritisak zaustavlja porast centralne temperature, a zatim počinje da je smanjuje. 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 kompresija sve dok je pritisak degeneriranog plina ne zaustavi, a zatim postepeno hlađenje sa prestankom svih nuklearnih reakcija.
Mlade zvijezde srednje mase
Mlade zvijezde srednje mase (od 2 do 8 masa Sunca) evoluiraju kvalitativno na isti način kao i njihove manje sestre, s tim što nemaju konvektivne zone do glavnog niza.
Objekti ovog tipa povezani su sa tzv. Herbitove zvijezde Ae \ Be kao nepravilne varijable spektralnog tipa B-F5. Imaju i bipolarne mlazne diskove. Brzina odliva, osvjetljenje i efektivna temperatura znatno više nego za τ Bika, tako da efikasno zagrevaju i rasipaju ostatke protozvezdanog oblaka.
Mlade zvijezde s masama većim 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 radijacije. Ove zvijezde imaju odliv mase i sjaj je toliko velik 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 u našoj galaksiji zvijezda većih od 100-200 solarnih masa.
Sredina života zvijezde
Među formiranim zvijezdama postoji ogromna raznolikost boja i veličina. U spektralnoj klasi se kreću od vruće plave do hladno crvene, u 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, ovisno o parametrima zvijezde. Odnosno, govorimo, zapravo, samo o promjeni parametara zvijezde.
Šta će se desiti u budućnosti opet zavisi 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 njihovih rezervi vodonika. Budući da je svemir star 13,7 milijardi godina, što nije dovoljno da se iscrpe zalihe vodikovog goriva, moderne teorije zasnivaju se na kompjuterskom modeliranju procesa koji se dešavaju u takvim zvijezdama.
Neke zvijezde mogu samo sintetizirati helijum u nekima aktivne stranice, 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 nikada neće moći sintetizirati helij čak ni nakon što prestanu reakcije sa učešćem vodonika u jezgru. Njihova zvjezdana školjka nije dovoljno masivna da savlada pritisak koji stvara jezgro. Ove zvijezde uključuju crvene patuljke (kao što je Proxima Centauri), koji su živjeli na glavnoj sekvenci stotinama milijardi godina. Nakon prestanka termonuklearnih reakcija u njihovom jezgru, oni će, postepeno se hladeći, nastaviti da zrače slabo u infracrvenom i mikrotalasnom opsegu elektromagnetnog spektra.
Srednje zvijezde
Po dolasku do zvijezde prosječne veličine(od 0,4 do 3,4 solarne mase) faza crvenog diva, njegovi vanjski slojevi nastavljaju da se šire, jezgro se skuplja i počinju reakcije sinteze ugljika iz helijuma. Fuzija oslobađa puno energije, dajući zvijezdi privremeni predah. Za zvijezdu veličine Sunca, ovaj proces može trajati oko milijardu godina.
Promjene u količini emitirane energije uzrokuju da zvijezda prolazi kroz periode nestabilnosti, koji uključuju promjene u veličini, površinskoj temperaturi i oslobađanju energije. Oslobađanje energije se pomera prema niskofrekventnom zračenju. Sve to prati sve veći gubitak mase zbog jakih solarnih vjetrova i intenzivnih pulsacija. Zvijezde u ovoj fazi su imenovane zvijezde kasnog tipa, OH -IR zvijezde ili zvijezde poput svijeta, 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 omotač koji se širi i hladi se dok se udaljava od zvijezde, dopuštajući da se formiraju čestice prašine i molekuli. Sa jakim infracrvenim zračenjem centralne zvezde, u takvim omotačima se stvaraju idealni uslovi za aktivaciju masera.
Reakcije sagorevanja helijuma su veoma osetljive na temperaturu. To ponekad dovodi do velike nestabilnosti. Javljaju se nasilne 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, hlađenjem, pretvara u helijum bijelog patuljka, obično mase do 0,5-0,6 solarnih masa i prečnika reda prečnika Zemlje.
Bijeli patuljci
Ogromna većina zvijezda, uključujući Sunce, završava svoju evoluciju, skupljajući se sve dok pritisak degeneriranih elektrona ne uravnoteži gravitaciju. U ovom stanju, kada se veličina zvijezde smanji sto puta, 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 zvijezdama masivnijim od Sunca, pritisak degeneriranih elektrona ne može obuzdati kompresiju jezgra i nastavlja se sve dok se većina čestica ne pretvori u neutrone zbijene tako čvrsto da se veličina zvijezde mjeri 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 kompresija napreduje, temperatura i gustina 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, željezo -56 se sintetiše iz silicijuma. Do ove tačke, sinteza elemenata oslobađala je veliku količinu energije, ali jezgro željeza -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 će se desiti u budućnosti nije sasvim jasno. Ali šta god da je, to za nekoliko sekundi dovodi do eksplozije supernove nevjerovatne snage.
Prateći neutrin prasak izaziva udarni talas. Snažni mlazovi neutrina i rotirajuće magnetno polje izbacuju većinu materijala koji je akumulirala zvijezda - takozvane sedeće elemente, uključujući željezo i lakše elemente. Rasipajuću materiju bombarduju neutroni izbačeni iz jezgra, hvatajući ih i na taj način stvarajući skup elemenata težih od gvožđa, uključujući i radioaktivne, sve do uranijuma (a možda čak i do kalifornija). 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 odvijaju tokom formiranja supernove se još uvijek proučavaju i za sada nema jasnoće po ovom pitanju. Takođe je upitno šta je zapravo ostalo od originalne zvezde. Međutim, razmatraju se dvije opcije:
Neutronske zvijezde
Poznato je da u nekim supernovama jaka gravitacija u unutrašnjosti supergiganta tjera elektrone da padaju na atomsko jezgro, gdje se spajaju s protonima i formiraju neutrone. Nestaju elektromagnetne sile koje razdvajaju obližnja jezgra. Jezgro zvijezde je sada gusta lopta atomskih jezgara i pojedinačnih neutrona.
Takve zvijezde, poznate kao neutronske zvijezde, izuzetno su male - ne više od veličine velikog grada - i imaju nezamislivo veliku gustinu. Njihov period okretanja 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 brzo rotirajuće zvijezde bude usmjerena na Zemlju, može se snimiti puls radijacije koji se ponavlja u intervalima jednakim periodu okretanja 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. Nakon toga, zvijezda postaje crna rupa.
Postojanje crnih rupa predvidjela je opšta teorija relativnosti. Prema opštoj relativnosti, materija i informacija ne mogu ostaviti crnu rupu ni pod kojim uslovima. Međutim, kvantna mehanika čini moguće izuzetke od ovog pravila.
Ostaje broj otvorena pitanja... Glavni među njima: "Postoje li uopće crne rupe?" 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 ima nade, jer se neki objekti ne mogu objasniti bez privlačenja akrecije, i 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 kasnije postati crne rupe? Kakav je tačan efekat početne mase zvezde na formiranje objekata na kraju njenog životnog ciklusa?
Kao i svako tijelo u prirodi, zvijezde također ne mogu ostati nepromijenjene. Oni se rađaju, razvijaju i, konačno, „umiru“. Evolucija zvijezda traje milijarde godina, ali se raspravlja o vremenu njihovog formiranja. Ranije su astronomi vjerovali da je proces njihovog "rađanja" iz zvjezdane prašine trajao milionima godina, ali ne tako davno su dobijene fotografije dijela neba iz Velike Orionove magline. Tokom nekoliko godina, mali
Na snimcima iz 1947. godine, na ovom mjestu je zabilježena mala grupa objekata nalik zvijezdama. Do 1954. neki od njih su već postali duguljasti, a nakon još pet godina ovi su se objekti raspali u zasebne. Tako se po prvi put proces rađanja zvijezda odvijao bukvalno pred astronomima.
Pogledajmo pobliže kako se odvija struktura i evolucija zvijezda, kako one počinju i kako završava njihov beskrajni, po ljudskim standardima, život.
Tradicionalno, naučnici pretpostavljaju da se zvijezde formiraju kao rezultat kondenzacije oblaka plinovito-prašinskog okruženja. Pod dejstvom gravitacionih sila, od formiranih oblaka nastaje neprozirna gasna sfera guste strukture. Njegovo unutrašnji pritisak ne može uravnotežiti gravitacijske sile koje ga komprimiraju. Postepeno, lopta se toliko skuplja da temperatura unutrašnjosti zvijezde raste, a pritisak vrućeg plina unutar lopte se uravnotežuje spoljne sile... Nakon toga kompresija prestaje. Trajanje ovog procesa zavisi od mase zvezde i obično se kreće od dve do nekoliko stotina miliona godina.
Struktura zvijezda podrazumijeva vrlo visoku temperaturu u njihovoj unutrašnjosti, što doprinosi kontinuiranim termonuklearnim procesima (vodik koji ih formira pretvara se u helijum). Upravo ti procesi uzrokuju intenzivno zračenje zvijezda. Vrijeme koje im je potrebno da potroše raspoloživu zalihu vodonika određeno je njihovom masom. O tome zavisi i trajanje zračenja.
Kada se rezerve vodonika potroše, evolucija zvijezda se približava fazi formiranja, što se događa na sljedeći način. Nakon što prestane oslobađanje energije, gravitacijske sile počinju komprimirati jezgro. U ovom slučaju, zvijezda se značajno povećava u veličini. Svjetlost se također povećava kako se proces nastavlja, ali samo unutar tanki sloj na granici jezgra.
Ovaj proces je praćen povećanjem temperature kontrahiranog jezgra helijuma i transformacijom jezgri helija u jezgra ugljika.
Predviđa se da će se naše Sunce pretvoriti u crvenog diva za osam milijardi godina. U ovom slučaju, njegov radijus će se povećati za nekoliko desetina puta, a osvjetljenje će se povećati za stotine puta u odnosu na trenutne pokazatelje.
Životni vek zvezde, kao što je već rečeno, zavisi od njene mase. Objekti čija je masa manja od Sunca, vrlo ekonomično "troše" svoje rezerve, stoga mogu svijetliti desetinama milijardi godina.
Evolucija zvijezda se završava formiranjem.To se dešava sa onima od njih čija je masa bliska masi Sunca, tj. ne prelazi 1,2 od njega.
Divovske zvijezde imaju tendenciju da brzo iscrpe svoje zalihe nuklearnog goriva. Ovo je praćeno značajnim gubitkom mase, posebno zbog izbacivanja vanjskih školjki. Kao rezultat, ostaje samo centralni dio koji se postepeno hladi, u kojem su nuklearne reakcije potpuno zaustavljene. Vremenom, takve zvijezde prestaju da zrače i postaju nevidljive.
Ali ponekad je normalna evolucija i struktura zvijezda poremećena. Najčešće se to odnosi na masivne objekte koji su iscrpili sve vrste termonuklearnog goriva. Tada se mogu pretvoriti u neutrone, ili I što više naučnici saznaju o ovim objektima, postavlja se više novih pitanja.
Prvi dio ASTRONOMSKI ASPEKT PROBLEMA
4. Evolucija zvijezda Moderna astronomija ima velika količina argumenti u prilog tvrdnji da se zvijezde formiraju kondenzacijom oblaka plina i prašine međuzvjezdanog medija. Proces formiranja zvijezda iz ovog okruženja nastavlja se do danas. Rasvjetljavanje 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 koncepata 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 na Zemlji već postojao čovjek. Važan argument u prilog zaključku da se zvijezde formiraju iz međuzvjezdanog plina i prašine je lokacija grupa očito mladih zvijezda (tzv. "asocijacije") u spiralnim krakovima Galaksije. Stvar je u tome da je, prema radioastronomskim zapažanjima, međuzvjezdani plin koncentrisan uglavnom u spiralnim krakovima galaksija. Konkretno, to je slučaj i 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, koja pronalazi prirodnu objašnjenje, na čijim detaljima se ovdje ne možemo zadržavati. Ali upravo se u ovim dijelovima spirala metodom optičke astronomije uočavaju "HII zone", odnosno oblaci joniziranog međuzvjezdanog plina. U pogl. 3 je već rečeno da razlog za jonizaciju takvih oblaka može biti samo ultraljubičasto zračenje masivnih vrućih zvijezda - objekata koji su očigledno mladi (vidi dolje). Centralno za problem evolucije zvijezda je pitanje njihovih izvora energije. Zaista, odakle, na primjer, ogromna količina energije potrebna za održavanje zračenja Sunca na približno posmatranom nivou nekoliko milijardi godina? Svake sekunde Sunce emituje 4x10 33 erga, a 3 milijarde godina emituje 4x10 50 erg. Nema sumnje da je starost Sunca oko 5 milijardi godina. Ovo proizilazi barem iz modernih procjena starosti Zemlje korištenjem različitih radioaktivnih metoda. 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 učenjaci su, na primjer, vjerovali da je izvor solarna energija je kontinuirano ispadanje meteorskih tijela na njegovu površinu, drugi su tražili izvor u neprekidnoj kompresiji sunca. Potencijalna energija oslobođena tokom takvog procesa mogla bi, pod određenim uslovima, preći u zračenje. Kao što ćemo vidjeti u nastavku, ovaj izvor u ranoj fazi evolucije zvijezde može biti prilično efikasan, ali ni na koji način ne može obezbijediti zračenje Sunca za potrebno vrijeme. Uspjesi nuklearna fizika omogućio da se reši problem izvora energije zvezda još krajem tridesetih godina našeg veka. Takav izvor su reakcije termonuklearne fuzije koje se dešavaju u unutrašnjosti zvijezda na vrlo visokoj temperaturi koja tamo vlada (oko 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 „provlači“ kroz crijeva zvijezda i, konačno, značajno transformirana, emituje se u svjetski svemir. Ovo je izuzetno moćan izvor. Ako pretpostavimo da se u početku Sunce sastojalo samo od vodika, koji se kao rezultat termonuklearnih reakcija u potpunosti 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 količine vodonika. Sada možemo predstaviti sliku evolucije zvijezde na sljedeći način. Iz nekog razloga (ima ih nekoliko) počeo se kondenzirati oblak međuzvjezdanog medija plina i prašine. Ubrzo (naravno, u astronomskim razmjerima!), pod utjecajem sila univerzalne gravitacije, iz ovog oblaka nastaje relativno gusta, neprozirna plinska sfera. Strogo govoreći, ova sfera se još ne može nazvati zvijezdom, jer je temperatura u njenim središnjim područjima nedovoljna za početak termonuklearnih reakcija. Pritisak plina unutar lopte još nije u stanju da uravnoteži sile privlačenja njenih pojedinačnih dijelova, pa će se ona kontinuirano komprimirati. Neki astronomi su ranije vjerovali da su takve "protozvijezde" uočene u pojedinačnim maglinama u obliku vrlo tamnih kompaktnih formacija, takozvanih globula (slika 12). Napredak u radio astronomiji je, međutim, prisilio da se napusti takvo prilično naivno gledište (vidi dolje). Obično se istovremeno ne formira jedna protozvezda, 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 sa manjom masom, koje se zatim postepeno pretvaraju u planete (vidi Poglavlje 9).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 plinske sfere vrlo velike, zračenje jedinice njene površine bit će beznačajno. Pošto je fluks zračenja sa jedinične površine proporcionalan četvrtom stepenu temperature (Stefan-Boltzmannov zakon), temperatura površinskih slojeva zvezde je relativno niska, dok je njena svetlost skoro ista kao i kod obične zvezde. sa istom masom. Stoga će se na dijagramu spektra-svjetlina 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. Njegova veličina postaje manja, a temperatura površine raste, zbog čega spektar postaje sve "raniji". Dakle, krećući se duž dijagrama "spektar - luminoznost", protozvijezda će prilično brzo "sjesti" na glavnu sekvencu. Tokom ovog perioda, temperatura unutrašnjosti zvijezde je već dovoljna da tamo počnu termonuklearne reakcije. U ovom slučaju, pritisak gasa unutar buduće zvezde balansira privlačnost i gasna lopta prestaje da se skuplja. Protozvijezda postaje zvijezda. Protozvijezdama je potrebno relativno malo vremena da prođu kroz ovu najraniju fazu svoje evolucije. Ako je, na primjer, masa protozvezde 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 evolucije zvijezde. Ipak, zvijezde u ovoj fazi se očigledno posmatraju. Mislimo veoma zanimljive zvezde tip T Bik, obično uronjen u tamne magline. 1966. godine, sasvim neočekivano, postalo je moguće promatrati protozvijezde u ranim fazama njihove evolucije. Već smo u trećem poglavlju ove knjige spomenuli otkriće metodom radioastronomije određenog broja molekula u međuzvjezdanoj sredini, prvenstveno OH hidroksila i vodene pare H2O. Zaprepaštenje radioastronoma bilo je veliko kada je pri skeniranju neba na talasnoj dužini od 18 cm, što odgovara radio liniji OH, bilo svetlo, izuzetno kompaktno (tj. ugaone dimenzije) izvori. Ovo je bilo toliko neočekivano da su isprva odbili da poveruju da tako svetle radio linije mogu pripadati molekulu hidroksila. Pretpostavlja se da ove linije pripadaju nekoj nepoznatoj supstanci, koja je odmah dobila "odgovarajuće" ime "Mysterium". Međutim, "misterija" je vrlo brzo podijelila sudbinu svoje optičke "braće" - "magline" i "korone". Činjenica je da se dugi niz decenija sjajne linije maglina i solarne korone nisu mogle poistovetiti ni sa jednom poznatom spektralnom linijom. Stoga su se pripisivali određenim, na zemlji nepoznatim, hipotetičkim elementima - "maglini" i "koroni". Nemojmo se snishodljivo osmehnuti neznanju astronoma na početku našeg veka: uostalom, teorija atoma tada nije postojala! Razvoj fizike nije napuštao periodični sistem Mendeljejevljevo mjesto za egzotične "nebesnike": 1927. je razotkrivena "maglica", čije su linije potpuno pouzdano 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 "razotkrije" "nebulijum" i "kodonijum", onda je samo nekoliko nedelja nakon otkrića postalo jasno da linije "misterijuma" pripadaju običnom hidroksilu, ali samo pod izuzetnim uslovima. Dalja zapažanja su, prije svega, otkrila da izvori "misterije" imaju izuzetno male ugaone dimenzije. To se pokazalo uz pomoć tada novog, vrlo efikasan metod studija pod nazivom "ultra-duga osnovna radio interferometrija". Suština metode svodi se na istovremeno promatranje izvora na dva radio teleskopa koji se nalaze na udaljenosti od nekoliko hiljada km jedan od drugog. Kako se ispostavilo, kutna rezolucija u ovom slučaju određena je omjerom valne dužine i udaljenosti između radioteleskopa. 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 izvora "misterije". Ovdje će nas zanimati izvori klase 1. Svi oni se nalaze unutar gasovitih jonizovanih maglina, na primer u čuvenoj Orionovoj maglini. Kao što je već spomenuto, njihove veličine su izuzetno male, više hiljada puta manje veličine maglina. Najzanimljivije je da imaju složenu prostornu strukturu. Razmotrimo, na primjer, izvor u magli zvan W3.
Rice. 13. Profili četiri komponente hidroksilne linije
Na sl. 13 prikazuje profil OH linije koji 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. Veličina ove brzine određena je Doplerovim efektom. Razlika u brzinama (duž linije vida) između različitih oblaka doseže ~ 10 km/s. Gornja interferometrijska zapažanja su pokazala da se oblaci koji emituju svaku liniju prostorno ne poklapaju. Slika izgleda ovako: unutar područja veličine oko 1,5 sekunde, lukovi se kreću sa različite brzine 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: kakvi su to oblaci i zašto tako snažno emituju hidroksil u radio-vodovima? Odgovor na drugo pitanje stigao je prilično brzo. Ispostavilo se da je mehanizam emisije prilično sličan onom koji je uočen u laboratorijskim maserima i laserima. Dakle, izvori "misterije" su gigantski, prirodni kosmički maseri koji rade na hidroksilnoj liniji talasne dužine od 18 cm. Upravo u maserima (i na optičkim i infracrvenim frekvencijama - u laserima) se postiže ogromna sjajnost linije, a njena spektralna širina je mala... 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 "spoljašnji" izvor energije (tzv. "pumpanje") čini koncentraciju atoma ili molekula na početnom (gornjem) nivou anomalno visokom. Mazer ili laser su nemogući bez konstantne "pumpe". Pitanje prirode mehanizma za "pumpanje" kosmičkih masera još uvijek nije konačno riješeno. Međutim, najvjerovatnije će biti "pumpano" prilično snažno infracrveno zračenje. Drugi mogući mehanizam "pumpanja" mogu biti neke hemijske reakcije. Vrijedi prekinuti našu priču o kosmičkim maserima kako bismo razmislili o nevjerovatnim pojavama s kojima se astronomi susreću u svemiru. Jedan od najvećih tehničkih izuma našeg turbulentnog veka, koji igra značajnu ulogu u naučnoj i tehnološkoj revoluciji koju sada doživljavamo, lako se realizuje u prirodnim uslovima i, štaviše, u ogromnim razmerama! Tok radio-emisije nekih kosmičkih masera je toliki da je mogao biti detektovan 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 put da se najvažniji naučno-tehnički problemi sa kojima se čovečanstvo suočava u prirodnim uslovima. Termonuklearne reakcije koje podržavaju zračenje Sunca i zvijezda (vidi. ispod), podstakao je razvoj i realizaciju projekata za dobijanje na Zemlji nuklearnog „goriva“, koji bi u budućnosti trebalo da reši sve naše energetske probleme. Avaj, još smo daleko od rješavanja ovog najvažnijeg problema, koji je priroda riješila "lako". Pre vek i po Fresnel, osnivač talasne teorije svetlosti, primetio je (drugom prilikom, naravno): "Priroda se smeje našim poteškoćama." Kao što vidite, Fresnelova primedba danas je još tačnija. Vratimo se, međutim, kosmičkim maserima. Iako mehanizam "pumpanja" ovih masera još uvijek nije sasvim jasan, ipak se može stvoriti gruba predstava o fizičkim uvjetima u oblacima koji emituju liniju od 18 cm maser mehanizmom. Prije svega, ispada da ovi oblaci su prilično gusti: u kubnom centimetru se nalazi najmanje 10 8 -10 9 čestica, a značajan (a možda i većina) njih su molekuli. Temperatura vjerovatno neće preći dvije hiljade Kelvina, najvjerovatnije je oko 1000 Kelvina. Ova svojstva su u potpunoj suprotnosti sa svojstvima čak i najgušćih oblaka međuzvjezdanog plina. Uzimajući u obzir i dalje komparativno mala velicina oblacima, nehotice dolazimo do zaključka da oni prilično liče 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. I druge činjenice idu u prilog ovoj tvrdnji (koju je autor ove knjige iznio još 1966. godine). Mlade vruće zvijezde vidljive su u maglinama gdje se posmatraju kosmički maseri (vidi dolje). Shodno tome, nedavno je završio i, najvjerovatnije, nastavlja se do danas, proces formiranja zvijezda. Možda je najzanimljivije to što su, kako pokazuju radioastronomska zapažanja, kosmički maseri ovog tipa, takoreći, "uronjeni" u male, veoma guste oblake jonizovanog vodonika. Ovi oblaci sadrže mnogo kosmičke prašine, što ih čini neuočljivim u optičkom opsegu. Ove "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 važna. Sada možemo zamisliti sljedeću sliku: iz oblaka međuzvjezdanog medija, kroz njegovu kondenzaciju, nastaje nekoliko nakupina različitih masa, koje evoluiraju u protozvijezde. Brzina evolucije je drugačija: za masivnije nakupine bit će veća (vidi tabelu 2 ispod). Stoga će se, prije svega, pretvoriti u najtopliju zvijezdu najmasovnije gomile, dok će se ostali zadržati duže ili manje dugo u fazi protozvijezda. Promatramo ih kao izvore maser zračenja u neposrednoj blizini "novorođene" vruće zvijezde, koja ionizira vodonik "čahura" koji se nije kondenzirao u grudve. Naravno, ova gruba shema će se dalje usavršavati i, naravno, bit će napravljene značajne promjene u njoj. Ali činjenica ostaje: odjednom se pokazalo da neko vrijeme (najvjerovatnije, relativno kratko) novorođene protozvijezde, figurativno rečeno, "vrište" o svom rođenju, koristeći najnovije metode kvantna radiofizika (tj. maseri) ... 2 godine nakon otkrića kosmičkih masera na hidroksilu (linija 18 cm), otkriveno je da isti izvori istovremeno emituju (također maserskim mehanizmom) liniju vodene pare, talasne dužine od čega je 1,35 cm Intenzitet "vodenog" masera je čak i veći od intenziteta "hidroksilnog". Oblaci koji emituju liniju H2O, iako su u istoj maloj zapremini kao i "hidroksilni" oblaci, kreću se različitim brzinama i mnogo su kompaktniji. Ne može se isključiti 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 jednom nađe u glavnom nizu i prestane da se skuplja, zvijezda emituje dugo vremena, praktično ne mijenjajući svoju poziciju na dijagramu spektra i svjetline. Njegovo zračenje je podržano termonuklearnim reakcijama koje se odvijaju u centralnim regijama. Dakle, glavni niz je, takoreći, lokus tačaka na dijagramu spektra-svjetlina, gdje zvijezda (u zavisnosti od svoje mase) može emitovati dugo i postojano zbog termonuklearnih reakcija. Mjesto zvijezde na glavnom nizu je određeno njenom masom. Treba napomenuti da postoji još jedan parametar koji određuje položaj ravnotežne emitivne zvijezde na dijagramu spektra i svjetline. Ovaj parametar je početni hemijski sastav zvijezde. Ako se relativni sadržaj teških elemenata smanji, zvijezda će "ležati" na dijagramu ispod. Upravo ta okolnost objašnjava prisustvo niza potpatuljaka. Kao što je gore spomenuto, relativno obilje teških elemenata u ovim zvijezdama je desetine 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 prilično brzo iscrpljuje rezerve svog vodoničnog "goriva". Tako, na primjer, zvijezde glavnog niza s masom nekoliko desetina puta većom od mase Sunca (to su vrući plavi divovi spektralne klase O) mogu postojano emitovati, nalazeći se u ovom nizu samo nekoliko miliona godina, dok zvijezde sa masom bliskom solarnoj, nalaze se na glavnom nizu 10-15 milijardi godina. Ispod je tabela. 2, koji daje izračunato trajanje gravitacijske kontrakcije i zadržavanja na glavnom nizu za zvijezde različitih spektralnih tipova. Ista tabela prikazuje vrijednosti masa, radijusa i sjaja zvijezda u solarnim jedinicama.
tabela 2
| godine | |||||
|
Spektralna klasa |
Luminosity |
gravitacionom kompresijom |
glavna sekvenca | ||
|
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. Vertikalna os - relativna veličina
Na odgovarajućem dijagramu jasno je vidljiv cijeli glavni niz, uključujući njegov gornji lijevi dio, gdje se nalaze vruće masivne zvijezde (indeks boje od 0,2 odgovara temperaturi od 20 hiljada K, tj. spektru klase B). Kuglasto jato M 3 je "stari" objekat. Jasno je da gotovo da nema zvijezda na vrhu glavnog dijagrama sekvence za ovo jato. S druge strane, grana crvenih divova u M3 je veoma bogato zastupljena, dok je u NGC 2254 crvenih divova vrlo malo. To je razumljivo: stari M 3 veliki broj zvijezde su već napustile glavni niz, dok se u mladom jatu NGC 2254 to dogodilo samo sa malim brojem relativno masivnih zvijezda koje se brzo razvijaju. Važno je napomenuti da grana divova za M 3 ide prilično strmo prema gore, dok je za NGC 2254 gotovo horizontalna. Sa teorijske tačke gledišta, to se može objasniti znatno manjim sadržajem teških elemenata u M3. I 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 beznačajno... Na dijagramu "indeks boja - osvjetljenje" za M 3 vidljiva je još jedna skoro horizontalna grana. Ne postoji analogna grana na dijagramu zacrtanom za NGC 2254. Teorija objašnjava nastanak ove grane na sljedeći način. Nakon što temperatura skupljenog 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, kompresija jezgra će prestati. Dalji površinski slojevi
zvijezde povećavaju svoju temperaturu i zvijezda na dijagramu spektra-luminoznosti će se pomjeriti ulijevo. Od takvih zvijezda formira se treća horizontalna grana dijagrama za M 3.
Rice. 17. Konsolidovani Hertzsprung - Russell dijagram za 11 zvjezdanih jata
Na sl. 17 šematski je prikazan zbirni dijagram "boja - sjaj" za 11 klastera, od kojih su dva (M 3 i M 92) globularna. Jasno se vidi kako su glavne sekvence "savijene" udesno i gore u različitim klasterima u potpunom skladu s teorijskim konceptima o kojima je već bilo riječi. Od sl. 17, odmah možete reći koji su klasteri mladi, a koji stari. Na primjer, "dvostruki" klaster X i h Perseja je mlad. "Zadržao" je značajan dio glavne sekvence. Jato M 41 je starije, jato Hijade je još starije, a vrlo staro je jato M 67, čiji je dijagram boja-luminoznost vrlo sličan analognom dijagramu za globularna jata M 3 i M 92. Samo div grana globularnih jata je viša u skladu sa razlikama u hemijski sastav pomenuto ranije. Dakle, opservacijski podaci u potpunosti potvrđuju i potkrepljuju zaključke teorije. Čini se da je teško očekivati opservacijski test teorije procesa u unutrašnjosti zvijezda, koje je od nas zatvoreno ogromnim slojem zvjezdane materije. Pa ipak, i ovdje se teorija neprestano prati praksom astronomskih posmatranja. Treba napomenuti da je kompilacija velikog broja dijagrama "boja - luminoznost" zahtijevala ogroman rad astronoma-posmatrača i radikalno poboljšanje metoda posmatranja. S druge strane, uspjesi teorije unutrašnja struktura a evolucija zvijezda bila bi nemoguća bez moderne računarske tehnologije zasnovane na korištenju brzih elektronskih računskih mašina. Istraživanja u oblasti nuklearne fizike također su pružila neprocjenjivu uslugu teoriji, koja je omogućila dobivanje kvantitativnih karakteristika onih nuklearnih reakcija koje se odvijaju u unutrašnjosti zvijezda. Nije pretjerano 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. TO JE o mogućnosti detekcije snažnog fluksa neutrina, koje bi Sunce trebalo emitovati ako se nuklearne reakcije odvijaju u njegovoj unutrašnjosti. Dobro je poznato da neutrini izuzetno slabo reaguju na druge elementarne čestice... Tako, na primjer, neutrino može letjeti gotovo bez apsorpcije kroz cijelu debljinu Sunca, dok X-zrake mogu proći bez apsorpcije samo kroz nekoliko milimetara materije u unutrašnjosti Sunca. Ako zamislimo da je snažan snop neutrina sa energijom svake čestice unutra
