Evolúcia hviezd rôznych hmotností
Astronómovia nemôžu pozorovať život jednej hviezdy od začiatku do konca, pretože aj hviezdy s najkratšou životnosťou existujú milióny rokov – dlhšie ako život celého ľudstva. Zmeny fyzikálnych vlastností a chemického zloženia hviezd v čase, t.j. hviezdny vývoj, astronómovia študujú porovnaním charakteristík mnohých hviezd v rôznych štádiách vývoja.
Fyzikálne zákony, ktoré spájajú pozorované charakteristiky hviezd, sa odrážajú v diagrame farebnej svietivosti - Hertzsprung-Russellov diagram, v ktorom hviezdy tvoria samostatné skupiny - postupnosti: hlavná postupnosť hviezd, postupnosti veleobrov, jasných a slabých obrov, podobrov. , subtrpaslíci a bieli trpaslíci.
Väčšinu svojho života je akákoľvek hviezda na tzv hlavná sekvencia tabuľky farebnej svietivosti. Všetky ostatné fázy vývoja hviezdy pred vytvorením kompaktného zvyšku nezaberú viac ako 10 % tohto času. To je dôvod, prečo väčšina hviezd pozorovaných v našej Galaxii sú skromní červení trpaslíci s hmotnosťou Slnka alebo menšou. Hlavná sekvencia zahŕňa asi 90 % všetkých pozorovaných hviezd.
Životnosť hviezdy a to, na čo sa premení na konci svojej životnej dráhy, je úplne určené jej hmotnosťou. Hviezdy s hmotnosťou väčšou ako Slnko žijú oveľa menej ako Slnko a životnosť najhmotnejších hviezd je len milióny rokov. Prevažná väčšina hviezd má životnosť približne 15 miliárd rokov. Potom, čo hviezda vyčerpá svoje zdroje energie, začne sa ochladzovať a sťahovať sa. Konečným produktom hviezdneho vývoja sú kompaktné masívne objekty, ktoré sú mnohokrát hustejšie ako bežné hviezdy.
hviezdy rôzne masy skončia v jednom z troch stavov: bieli trpaslíci, neutrónové hviezdy alebo čierne diery. Ak je hmotnosť hviezdy malá, potom sú gravitačné sily relatívne slabé a stláčanie hviezdy (gravitačný kolaps) sa zastaví. Ona ide do ustálený stav biely trpaslík. Ak hmotnosť prekročí kritickú hodnotu, kompresia pokračuje. Pri veľmi vysokej hustote sa elektróny spájajú s protónmi a vytvárajú neutróny. Čoskoro sa takmer celá hviezda skladá zo samotných neutrónov a má takú obrovskú hustotu, že obrovská hviezdna hmota sa sústredí do veľmi malej gule s polomerom niekoľkých kilometrov a stláčanie sa zastaví – vznikne neutrónová hviezda. Ak je hmotnosť hviezdy taká veľká, že ani vznik neutrónovej hviezdy nezastaví gravitačný kolaps, potom konečným štádiom vývoja hviezdy bude čierna diera.
Naše Slnko svieti už viac ako 4,5 miliardy rokov. Zároveň neustále spotrebúva vodík. Je úplne jasné, že bez ohľadu na to, aké veľké sú jeho zásoby, jedného dňa sa vyčerpajú. A čo sa stane so svietidlom? Na túto otázku existuje odpoveď. Životný cyklus hviezdy možno študovať pomocou iných podobných vesmírnych útvarov. Vo vesmíre skutočne existujú skutoční patriarchovia, ktorých vek je 9-10 miliárd rokov. A sú tam veľmi mladé hviezdy. Nie sú staršie ako niekoľko desiatok miliónov rokov.
V dôsledku toho, pozorovaním stavu rôznych hviezd, ktoré sú „rozsypané“ vesmírom, je možné pochopiť, ako sa správajú v priebehu času. Tu možno nakresliť analógiu s mimozemským pozorovateľom. Odletel na Zem a začal študovať ľudí: deti, dospelých, starých ľudí. Tak si vo veľmi krátkom čase uvedomil, aké zmeny sa s ľuďmi počas ich života dejú.
Slnko je momentálne žltý trpaslík - 1
Bude to trvať miliardy rokov a stane sa červeným obrom - 2
A potom sa zmení na bieleho trpaslíka - 3
Preto môžeme so všetkou istotou povedať keď sa zásoby vodíka v centrálnej časti slnka vyčerpajú, termonukleárna reakcia sa nezastaví... Zóna, kde bude tento proces pokračovať, sa začne posúvať smerom k povrchu našej hviezdy. Ale zároveň gravitačné sily už nebudú môcť ovplyvňovať tlak, ktorý vzniká v dôsledku termonukleárnej reakcie.
v dôsledku toho hviezda začne rásť a postupne sa zmení na červeného obra... Toto je vesmírny objekt neskorého štádia evolúcie. Stáva sa to však aj v ranom štádiu tvorby hviezd. Až v druhom prípade sa červený obor scvrkne a zmení na hviezda hlavnej postupnosti... Teda v takom, v ktorom prebieha reakcia fúzie hélia z vodíka. Jedným slovom, kde životný cyklus hviezdy začína, tam aj končí.
Naše Slnko sa zväčší natoľko, že pohltí najbližšie planéty. Sú to Merkúr, Venuša a Zem. Ale neboj sa. Hviezda začne umierať o niekoľko miliárd rokov. Počas tejto doby budú nahradené desiatky a možno stovky civilizácií. Človek neraz vezme do rúk palicu a po tisíckach rokov zasa sadne k počítaču. Toto je obvyklá cyklickosť, na ktorej je založený celý vesmír.
Ale stať sa červeným obrom neznamená koniec. Termonukleárna reakcia vymrští vonkajší obal do vesmíru. A v strede bude héliové jadro bez energie. Pôsobením gravitačných síl sa stiahne a nakoniec sa zmení na mimoriadne hustý vesmírny útvar s veľkou hmotnosťou. Takéto zvyšky vyhasnutých a pomaly chladnúcich hviezd sa nazývajú bielych trpaslíkov.
Náš biely trpaslík bude mať polomer 100-krát menší ako polomer Slnka a svietivosť sa zníži 10-tisíckrát. V tomto prípade bude hmotnosť porovnateľná so súčasnou slnečnou a hustota bude miliónkrát väčšia. Takýchto bielych trpaslíkov je v našej Galaxii veľa. Ich počet je 10% z celkového počtu hviezd.
Treba poznamenať, že bieli trpaslíci sú vodík a hélium. Ale nepôjdeme do džungle, ale len si všimneme, že pri silnom stlačení môže nastať gravitačný kolaps. A to je plné kolosálneho výbuchu. V tomto prípade je pozorovaný výbuch supernovy. Pojem "supernova" necharakterizuje vek, ale jas svetlice. Len bieleho trpaslíka dlho nebolo vidieť v kozmickej priepasti a zrazu sa objavila jasná žiara.
Väčšina explodujúcej supernovy sa rozptyľuje vesmírom obrovskou rýchlosťou. A zostávajúca centrálna časť je stlačená do ešte hustejšej formácie a je tzv neutrónová hviezda... Je to konečný produkt hviezdneho vývoja. Jeho hmotnosť je porovnateľná so Slnkom a jeho polomer dosahuje len niekoľko desiatok kilometrov. Jedna kocka cm neutrónovej hviezdy môže vážiť milióny ton. Takýchto útvarov je vo vesmíre pomerne dosť. Ich počet je asi tisíckrát menší ako u bežných sĺnk, ktoré sú obsypané nočnou oblohou Zeme.
Musím povedať, že životný cyklus hviezdy priamo súvisí s jej hmotnosťou. Ak zodpovedá hmotnosti nášho Slnka alebo menej, potom sa na konci života objaví biely trpaslík. Existujú však svietidlá, ktoré sú desiatky a stokrát väčšie ako Slnko.
Keď sa takíto obri počas starnutia stiahnu, deformujú priestor a čas natoľko, že sa namiesto bieleho trpaslíka objaví čierna diera... Jeho gravitačná príťažlivosť je taká veľká, že ju nedokážu prekonať ani objekty, ktoré sa pohybujú rýchlosťou svetla. Veľkosť otvoru sa vyznačuje gravitačný polomer... Toto je polomer gule ohraničený Horizont udalostí... Predstavuje časopriestorovú hranicu. Akékoľvek kozmické telo, ktoré ho prekoná, navždy zmizne a už sa nikdy nevráti.
Existuje veľa teórií o čiernych dierach. Všetky sú založené na teórii gravitácie, keďže práve gravitácia je jednou z najdôležitejších síl vesmíru. A jeho hlavnou kvalitou je všestrannosť... Aspoň dnes nebol objavený jediný vesmírny objekt, ktorému by chýbala gravitačná interakcia.
Existuje predpoklad, že cez čierna diera môžete sa dostať do paralelného sveta. To znamená, že je to kanál do inej dimenzie. Všetko je možné, ale každé tvrdenie si vyžaduje praktický dôkaz. Takýto experiment sa však zatiaľ žiadnemu smrteľníkovi nepodarilo uskutočniť.
Životný cyklus hviezdy teda pozostáva z niekoľkých etáp. V každom z nich svietidlo pôsobí v určitej kvalite, ktorá je radikálne odlišná od predchádzajúcich a budúcich. Toto je originalita a tajomstvo vesmíru. Keď sa s ním zoznámite, nedobrovoľne si začnete myslieť, že človek tiež prechádza niekoľkými fázami svojho vývoja. A škrupina, v ktorej teraz existujeme, je len prechodným štádiom do nejakého iného stavu. Tento záver si však opäť vyžaduje praktické potvrdenie..
Termonukleárna fúzia v útrobách hviezd
V tomto čase sa pre hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 0,8-násobok hmotnosti Slnka jadro stáva priehľadným pre žiarenie a prevláda prenos žiarivej energie v jadre, zatiaľ čo horná obálka zostáva konvektívna. Nikto s určitosťou nevie, ktoré hviezdy s menšou hmotnosťou dorazia do hlavnej postupnosti, keďže čas strávený týmito hviezdami v kategórii mladých presahuje vek vesmíru. Všetky naše predstavy o vývoji týchto hviezd sú založené na numerických výpočtoch.
Keď sa hviezda zmenšuje, tlak degenerovaného elektrónového plynu sa začne zvyšovať a na určitom polomere hviezdy tento tlak zastaví zvyšovanie centrálnej teploty a potom ju začne znižovať. A pre hviezdy menšie ako 0,08 sa to stáva osudným: energia uvoľnená pri jadrových reakciách nikdy nebude stačiť na pokrytie nákladov na radiáciu. Takéto podhviezdy sa nazývajú hnedí trpaslíci a ich osudom je neustále stláčanie, kým to tlak degenerovaného plynu nezastaví, a potom postupné ochladzovanie so zastavením všetkých jadrových reakcií.
Mladé hviezdy strednej hmotnosti
Mladé hviezdy strednej hmotnosti (od 2 do 8 hmotností Slnka) sa kvalitatívne vyvíjajú rovnako ako ich menšie sestry, s výnimkou, že až do hlavnej postupnosti nemajú žiadne konvekčné zóny.
Objekty tohto typu sú spojené s tzv. Herbitové hviezdy Ae \ Be ako nepravidelné premenné spektrálneho typu B-F5. Majú tiež bipolárne prúdové disky. Rýchlosť odtoku, svietivosť a efektívna teplota podstatne viac ako za τ Býka, takže účinne zahrievajú a rozptyľujú zvyšky protohviezdneho oblaku.
Mladé hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 8 hmotností Slnka
V skutočnosti sú to už normálne hviezdy. Zatiaľ čo sa hmota hydrostatického jadra hromadila, hviezda stihla preskočiť všetky medzistupne a zahriať jadrové reakcie do takej miery, že kompenzujú straty žiarenia. Tieto hviezdy majú odtok hmoty a svietivosť je taká veľká, že nielenže zastaví kolaps zostávajúcich vonkajších oblastí, ale ich zatlačí späť. Hmotnosť vytvorenej hviezdy je teda výrazne menšia ako hmotnosť protohviezdneho oblaku. S najväčšou pravdepodobnosťou to vysvetľuje absenciu hviezd s hmotnosťou väčšou ako 100-200 v našej galaxii.
Stredný život hviezdy
Medzi vytvorenými hviezdami je obrovské množstvo farieb a veľkostí. V spektrálnej triede sa pohybujú od horúcej modrej po studenú červenú, v hmotnosti - od 0,08 do viac ako 200 hmotností Slnka. Svietivosť a farba hviezdy závisí od jej povrchovej teploty, ktorá je zase určená jej hmotnosťou. Všetky nové hviezdy „zaberajú svoje miesto“ v hlavnej postupnosti podľa ich chemického zloženia a hmotnosti. Nehovoríme o fyzickom pohybe hviezdy - iba o jej polohe na uvedenom diagrame v závislosti od parametrov hviezdy. To znamená, že hovoríme v skutočnosti len o zmene parametrov hviezdy.
Čo sa stane v budúcnosti, opäť závisí od hmotnosti hviezdy.
Neskoršie roky a smrť hviezd
Staré hviezdy s nízkou hmotnosťou
Dodnes nie je s určitosťou známe, čo sa stane so svetelnými hviezdami po vyčerpaní ich zásob vodíka. Keďže vesmír je starý 13,7 miliardy rokov, čo nestačí na vyčerpanie zásob vodíkového paliva, moderné teórie sú založené na počítačovom modelovaní procesov prebiehajúcich v takýchto hviezdach.
Niektoré hviezdy dokážu syntetizovať hélium iba v niektorých aktívne stránky, čo spôsobuje nestabilitu a silné slnečné vetry. V tomto prípade nedôjde k vytvoreniu planetárnej hmloviny a hviezda sa len vyparí a stane sa ešte menšou ako hnedý trpaslík.
Ale hviezda s hmotnosťou menšou ako 0,5 Slnka nebude nikdy schopná syntetizovať hélium ani po ukončení reakcií s účasťou vodíka v jadre. Ich hviezdny obal nie je dostatočne masívny, aby prekonal tlak generovaný jadrom. Medzi tieto hviezdy patria červení trpaslíci (napríklad Proxima Centauri), ktorí žili v hlavnej postupnosti stovky miliárd rokov. Po ukončení termonukleárnych reakcií v ich jadre budú po postupnom ochladzovaní naďalej slabo vyžarovať v infračervenej a mikrovlnnej oblasti elektromagnetického spektra.
Stredné hviezdy
Po dosiahnutí hviezdy priemerná veľkosť(od 0,4 do 3,4 hmotnosti Slnka) fázy červeného obra, jeho vonkajšie vrstvy sa naďalej rozťahujú, jadro sa zmenšuje a začínajú sa reakcie syntézy uhlíka z hélia. Fúzia uvoľňuje veľa energie a dáva hviezde dočasný oddych. Pre hviezdu o veľkosti Slnka môže tento proces trvať približne miliardu rokov.
Zmeny v množstve vyžarovanej energie spôsobujú, že hviezda prechádza obdobiami nestability, ktoré zahŕňajú zmeny veľkosti, povrchovej teploty a uvoľňovania energie. Uvoľňovanie energie je posunuté smerom k nízkofrekvenčnému žiareniu. To všetko je sprevádzané narastajúcou stratou hmoty v dôsledku silných slnečných vetrov a intenzívnych pulzácií. Hviezdy v tejto fáze sú pomenované hviezdy neskorého typu, OH -IR hviezdy alebo svetové hviezdy, v závislosti od ich presných charakteristík. Vyvrhnutý plyn je pomerne bohatý na ťažké prvky produkované vo vnútri hviezdy, ako je kyslík a uhlík. Plyn vytvára rozpínajúci sa obal a ochladzuje sa, keď sa vzďaľuje od hviezdy, čo umožňuje tvorbu prachových častíc a molekúl. Pri silnom infračervenom žiarení centrálnej hviezdy sa v takýchto obaloch vytvárajú ideálne podmienky na aktiváciu maserov.
Reakcie spaľovania hélia sú veľmi citlivé na teplotu. To niekedy vedie k veľkej nestabilite. Vyskytujú sa prudké pulzácie, ktoré v konečnom dôsledku dodávajú vonkajším vrstvám dostatok kinetickej energie na to, aby boli vyvrhnuté a stali sa planetárnou hmlovinou. V strede hmloviny zostáva jadro hviezdy, ktoré sa chladnutím mení na héliového bieleho trpaslíka, zvyčajne s hmotnosťou do 0,5-0,6 hmotnosti Slnka a priemerom rádovo priemeru Zeme.
Bieli trpaslíci
Drvivá väčšina hviezd, vrátane Slnka, ukončí svoj vývoj a zmršťuje sa, kým tlak degenerovaných elektrónov nevyváži gravitáciu. V tomto stave, keď sa veľkosť hviezdy stokrát zmenšuje a hustota je miliónkrát väčšia ako hustota vody, sa hviezda nazýva biely trpaslík. Je bez zdrojov energie a postupným ochladzovaním sa stáva temným a neviditeľným.
Vo hviezdach, ktoré sú hmotnejšie ako Slnko, tlak degenerovaných elektrónov nedokáže udržať stlačenie jadra a pokračuje dovtedy, kým sa väčšina častíc nezmení na neutróny zbalené tak tesne, že veľkosť hviezdy sa meria v kilometroch a hustota je 100 miliónov krát väčšia hustota vody. Takýto objekt sa nazýva neutrónová hviezda; jeho rovnováha je udržiavaná tlakom degenerovanej neutrónovej hmoty.
Supermasívne hviezdy
Potom, čo sa vonkajšie vrstvy hviezdy s hmotnosťou väčšou ako päť hmotností Slnka rozptýlia a vytvoria červeného veleobra, sa jadro začne zmenšovať vplyvom gravitačných síl. Ako kompresia postupuje, teplota a hustota sa zvyšujú a začína sa nová sekvencia termonukleárnych reakcií. Pri takýchto reakciách sa syntetizujú ťažké prvky, ktoré dočasne bránia kolapsu jadra.
Nakoniec, ako sa tvorí stále viac ťažkých prvkov periodickej tabuľky, železo -56 sa syntetizuje z kremíka. Syntézou prvkov sa do tohto momentu uvoľnilo veľké množstvo energie, ale práve jadro železa -56 má maximálny hmotnostný defekt a tvorba ťažších jadier je nevýhodná. Preto, keď železné jadro hviezdy dosiahne určitú hodnotu, tlak v ňom už nie je schopný odolávať kolosálnej sile gravitácie a nastáva okamžitý kolaps jadra s neutronizáciou jeho hmoty.
Čo sa stane v budúcnosti, nie je úplne jasné. Ale nech je to čokoľvek, v priebehu niekoľkých sekúnd to vedie k výbuchu supernovy s neuveriteľnou silou.
Sprievodný výbuch neutrín vyvoláva rázovú vlnu. Silné výtrysky neutrín a rotujúce magnetické pole vypudzujú väčšinu materiálu nahromadeného hviezdou – takzvané sedacie prvky vrátane železa a ľahších prvkov. Rozptyľujúca sa hmota je bombardovaná neutrónmi vyvrhnutými z jadra, ktoré ich zachytávajú a vytvárajú tak súbor prvkov ťažších ako železo, vrátane rádioaktívnych, až po urán (a možno aj kalifornium). Výbuchy supernov teda vysvetľujú prítomnosť prvkov ťažších ako železo v medzihviezdnej hmote.
Tlaková vlna a výtrysky neutrín odnášajú materiál od umierajúcej hviezdy do medzihviezdneho priestoru. Následne sa tento materiál zo supernovy pri pohybe vesmírom môže zraziť s iným vesmírnym odpadom a prípadne sa podieľať na tvorbe nových hviezd, planét alebo satelitov.
Procesy prebiehajúce pri vzniku supernovy sa stále skúmajú a zatiaľ nie je v tejto otázke jasno. Otázne je aj to, čo vlastne z pôvodnej hviezdy zostalo. Zvažujú sa však dve možnosti:
Neutrónové hviezdy
Je známe, že v niektorých supernovách núti silná gravitácia vo vnútri superobra elektróny padať na jadro atómu, kde sa spájajú s protónmi a vytvárajú neutróny. Elektromagnetické sily oddeľujúce blízke jadrá zmiznú. Jadro hviezdy je teraz hustá guľa atómových jadier a jednotlivých neutrónov.
Takéto hviezdy, známe ako neutrónové hviezdy, sú extrémne malé – nie väčšie ako veľké mesto – a majú nepredstaviteľne vysokú hustotu. Ich perióda revolúcie sa extrémne skráti, keď sa veľkosť hviezdy zmenšuje (v dôsledku zachovania momentu hybnosti). Niektoré robia 600 otáčok za sekundu. Keď os spájajúca severný a južný magnetický pól tejto rýchlo rotujúcej hviezdy smeruje k Zemi, možno zaznamenať pulz žiarenia, ktorý sa opakuje v intervaloch rovnajúcich sa perióde otáčania hviezdy. Takéto neutrónové hviezdy sa nazývali „pulzary“ a stali sa prvými neutrónovými hviezdami, ktoré boli objavené.
Čierne diery
Nie všetky supernovy sa stanú neutrónovými hviezdami. Ak má hviezda dostatočne veľkú hmotnosť, kolaps hviezdy bude pokračovať a samotné neutróny začnú padať dovnútra, kým sa jej polomer nezmenší ako polomer Schwarzschildov. Potom sa hviezda stane čiernou dierou.
Existenciu čiernych dier predpovedala všeobecná relativita. Podľa všeobecnej teórie relativity hmota a informácie nemôžu za žiadnych podmienok opustiť čiernu dieru. Kvantová mechanika však umožňuje výnimky z tohto pravidla.
Zostáva číslo otvorené otázky... Hlavný z nich: "Existujú vôbec čierne diery?" Aby sme mohli s istotou povedať, že daný objekt je čierna diera, je potrebné pozorovať jeho horizont udalostí. Všetky pokusy o to sa skončili neúspechom. Stále však existuje nádej, pretože niektoré objekty nemožno vysvetliť bez priťahovania akrécie a narastania na objekt bez pevného povrchu, ale samotná existencia čiernych dier to nedokazuje.
Otvorené sú aj otázky: je možné, aby sa hviezda zrútila priamo do čiernej diery a obišla supernovu? Existujú supernovy, ktoré sa neskôr stanú čiernymi dierami? Aký je presný vplyv počiatočnej hmotnosti hviezdy na formovanie objektov na konci jej životného cyklu?
Ako každé telá v prírode, ani hviezdy nemôžu zostať nezmenené. Rodia sa, vyvíjajú sa a nakoniec „zomrú“. Vývoj hviezd trvá miliardy rokov, no vedú sa diskusie o čase ich vzniku. Predtým astronómovia verili, že proces ich „zrodenia“ z hviezdneho prachu trval milióny rokov, no nie je to tak dávno, čo sa podarilo získať fotografie oblasti oblohy z Veľkej hmloviny v Orióne. V priebehu niekoľkých rokov malý
Na snímkach z roku 1947 bola na tomto mieste zaznamenaná malá skupina objektov podobných hviezdam. V roku 1954 sa už niektoré stali podlhovastými a po ďalších piatich rokoch sa tieto objekty rozpadli na samostatné. Po prvýkrát sa teda proces zrodu hviezd odohral doslova pred očami astronómov.
Pozrime sa bližšie na to, ako prebieha štruktúra a vývoj hviezd, ako začínajú a ako sa končí ich nekonečný, na ľudské pomery, život.
Vedci tradične predpokladali, že hviezdy vznikajú v dôsledku kondenzácie oblakov plyno-prachového prostredia. Pôsobením gravitačných síl sa z vytvorených oblakov vytvorí nepriehľadná plynová guľa s hustou štruktúrou. Jeho vnútorný tlak nedokáže vyrovnať gravitačné sily, ktoré ho stláčajú. Postupne sa guľa zmršťuje natoľko, že teplota vo vnútri hviezdy stúpa a tlak horúceho plynu vo vnútri gule sa vyrovnáva vonkajšie sily... Potom sa kompresia zastaví. Trvanie tohto procesu závisí od hmotnosti hviezdy a zvyčajne sa pohybuje od dvoch do niekoľkých stoviek miliónov rokov.
Štruktúra hviezd predpokladá veľmi vysokú teplotu v ich vnútri, čo prispieva k nepretržitým termonukleárnym procesom (vodík, ktorý ich tvorí, sa mení na hélium). Práve tieto procesy spôsobujú intenzívne žiarenie hviezd. Čas, ktorý potrebujú na spotrebovanie dostupnej zásoby vodíka, je určený ich hmotnosťou. Od toho závisí aj dĺžka žiarenia.
Keď sa zásoby vodíka vyčerpajú, vývoj hviezd sa blíži k štádiu formovania, a to nasledovne. Po ukončení uvoľňovania energie začnú gravitačné sily stláčať jadro. V tomto prípade sa veľkosť hviezdy výrazne zväčšuje. S pokračovaním procesu sa tiež zvyšuje svietivosť, ale iba v tenká vrstva na hranici jadra.
Tento proces je sprevádzaný zvýšením teploty kontrahujúceho sa jadra hélia a premenou jadier hélia na jadrá uhlíka.
Podľa predpovedí sa naše Slnko za osem miliárd rokov zmení na červeného obra. V tomto prípade sa jeho polomer zväčší niekoľko desiatokkrát a svietivosť sa v porovnaní so súčasnými ukazovateľmi zvýši stokrát.
Životnosť hviezdy, ako už bolo uvedené, závisí od jej hmotnosti. Objekty s hmotnosťou menšou ako Slnko veľmi ekonomicky „míňajú“ svoje zásoby, preto môžu svietiť desiatky miliárd rokov.
Evolúcia hviezd končí formovaním.To sa deje u tých z nich, ktorých hmotnosť je blízka hmotnosti Slnka, t.j. nepresahuje 1,2 z neho.
Obrie hviezdy majú tendenciu rýchlo vyčerpať zásoby jadrového paliva. To je sprevádzané výraznou stratou hmotnosti, najmä v dôsledku vymrštenia vonkajších obalov. V dôsledku toho zostáva len postupne chladnúca centrálna časť, v ktorej sa jadrové reakcie úplne zastavili. Postupom času takéto hviezdy prestanú vyžarovať a stanú sa neviditeľnými.
Ale niekedy je normálny vývoj a štruktúra hviezd narušená. Najčastejšie sa to týka masívnych objektov, ktoré vyčerpali všetky druhy termonukleárneho paliva. Potom môžu byť premenené na neutrón alebo A čím viac sa vedci o týchto objektoch dozvedia, tým viac nových otázok vyvstáva.
Prvá časť ASTRONOMICKÝ ASPEKTY PROBLÉMU
4. Evolúcia hviezd Moderná astronómia má veľké množstvo argumenty v prospech tvrdenia, že hviezdy vznikajú kondenzáciou oblakov plynu a prachu medzihviezdneho prostredia. Proces vzniku hviezd z tohto prostredia pokračuje dodnes. Objasnenie tejto okolnosti je jedným z najväčších úspechov modernej astronómie. Donedávna sa verilo, že všetky hviezdy vznikli takmer súčasne, pred mnohými miliardami rokov. Kolaps týchto metafyzických konceptov bol uľahčený predovšetkým pokrokom v pozorovacej astronómii a rozvojom teórie štruktúry a vývoja hviezd. Výsledkom bolo, že mnohé z pozorovaných hviezd sú relatívne mladé objekty a niektoré z nich vznikli, keď už na Zemi bol človek. Dôležitým argumentom v prospech záveru, že hviezdy vznikajú z medzihviezdneho plynného a prachového média, je umiestnenie skupín zjavne mladých hviezd (takzvané „asociácie“) v špirálových ramenách Galaxie. Ide o to, že podľa rádioastronomických pozorovaní sa medzihviezdny plyn sústreďuje najmä v špirálových ramenách galaxií. Najmä je to tak aj v našej Galaxii. Navyše z detailných „rádiových snímok“ niektorých blízko nás vzdialených galaxií vyplýva, že najväčšia hustota medzihviezdneho plynu je pozorovaná na vnútorných (vzhľadom na stred príslušnej galaxie) okrajoch špirály, ktorá nachádza prirodzenú vysvetlenie, ktorého podrobnosťami sa tu nemôžeme zaoberať. Ale práve v týchto častiach špirál sa metódami optickej astronómie pozorujú "HII zóny", teda oblaky ionizovaného medzihviezdneho plynu. V kap. 3 už bolo povedané, že dôvodom ionizácie takýchto oblakov môže byť len ultrafialové žiarenie z masívnych horúcich hviezd - objektov, ktoré sú zjavne mladé (pozri nižšie). Ústredným problémom vývoja hviezd je otázka ich energetických zdrojov. Vskutku, odkiaľ sa napríklad berie obrovské množstvo energie potrebnej na udržanie žiarenia Slnka na približne pozorovanej úrovni počas niekoľkých miliárd rokov? Každú sekundu Slnko vyžaruje 4x10 33 ergov a za 3 miliardy rokov vyžaruje 4x10 50 ergov. Niet pochýb o tom, že vek Slnka je asi 5 miliárd rokov. Vyplýva to aspoň z moderných odhadov veku Zeme pomocou rôznych rádioaktívnych metód. Je nepravdepodobné, že Slnko je „mladšie“ ako Zem. V minulom storočí a na začiatku tohto storočia boli navrhnuté rôzne hypotézy o povahe energetických zdrojov Slnka a hviezd. Niektorí vedci sa napríklad domnievali, že zdroj solárna energia je nepretržitý spád meteorických telies na jeho povrchu, iní hľadali zdroj v nepretržitom stláčaní slnka. Potenciálna energia uvoľnená počas takéhoto procesu by mohla za určitých podmienok prejsť do žiarenia. Ako uvidíme nižšie, tento zdroj v ranom štádiu vývoja hviezdy môže byť dosť účinný, ale v žiadnom prípade nemôže poskytnúť žiarenie Slnka na požadovaný čas. Úspechy jadrovej fyziky umožnilo vyriešiť problém hviezdnych zdrojov energie už koncom tridsiatych rokov nášho storočia. Takýmto zdrojom sú termonukleárne fúzne reakcie prebiehajúce vo vnútri hviezd pri veľmi vysokej teplote (asi desať miliónov Kelvinov). V dôsledku týchto reakcií, ktorých rýchlosť silne závisí od teploty, dochádza k premene protónov na jadrá hélia a uvoľnená energia pomaly „presakuje“ útrobami hviezd a napokon sa výrazne transformuje do svetového priestoru. Toto je mimoriadne silný zdroj. Ak predpokladáme, že pôvodne Slnko pozostávalo iba z vodíka, ktorý sa v dôsledku termonukleárnych reakcií úplne zmenil na hélium, potom bude uvoľnené množstvo energie približne 10 52 erg. Na udržanie žiarenia na pozorovanej úrovni po miliardy rokov teda stačí, aby Slnko „spotrebovalo“ najviac 10 % svojej pôvodnej zásoby vodíka. Teraz môžeme predstaviť obraz vývoja hviezdy nasledovne. Z nejakého dôvodu (je ich niekoľko) sa začal kondenzovať oblak medzihviezdneho plynu a prachového média. Čoskoro (samozrejme v astronomickom meradle!), Pod vplyvom síl univerzálnej gravitácie sa z tohto oblaku vytvorí pomerne hustá, nepriehľadná guľa plynu. Presne povedané, túto guľu ešte nemožno nazvať hviezdou, pretože teplota v jej centrálnych oblastiach je nedostatočná na spustenie termonukleárnych reakcií. Tlak plynu vo vnútri loptičky ešte nedokáže vyrovnať príťažlivé sily jej jednotlivých častí, a tak sa bude neustále stláčať. Niektorí astronómovia sa predtým domnievali, že takéto „protohviezdy“ boli pozorované v jednotlivých hmlovinách vo forme veľmi tmavých kompaktných útvarov, takzvaných globúl (obr. 12). Pokroky v rádioastronómii však prinútili opustiť takýto dosť naivný uhol pohľadu (pozri nižšie). Väčšinou sa súčasne nevytvorí jedna protohviezda, ale ich viac či menej početná skupina. V budúcnosti sa tieto skupiny stanú hviezdnymi asociáciami a zhlukami, ktoré sú astronómom dobre známe. Je veľmi pravdepodobné, že v tomto veľmi skorom štádiu vývoja hviezdy sa okolo nej vytvárajú zhluky s nižšou hmotnosťou, ktoré sa potom postupne menia na planéty (pozri kapitolu 9).Ryža. 12. Globuly v difúznej hmlovine
Pri kontrakcii protohviezdy stúpa jej teplota a značná časť uvoľnenej potenciálnej energie je vyžiarená do okolitého priestoru. Pretože rozmery zmršťujúcej sa plynovej gule sú veľmi veľké, žiarenie z jednotky jej povrchu bude zanedbateľné. Keďže tok žiarenia z jednotkového povrchu je úmerný štvrtej mocnine teploty (Stefanov-Boltzmannov zákon), teplota povrchových vrstiev hviezdy je relatívne nízka, pričom jej svietivosť je takmer rovnaká ako u obyčajnej hviezdy. s rovnakou hmotnosťou. Preto na diagrame spektrálnej svietivosti budú takéto hviezdy umiestnené napravo od hlavnej postupnosti, to znamená, že budú spadať do oblasti červených obrov alebo červených trpaslíkov v závislosti od hodnôt ich počiatočných hmotností. V budúcnosti sa protohviezda naďalej zmenšuje. Jeho veľkosť sa zmenšuje a povrchová teplota sa zvyšuje, v dôsledku čoho sa spektrum stáva čoraz „skorším“. Pohybujúc sa po diagrame "spektrum - svietivosť", protohviezda pomerne rýchlo "sadne" na hlavnú sekvenciu. V tomto období je už teplota vnútra hviezd dostatočná na to, aby sa tam spustili termonukleárne reakcie. V tomto prípade tlak plynu vo vnútri budúcej hviezdy vyrovná príťažlivosť a plynová guľa sa prestane sťahovať. Protohviezda sa stáva hviezdou. Protohviezdam trvá relatívne málo času, kým prejdú týmto najskorším štádiom ich vývoja. Ak je napríklad hmotnosť protohviezdy väčšia ako hmotnosť Slnka, je potrebných len niekoľko miliónov rokov, ak menej, niekoľko stoviek miliónov rokov. Keďže evolučný čas protohviezd je relatívne krátky, je ťažké odhaliť túto najskoršiu fázu vývoja hviezdy. Napriek tomu sú hviezdy v tejto fáze zjavne pozorované. Myslíme veľmi zaujímavé hviezdy typu T Tauri, zvyčajne ponorené do tmavých hmlovín. V roku 1966 bolo celkom neočakávane možné pozorovať protohviezdy v raných štádiách ich vývoja. Už v tretej kapitole tejto knihy sme sa zmienili o objave metódou rádioastronómie množstva molekúl v medzihviezdnom prostredí, predovšetkým OH hydroxylu a vodnej pary H2O. Údiv rádioastronómov bol veľký, keď pri skenovaní oblohy pri vlnovej dĺžke 18 cm, zodpovedajúcej rádiovej čiare OH, bola jasná, mimoriadne kompaktná (t.j. mala malú uhlové rozmery) zdroje. To bolo také neočakávané, že najprv odmietli čo i len uveriť, že také jasné rádiové čiary môžu patriť k hydroxylovej molekule. Predpokladalo sa, že tieto riadky patria nejakej neznámej látke, ktorá okamžite dostala „vhodný“ názov „Mysterium“. „Záhada“ však veľmi skoro zdieľala osud svojich optických „bratov“ – „hmlovín“ a „koróny“. Faktom je, že po mnoho desaťročí sa jasné čiary hmlovín a slnečnej koróny nedali identifikovať so žiadnymi známymi spektrálnymi čiarami. Preto boli pripisované určitým, na zemi neznámym, hypotetickým prvkom – „hmlovine“ a „koróne“. Neusmievajme sa blahosklonne nad neznalosťou astronómov na začiatku nášho storočia: veď vtedy ešte neexistovala teória atómu! Rozvoj fyziky nezanechal v periodický systém Mendelejevovo miesto pre exotických "nebeských": v roku 1927 bolo odhalené "hmlovina", ktorej čiary boli s úplnou spoľahlivosťou identifikované so "zakázanými" čiarami ionizovaného kyslíka a dusíka a v rokoch 1939 -1941. presvedčivo sa ukázalo, že záhadné "koróniové" čiary patria k viacnásobne ionizovaným atómom železa, niklu a vápnika. Ak „odhalenie“ „hmlovina“ a „kodónia“ trvalo desaťročia, tak len pár týždňov po objave sa ukázalo, že čiary „tajomstva“ patria obyčajnému hydroxylu, ale len za mimoriadnych podmienok. Ďalšie pozorovania v prvom rade odhalili, že zdroje „záhady“ majú extrémne malé uhlové rozmery. To sa ukázalo pomocou vtedy nového, veľmi efektívna metódaštúdia s názvom "ultra-long baseline radio interferometria". Podstata metódy sa redukuje na súčasné pozorovanie zdrojov na dvoch rádioteleskopoch umiestnených vo vzdialenosti niekoľko tisíc km od seba. Ako sa ukázalo, uhlové rozlíšenie je v tomto prípade určené pomerom vlnovej dĺžky k vzdialenosti medzi rádioteleskopmi. V našom prípade môže byť táto hodnota ~ 3x10 -8 rad alebo niekoľko tisícin oblúkovej sekundy! Všimnite si, že v optickej astronómii je takéto uhlové rozlíšenie stále úplne nedosiahnuteľné. Takéto pozorovania ukázali, že existujú najmenej tri triedy „záhadných“ zdrojov. Tu nás budú zaujímať zdroje triedy 1. Všetky sa nachádzajú vo vnútri plynných ionizovaných hmlovín, napríklad v známej hmlovine Orion. Ako už bolo spomenuté, ich veľkosti sú extrémne malé, mnohotisíckrát menšie veľkosti hmlovina. Najzaujímavejšie je, že majú zložitú priestorovú štruktúru. Zoberme si napríklad zdroj v hmlovine s názvom W3.
Ryža. 13. Profily štyroch zložiek hydroxylovej línie
Na obr. 13 znázorňuje profil OH línie vyžarovaný týmto zdrojom. Ako vidíte, pozostáva z veľkého počtu úzkych jasných čiar. Každá čiara zodpovedá určitej rýchlosti pohybu pozdĺž línie pohľadu oblaku vyžarujúceho túto čiaru. Veľkosť tejto rýchlosti je určená Dopplerovým javom. Rozdiel v rýchlostiach (pozdĺž zorného poľa) medzi rôznymi oblakmi dosahuje ~ 10 km/s. Vyššie uvedené interferometrické pozorovania ukázali, že oblaky vyžarujúce každú čiaru sa priestorovo nezhodujú. Obrázok vyzerá takto: vo vnútri oblasti s veľkosťou asi 1,5 sekundy sa pohybujú oblúky rôzne rýchlosti asi 10 kompaktných oblakov. Každý oblak vysiela jednu špecifickú (frekvenčne) čiaru. Uhlové rozmery oblakov sú veľmi malé, rádovo niekoľko tisícin oblúkovej sekundy. Keďže vzdialenosť k hmlovine W3 je známa (asi 2000 ks), uhlové rozmery možno ľahko previesť na lineárne. Ukazuje sa, že lineárne rozmery oblasti, v ktorej sa oblaky pohybujú, sú rádovo 10 -2 ks a rozmery každého oblaku sú len rádovo väčšie ako vzdialenosť od Zeme k Slnku. Vynárajú sa otázky: čo sú to za oblaky a prečo tak silne vyžarujú hydroxylové skupiny v rádiových vedeniach? Odpoveď na druhú otázku sme dostali pomerne skoro. Ukázalo sa, že mechanizmus emisie je dosť podobný tomu, ktorý sa pozoruje v laboratórnych maséroch a laseroch. Zdrojom "záhady" sú teda gigantické, prírodné kozmické masery pracujúce na vlnovej dĺžke hydroxylovej čiary 18 cm. Práve v maseroch (a pri optických a infračervených frekvenciách - v laseroch) sa dosahuje enormný jas čiar a jej spektrálne šírka je malá... Ako je známe, zosilnenie žiarenia v líniách vďaka tomuto efektu je možné vtedy, keď je médium, v ktorom sa žiarenie šíri, nejakým spôsobom „aktivované“. To znamená, že nejaký "vonkajší" zdroj energie (takzvané "pumpovanie") spôsobuje, že koncentrácia atómov alebo molekúl na počiatočnej (hornej) úrovni je anomálne vysoká. Maser alebo laser je nemožný bez neustáleho "pumpy". Otázka charakteru mechanizmu na „čerpanie“ kozmických maserov ešte nie je definitívne vyriešená. S najväčšou pravdepodobnosťou sa však „pumpuje“ pomerne silné infračervené žiarenie. Ďalším možným „čerpacím“ mechanizmom by mohli byť nejaké chemické reakcie. Stojí za to prerušiť náš príbeh o kozmických maseroch, aby sme sa zamysleli nad úžasnými javmi, s ktorými sa astronómovia stretávajú vo vesmíre. Jeden z najväčších technických vynálezov nášho turbulentného storočia, ktorý zohráva významnú úlohu vo vedecko-technickej revolúcii, ktorú teraz zažívame, je ľahko realizovateľný v prírodných podmienkach a navyše v obrovskom rozsahu! Tok rádiovej emisie z niektorých kozmických maserov je taký veľký, že ho bolo možné zachytiť aj na technickej úrovni rádioastronómie pred 35 rokmi, teda ešte pred vynálezom maserov a laserov! K tomu bolo potrebné „len“ poznať presnú vlnovú dĺžku rádiového spojenia OH a začať sa o problém zaujímať. Mimochodom, nie je to prvýkrát, čo sa najdôležitejšie vedecké a technické problémy, ktorým ľudstvo čelí, realizujú v prírodných podmienkach. Termonukleárne reakcie podporujúce žiarenie Slnka a hviezd (viď. nižšie), podnietilo rozvoj a realizáciu projektov na získanie jadrového „paliva“ na Zemi, ktoré by v budúcnosti malo vyriešiť všetky naše energetické problémy. Žiaľ, ešte stále sme ďaleko od vyriešenia tohto najdôležitejšieho problému, ktorý príroda vyriešila „ľahko“. Pred poldruha storočím Fresnel, zakladateľ vlnovej teórie svetla, poznamenal (samozrejme pri inej príležitosti): „Príroda sa smeje z našich ťažkostí.“ Ako vidíte, Fresnelova poznámka je dnes ešte pravdivejšia. Vráťme sa však ku kozmickým maserom. Aj keď mechanizmus „pumpovania“ týchto maserov ešte nie je úplne jasný, stále je možné si urobiť približnú predstavu o fyzikálnych podmienkach v oblakoch vyžarujúcich 18 cm čiaru pomocou maserového mechanizmu. V prvom rade sa ukazuje, že tieto oblaky sú pomerne husté: v kubickom centimetri je najmenej 10 8 -10 9 častíc a významnú (a možno väčšinu) z nich tvoria molekuly. Teplota pravdepodobne nepresiahne dvetisíc Kelvinov, s najväčšou pravdepodobnosťou je to rádovo 1000 Kelvinov. Tieto vlastnosti sú v ostrom kontraste s vlastnosťami aj tých najhustejších oblakov medzihviezdneho plynu. Vzhľadom stále porovnateľne malá veľkosť mrakov, mimovoľne dospejeme k záveru, že skôr pripomínajú rozšírené, skôr chladné atmosféry superobrov. Je veľmi pravdepodobné, že tieto oblaky nie sú ničím iným ako skorým štádiom vývoja protohviezd, bezprostredne po ich kondenzácii z medzihviezdneho prostredia. Toto tvrdenie (ktoré autor tejto knihy vyjadril už v roku 1966) podporujú aj ďalšie fakty. Mladé horúce hviezdy sú viditeľné v hmlovinách, kde sa pozorujú kozmické masery (pozri nižšie). V dôsledku toho sa nedávno skončil a s najväčšou pravdepodobnosťou pokračuje až do súčasnosti proces tvorby hviezd. Asi najkurióznejšie je, že ako ukazujú rádioastronomické pozorovania, kozmické masery tohto typu sú akoby „ponorené“ v malých, veľmi hustých oblakoch ionizovaného vodíka. Tieto oblaky obsahujú veľa kozmického prachu, vďaka čomu sú v optickom dosahu nepozorovateľné. Tieto "kokony" sú ionizované mladou horúcou hviezdou v ich vnútri. Pri štúdiu procesov vzniku hviezd sa infračervená astronómia ukázala ako veľmi užitočná. V skutočnosti pre infračervené lúče nie je medzihviezdna absorpcia svetla taká dôležitá. Teraz si môžeme predstaviť nasledujúci obrázok: z oblaku medzihviezdneho prostredia sa jeho kondenzáciou vytvorí niekoľko zhlukov rôznych hmotností, ktoré sa vyvinú do protohviezd. Rýchlosť vývoja je odlišná: pre masívnejšie zhluky bude vyššia (pozri tabuľku 2 nižšie). Preto sa v prvom rade zmení na najhorúcejšiu hviezdu najmasívnejšej skupiny, zatiaľ čo zvyšok sa bude viac či menej dlho zdržiavať v štádiu protohviezdy. Pozorujeme ich ako zdroje maserového žiarenia v bezprostrednej blízkosti „novorodenej“ horúcej hviezdy, ktorá ionizuje vodík „kokonu“, ktorý neskondenzoval do zhlukov. Samozrejme, že táto hrubá schéma sa bude ďalej dolaďovať a, samozrejme, dôjde k výrazným zmenám. Faktom však zostáva: zrazu sa ukázalo, že nejaký čas (s najväčšou pravdepodobnosťou relatívne krátky) novorodené protohviezdy, obrazne povedané, „kričia“ o svojom narodení pomocou najnovšie metódy kvantová rádiofyzika (teda masery) ... 2 roky po objavení kozmických maserov na hydroxyle (čiara 18 cm) sa zistilo, že tie isté zdroje súčasne vyžarujú (aj maserovým mechanizmom) čiaru vodnej pary, vlnovú dĺžku z toho je 1,35 cm Intenzita „vodného“ maséra je ešte väčšia ako intenzita „hydroxylového“. Oblaky vyžarujúce líniu H2O, hoci sú v rovnakom malom objeme ako „hydroxylové“ oblaky, sa pohybujú rôznymi rýchlosťami a sú oveľa kompaktnejšie. Nedá sa vylúčiť, že v blízkej budúcnosti budú objavené aj ďalšie masérové línie *. Rádioastronómia tak celkom nečakane zmenila klasický problém tvorby hviezd na odvetvie pozorovacej astronómie**. Keď sa hviezda dostane do hlavnej postupnosti a prestane sa zmršťovať, dlho vyžaruje prakticky bez toho, aby zmenila svoju polohu na diagrame spektrálnej svietivosti. Jeho vyžarovanie podporujú termonukleárne reakcie prebiehajúce v centrálnych oblastiach. Hlavná postupnosť je teda akoby ťažisko bodov na spektre - diagram svietivosti, kde hviezda (v závislosti od svojej hmotnosti) môže dlho a stabilne vyžarovať v dôsledku termonukleárnych reakcií. Miesto hviezdy v hlavnej postupnosti je určené jej hmotnosťou. Je potrebné poznamenať, že je tu ešte jeden parameter, ktorý určuje polohu rovnovážnej emitujúcej hviezdy na diagrame spektrálnej svietivosti. Tento parameter je počiatočné chemické zloženie hviezdy. Ak sa relatívny obsah ťažkých prvkov zníži, hviezda „ľahne“ na diagrame nižšie. Práve táto okolnosť vysvetľuje prítomnosť sekvencie subtrpaslíkov. Ako už bolo spomenuté vyššie, relatívny výskyt ťažkých prvkov v týchto hviezdach je desaťkrát menší ako v hviezdach hlavnej postupnosti. Doba zotrvania hviezdy v hlavnej postupnosti je určená jej počiatočnou hmotnosťou. Ak je hmotnosť veľká, žiarenie hviezdy má obrovskú silu a pomerne rýchlo vyčerpá zásoby svojho vodíkového „paliva“. Takže napríklad hviezdy hlavnej postupnosti s hmotnosťou niekoľko desiatok krát väčšou ako hmotnosť Slnka (sú to horúce modré obry spektrálnej triedy O) môžu neustále vyžarovať, pričom v tejto sekvencii sú len niekoľko miliónov rokov, zatiaľ čo hviezdy s hmotnosťou blízkou Slnku sú v hlavnej postupnosti 10-15 miliárd rokov. Nižšie je tabuľka. 2, ktorý udáva vypočítané trvanie gravitačnej kontrakcie a pobytu na hlavnej postupnosti pre hviezdy rôznych spektrálnych typov. V tej istej tabuľke sú uvedené hodnoty hmotností, polomerov a svietivostí hviezd v slnečných jednotkách.
tabuľka 2
| rokov | |||||
|
Spektrálna trieda |
Svietivosť |
gravitačné stláčanie |
hlavná sekvencia | ||
|
G2 (Slnko) |
|||||
Ryža. 14. Evolučné dráhy pre hviezdy rôznych hmotností na diagrame "svietivosť-teplota".
Ryža. 15. Hertzsprung - Russellov diagram pre hviezdokopu NGC 2254
Ryža. 16. Hertzsprung - Russellov diagram pre guľovú hviezdokopa M 3. Vertikálna os - relatívna magnitúda
Na zodpovedajúcom diagrame je jasne viditeľná celá hlavná sekvencia vrátane jej ľavej hornej časti, kde sa nachádzajú horúce masívne hviezdy (index farieb 0,2 zodpovedá teplote 20 tisíc K, t.j. spektru triedy B). Guľová hviezdokopa M 3 je "starý" objekt. Je jasné, že v hornej časti hlavného sekvenčného diagramu pre túto hviezdokopu nie sú takmer žiadne hviezdy. Na druhej strane vetva červených obrov v M 3 je zastúpená veľmi bohato, zatiaľ čo v NGC 2254 je červených obrov veľmi málo. Je to pochopiteľné: starý M 3 veľké číslo hviezdy už opustili hlavnú postupnosť, zatiaľ čo v mladej hviezdokope NGC 2254 sa to stalo len s malým počtom relatívne masívnych, rýchlo sa vyvíjajúcich hviezd. Je pozoruhodné, že vetva obrov pre М 3 ide dosť strmo nahor, zatiaľ čo pre NGC 2254 je takmer horizontálna. Z hľadiska teórie to možno vysvetliť výrazne nižším obsahom ťažkých prvkov v M 3. A skutočne, v hviezdach guľových hviezdokôp (ako aj v iných hviezdach koncentrujúcich sa nie až tak do galaktickej roviny smerom ku galaktickému stredu) je relatívne množstvo ťažkých prvkov zanedbateľné... Na diagrame "index farieb - svietivosť" pre М 3 je viditeľná ešte jedna takmer horizontálna vetva. V diagrame vykreslenom pre NGC 2254 nie je žiadna analogická vetva. Teória vysvetľuje vznik tejto vetvy nasledovne. Potom, čo teplota zmršťujúceho sa hustého héliového jadra hviezdy – červeného obra – dosiahne 100-150 miliónov K, začne tam nová jadrová reakcia. Táto reakcia spočíva vo vytvorení uhlíkového jadra z troch jadier hélia. Hneď ako začne táto reakcia, stláčanie jadra sa zastaví. Ďalšie povrchové vrstvy
hviezdy zvýšia svoju teplotu a hviezda na diagrame spektra-svietivosti sa posunie doľava. Práve z takýchto hviezd je vytvorená tretia horizontálna vetva diagramu pre M 3.
Ryža. 17. Konsolidovaný Hertzsprungov - Russellov diagram pre 11 hviezdokôp
Na obr. 17 je schematicky znázornený sumárny diagram "farba - svietivosť" pre 11 hviezdokôp, z ktorých sú dve (M 3 a M 92) guľové. Je jasne vidieť, ako sú hlavné sekvencie "ohýbané" doprava a nahor v rôznych zhlukoch v úplnom súlade s teoretickými konceptmi, ktoré už boli prediskutované. Z obr. 17, môžete okamžite zistiť, ktoré zhluky sú mladé a ktoré staré. Napríklad „dvojitý“ zhluk X a h Persea je mladý. "Zachovala" si značnú časť hlavnej sekvencie. Staršia je hviezdokopa M 41, ešte staršia hviezdokopa a veľmi stará je hviezdokopa M 67, ktorej diagram farebnej svietivosti je veľmi podobný analogickému diagramu pre guľové hviezdokopy M 3 a M 92. Iba obrie vetva guľových hviezdokôp je vyššia v súlade s rozdielmi v chemické zloženie spomenuté vyššie. Údaje z pozorovania teda plne potvrdzujú a zdôvodňujú závery teórie. Zdalo by sa ťažké očakávať pozorovací test teórie procesov v hviezdnych interiéroch, ktoré sú od nás uzavreté obrovskou vrstvou hviezdnej hmoty. A predsa aj tu je teória neustále sledovaná praxou astronomických pozorovaní. Treba si uvedomiť, že zostavenie veľkého množstva diagramov „farba – svietivosť“ si vyžiadalo obrovskú prácu astronómov-pozorovateľov a radikálne zlepšenie pozorovacích metód. Na druhej strane úspechy teórie vnútorná štruktúra a vývoj hviezd by bol nemožný bez modernej výpočtovej techniky založenej na použití vysokorýchlostných elektronických počítacích strojov. Neoceniteľnú službu teórii odviedol aj výskum v oblasti jadrovej fyziky, ktorý umožnil získať kvantitatívne charakteristiky tých jadrových reakcií, ktoré prebiehajú vo vnútri hviezd. Bez preháňania možno povedať, že rozvoj teórie štruktúry a vývoja hviezd je jedným z najväčších úspechov astronómie v druhej polovici 20. storočia. Rozvoj modernej fyziky otvára možnosť priameho pozorovacieho overovania teórie vnútornej stavby hviezd a najmä Slnka. to je o možnosti detekcie mohutného toku neutrín, ktoré by Slnko malo vyžarovať, ak v jeho vnútri prebiehajú jadrové reakcie. Je dobre známe, že neutrína interagujú s ostatnými extrémne slabo elementárne častice... Takže napríklad neutríno môže preletieť takmer bez absorpcie cez celú hrúbku Slnka, zatiaľ čo röntgenové lúče môžu prechádzať bez absorpcie len cez niekoľko milimetrov hmoty v slnečnom vnútri. Ak si predstavíme, že silný lúč neutrín s energiou každej častice v
