Durata de viață a stelelor constă din mai multe etape, trecând prin care timp de milioane și miliarde de ani luminarii se străduiesc în mod constant spre finalul inevitabil, transformându-se în erupții strălucitoare sau găuri negre sumbre.

Durata de viață a unei stele de orice tip este un proces incredibil de lung și complex, însoțit de fenomene scară cosmică. Versatilitatea sa este pur și simplu imposibil de urmărit și studiat pe deplin, chiar și folosind întregul arsenal stiinta moderna. Dar pe baza cunoștințelor unice acumulate și prelucrate de-a lungul întregii perioade de existență a astronomiei terestre, ne devin la dispoziție straturi întregi de cele mai valoroase informații. Acest lucru face posibilă legarea secvenței de episoade din ciclul de viață al luminarilor în teorii relativ coerente și modelarea dezvoltării acestora. Care sunt aceste etape?

Nu ratați aplicația vizuală, interactivă „”!

Episodul I. Protostars

Calea vieții stelelor, ca toate obiectele macrocosmosului și microcosmosului, începe odată cu nașterea. Acest eveniment își are originea în formarea unui nor incredibil de uriaș, în interiorul căruia apar primele molecule, de aceea formarea se numește moleculară. Uneori este folosit un alt termen care dezvăluie direct esența procesului - leagănul stelelor.

Numai atunci când într-un astfel de nor, din cauza unor circumstanțe insurmontabile, are loc o compresie extrem de rapidă a particulelor sale constitutive care au masă, adică colapsul gravitațional, începe să se formeze o stea viitoare. Motivul pentru aceasta este o creștere a energiei gravitaționale, o parte din care comprimă moleculele de gaz și încălzește norul-mamă. Apoi, transparența formațiunii începe să dispară treptat, ceea ce contribuie la o încălzire și mai mare și la o creștere a presiunii în centrul acesteia. Episodul final din faza protostelară este acumularea de materie care cade pe nucleu, timp în care steaua în curs de dezvoltare crește și devine vizibilă după ce presiunea luminii emise mătură literalmente tot praful spre periferie.

Găsiți protostele în Nebuloasa Orion!

Această panoramă uriașă a Nebuloasei Orion vine din imagini. Această nebuloasă este unul dintre cele mai mari și mai apropiate leagăne de stele de la noi. Încercați să găsiți protostele în această nebuloasă, deoarece rezoluția acestei panorame vă permite să faceți acest lucru.

Episodul II. Stele tinere

Fomalhaut, imagine din catalogul DSS. Există încă un disc protoplanetar în jurul acestei stele.

Următoarea etapă sau ciclu din viața unei stele este perioada copilăriei sale cosmice, care, la rândul său, este împărțită în trei etape: tinere stele de minor (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Episodul III. Perioada de glorie a vieții unei vedete

Soarele fotografiat în linia H alfa. Vedeta noastră este în plină experiență.

În mijlocul vieții lor, corpurile de iluminat cosmice pot avea o mare varietate de culori, mase și dimensiuni. Paleta de culori variază de la nuanțe albăstrui la roșu, iar masa lor poate fi semnificativ mai mică decât cea a Soarelui sau de peste trei sute de ori mai mare. Secvența principală a ciclului de viață al stelelor durează aproximativ zece miliarde de ani. După care nucleul corpului cosmic rămâne fără hidrogen. Acest moment este considerat a fi tranziția vieții obiectului la etapa următoare. Din cauza epuizării resurselor de hidrogen din miez, reacțiile termonucleare se opresc. Cu toate acestea, în timpul perioadei de comprimare reînnoită a stelei, începe colapsul, ceea ce duce la apariția reacțiilor termonucleare cu participarea heliului. Acest proces stimulează o expansiune pur și simplu incredibilă a stelei. Și acum este considerat o gigantă roșie.

Episodul IV. Sfârșitul existenței stelelor și moartea lor

Stelele vechi, ca și omologii lor tineri, sunt împărțite în mai multe tipuri: stele de masă mică, de dimensiuni medii, supermasive și. În ceea ce privește obiectele cu masă mică, este încă imposibil de spus exact ce procese au loc cu ele în ultimele etape ale existenței. Toate astfel de fenomene sunt descrise ipotetic folosind simulări computerizate și nu se bazează pe observații atente ale acestora. După arderea finală a carbonului și a oxigenului, învelișul atmosferic al stelei crește, iar componenta sa de gaz se pierde rapid. La sfârșitul drumului lor evolutiv, stelele sunt comprimate de multe ori, iar densitatea lor, dimpotrivă, crește semnificativ. O astfel de stea este considerată a fi o pitică albă. Faza sa de viață este apoi urmată de o perioadă supergigant roșie. Ultimul lucru din ciclul de viață al unei stele este transformarea acesteia, ca urmare a unei compresii foarte puternice, într-o stea neutronică. Cu toate acestea, nu toate astfel de corpuri cosmice devin astfel. Unele, cel mai adesea cele mai mari ca parametri (mai mult de 20-30 de mase solare), devin găuri negre ca urmare a prăbușirii.

Fapte interesante despre ciclurile de viață ale stelelor

Una dintre cele mai ciudate și remarcabile informații din viața stelară a spațiului este că marea majoritate a luminarilor de la noi se află în stadiul de pitice roșii. Astfel de obiecte au o masă mult mai mică decât cea a Soarelui.

De asemenea, este destul de interesant faptul că atracția magnetică a stelelor neutronice este de miliarde de ori mai mare decât radiația similară a stelei terestre.

Efectul masei asupra unei stele

Un alt fapt la fel de interesant este durata de existență a celor mai mari tipuri de stele cunoscute. Datorită faptului că masa lor poate fi de sute de ori mai mare decât cea a soarelui, eliberarea lor de energie este, de asemenea, de multe ori mai mare, uneori chiar de milioane de ori. În consecință, durata lor de viață este mult mai scurtă. În unele cazuri, existența lor durează doar câteva milioane de ani, în comparație cu miliardele de ani de viață ale stelelor de masă mică.

Un fapt interesant este și contrastul dintre găurile negre și piticele albe. Este de remarcat faptul că primele apar din cele mai gigantice stele din punct de vedere al masei, iar cele din urmă, dimpotrivă, din cele mai mici.

Există un număr imens de fenomene unice în Univers despre care putem vorbi la nesfârșit, deoarece spațiul este extrem de prost studiat și explorat. Toate cunoștințele umane despre stele și ciclurile lor de viață pe care le deține știința modernă sunt derivate în principal din observații și calcule teoretice. Astfel de fenomene și obiecte puțin studiate oferă baza pentru munca constantă pentru mii de cercetători și oameni de știință: astronomi, fizicieni, matematicieni și chimiști. Datorită muncii lor continue, aceste cunoștințe se acumulează, se completează și se schimbă în mod constant, devenind astfel mai precise, fiabile și cuprinzătoare.

La începutul secolului al XX-lea, Hertzsprung și Russell au trasat diferite stele pe diagrama „Mărimea absolută” - „clasa spectrală” și s-a dovedit că cele mai multe dintre ele erau grupate de-a lungul unei curbe înguste. Mai târziu, această diagramă (numită acum diagrama Hertzsprung-Russell) s-a dovedit a fi cheia pentru înțelegerea și studierea proceselor care au loc în interiorul unei stele.

Diagrama face posibilă (deși nu foarte precis) găsirea valorii absolute pe clasă spectrală. Mai ales pentru clasele spectrale O-F. Pentru clasele ulterioare acest lucru este complicat de necesitatea de a alege între un gigant și un pitic. Cu toate acestea, anumite diferențe de intensitate a unor linii ne permit să facem cu încredere această alegere.

Majoritatea stelelor (aproximativ 90%) sunt situate pe diagramă de-a lungul unei benzi lungi și înguste numite secvența principală. Se extinde din colțul din stânga sus (de la supergiganții albaștri) până în colțul din dreapta jos (până la piticele roșii). Stelele din secvența principală includ Soarele, a cărui luminozitate este considerată unitate.

Punctele corespunzătoare giganților și supergiantilor sunt situate deasupra secvenței principale din dreapta, iar punctele corespunzătoare piticelor albe sunt în colțul din stânga jos, sub secvența principală.

Acum a devenit clar că stelele din secvența principală sunt stele normale, similare cu Soarele, în care arderea hidrogenului are loc în reacții termonucleare. Secvența principală este o secvență de stele de diferite mase. Cele mai mari stele în masă sunt situate în partea de sus a secvenței principale și sunt giganți albaștri. Cele mai mici stele în masă sunt pitici. Ele sunt situate în partea de jos a secvenței principale. Subpiticii sunt localizați paralel cu secvența principală, dar ușor sub aceasta. Ele diferă de stelele din secvența principală prin conținutul lor inferior de metal.

Vedeta își petrece cea mai mare parte a vieții în secvența principală. În această perioadă, culoarea, temperatura, luminozitatea și alți parametri ai acesteia rămân aproape neschimbați. Dar înainte ca steaua să atingă această stare stabilă, în timp ce se află încă în starea protostea, are o culoare roșie și, pentru o perioadă scurtă de timp, o luminozitate mai mare decât ar avea-o pe secvența principală.

Stele de masă mare (supergiganți) își cheltuiesc energia cu generozitate, iar evoluția unor astfel de stele durează doar sute de milioane de ani. Prin urmare, supergiganții albaștri sunt vedete tinere.

Etapele evoluției stelelor după secvența principală sunt de asemenea scurte. Stelele tipice devin giganți roșii, iar stelele foarte masive devin supergiganți roșii. Steaua crește rapid în dimensiune și luminozitatea ei crește. Aceste faze ale evoluției sunt reflectate în diagrama Hertzsprung-Russell.

Fiecare stea își petrece aproximativ 90% din viață pe secvența principală. În această perioadă, principalele surse de energie pentru stea sunt reacțiile termonucleare care transformă hidrogenul în heliu în centrul său. După ce a epuizat această sursă, steaua se mută în regiunea giganților, unde își petrece aproximativ 10% din viață. În acest moment, principala sursă de energie eliberată de stea este conversia hidrogenului în heliu în stratul din jurul miezului dens de heliu. Acesta este așa-numitul scena gigant rosu.

Nașterea Stelelor

Evoluția unei stele începe într-un nor molecular gigant, numit și leagăn stelar, în care, ca urmare a instabilității gravitaționale, începe să crească fluctuația primară a densității. Majoritatea spațiului „gol” dintr-o galaxie conține de fapt între 0,1 și 1 moleculă pe cm³. Un nor molecular are o densitate de aproximativ un milion de molecule pe cm³. Masa unui astfel de nor depășește masa Soarelui de 100.000-10.000.000 de ori datorită dimensiunii sale: de la 50 la 300 de ani lumină.

În timpul colapsului, norul molecular este împărțit în părți, formând aglomerări din ce în ce mai mici. Fragmentele cu o masă mai mică de ~100 de mase solare sunt capabile să formeze o stea. În astfel de formațiuni, gazul se încălzește pe măsură ce se contractă datorită eliberării de energie potențială gravitațională, iar norul devine o protostea, transformându-se într-un obiect sferic rotativ.

Stelele aflate în primele etape ale existenței lor sunt de obicei ascunse privirii într-un nor dens de praf și gaz. Acești coconi care formează stele pot fi adesea văzute silueți împotriva radiației strălucitoare a gazului din jur. Astfel de formațiuni se numesc globule Bok.

O fracție foarte mică de protostele nu ating temperaturi suficiente pentru reacțiile de fuziune termonucleară. Astfel de stele sunt numite „pitice maro”; masa lor nu depășește o zecime din Soare. Astfel de stele mor rapid, răcindu-se treptat pe parcursul a câteva sute de milioane de ani. În unele dintre cele mai masive protostele, temperatura datorată compresiei puternice poate ajunge la 10 milioane K, făcând posibilă sintetizarea heliului din hidrogen. O astfel de stea începe să strălucească. Debutul reacțiilor termonucleare stabilește echilibrul hidrostatic, prevenind nucleul de la colapsul gravitațional în continuare. În plus, steaua poate exista într-o stare stabilă.

Etapa inițială a evoluției stelare

Pe diagrama Hertzsprung-Russell, steaua emergentă ocupă un punct în colțul din dreapta sus: are luminozitate ridicată și temperatură scăzută. Radiația principală are loc în domeniul infraroșu. Radiația din învelișul rece de praf ajunge la noi. În timpul procesului de evoluție, poziția stelei pe diagramă se va schimba. Singura sursă de energie în acest stadiu este compresia gravitațională. Prin urmare, steaua se mișcă destul de repede paralel cu axa ordonatelor.

Temperatura suprafeței nu se modifică, dar raza și luminozitatea scad. Temperatura din centrul stelei crește, atingând o valoare la care încep reacțiile cu elemente ușoare: litiu, beriliu, bor, care se ard rapid, dar reușesc să încetinească compresia. Pista se rotește paralel cu axa ordonatelor, temperatura de pe suprafața stelei crește, iar luminozitatea rămâne aproape constantă. În cele din urmă, în centrul stelei încep reacțiile de formare a heliului din hidrogen (combustie hidrogen). Steaua intră în secvența principală.

Durata etapei inițiale este determinată de masa stelei. Pentru stele precum Soarele este de aproximativ 1 milion de ani, pentru o stea cu masa de 10 M ☉ de aproximativ 1000 de ori mai puțin și pentru o stea cu o masă de 0,1 M ☉ de o mie de ori mai mult.

Etapa secvenței principale

În etapa secvenței principale, steaua strălucește datorită eliberării de energie în reacțiile nucleare de conversie a hidrogenului în heliu. Furnizarea de hidrogen asigură luminozitatea unei stele cu o masă de 1M ☉ de aproximativ 10 10 ani. Stele cu o masă mai mare consumă hidrogen mai repede: de exemplu, o stea cu o masă de 10 M ☉ va consuma hidrogen în mai puţin de 10 7 ani (luminozitatea este proporţională cu puterea a patra a masei).

Stele cu masă mică

Pe măsură ce hidrogenul se arde, regiunile centrale ale stelei sunt foarte comprimate.

Stele de masă mare

După intrarea în secvența principală, evoluția unei stele de masă mare (>1,5 M ☉ ) este determinată de condițiile de ardere a combustibilului nuclear în interiorul stelei. În etapa secvenței principale, aceasta este arderea hidrogenului, dar spre deosebire de stelele cu masă mică, reacțiile ciclului carbon-azot domină în miez. În acest ciclu, atomii de C și N joacă rolul de catalizatori. Rata de eliberare a energiei în reacțiile unui astfel de ciclu este proporțională cu T17. Prin urmare, în miez se formează un miez convectiv, înconjurat de o zonă în care energia este transferată prin radiație.

Luminozitatea stelelor de masă mare este mult mai mare decât luminozitatea Soarelui, iar hidrogenul este consumat mult mai repede. Acest lucru se datorează și faptului că temperatura în centrul unor astfel de stele este, de asemenea, mult mai ridicată.

Pe măsură ce proporția de hidrogen din materia nucleului convectiv scade, rata de eliberare a energiei scade. Dar, deoarece rata de eliberare este determinată de luminozitate, miezul începe să se contracte, iar rata de eliberare a energiei rămâne constantă. În același timp, steaua se extinde și se mută în regiunea giganților roșii.

Stadiul de maturitate a stelei

Stele cu masă mică

În momentul în care hidrogenul este complet ars, un mic miez de heliu se formează în centrul unei stele cu masă mică. În miez, densitatea materiei și temperatura ating valori de 10 9 kg/m 3 și, respectiv, 10 8 K. Arderea hidrogenului are loc pe suprafața miezului. Pe măsură ce temperatura din miez crește, rata de ardere a hidrogenului crește și luminozitatea crește. Zona radiantă dispare treptat. Și datorită creșterii vitezei fluxurilor convective, straturile exterioare ale stelei se umflă. Dimensiunea și luminozitatea ei cresc - steaua se transformă într-o gigantă roșie.

Stele de masă mare

Când hidrogenul dintr-o stea de masă mare este complet epuizat, în miez începe să aibă loc o reacție triplă cu heliu și, în același timp, reacția de formare a oxigenului (3He=>C și C+He=>O). În același timp, hidrogenul începe să ardă pe suprafața miezului de heliu. Apare prima sursă de strat.

Rezerva de heliu se epuizează foarte repede, deoarece în reacțiile descrise se eliberează relativ puțină energie în fiecare act elementar. Imaginea se repetă, iar în stea apar două surse de straturi, iar reacția C+C=>Mg începe în miez.

Traseul evolutiv se dovedește a fi foarte complex. În diagrama Hertzsprung-Russell, steaua se mișcă de-a lungul succesiunii de giganți sau (cu masă foarte mare în regiunea supergigantului) devine periodic o Cefeidă.

Etapele finale ale evoluției stelare

Stele vechi de masă mică

Pentru o stea de masă mică, în cele din urmă viteza fluxului convectiv la un anumit nivel atinge viteza a doua de evacuare, carcasa se rupe, iar steaua se transformă într-o pitică albă înconjurată de o nebuloasă planetară.

Moartea stelelor de mare masă

La sfârșitul evoluției sale, o stea de masă mare are o structură foarte complexă. Fiecare strat are propria sa compoziție chimică, reacțiile nucleare au loc în mai multe surse de straturi, iar în centru se formează un miez de fier.

Reacțiile nucleare cu fier nu au loc, deoarece necesită cheltuirea (și nu eliberarea) de energie. Prin urmare, miezul de fier se contractă rapid, temperatura și densitatea din el cresc, atingând valori fantastice - o temperatură de 10 9 K și o densitate de 10 9 kg/m3.

În acest moment încep două procese importante, care au loc în nucleu simultan și foarte rapid (aparent în câteva minute). Primul este că în timpul coliziunilor nucleare, atomii de fier se descompun în 14 atomi de heliu, al doilea este că electronii sunt „presați” în protoni, formând neutroni. Ambele procese sunt asociate cu absorbția energiei, iar temperatura din miez (și presiunea) scade instantaneu. Straturile exterioare ale stelei încep să cadă spre centru.

Căderea straturilor exterioare duce la o creștere bruscă a temperaturii în ele. Hidrogenul, heliul și carbonul încep să ardă. Aceasta este însoțită de un flux puternic de neutroni care vine din miezul central. Ca urmare, are loc o explozie nucleară puternică, aruncând straturile exterioare ale stelei, care conțin deja toate elementele grele, până la californiu. Potrivit concepțiilor moderne, toți atomii de elemente chimice grele (adică, mai grei decât heliul) s-au format în Univers tocmai în explozii de supernove. În locul supernovei care explodează, în funcție de masa stelei care explodează, rămâne fie o stea neutronică, fie o gaură neagră.

Să luăm în considerare pe scurt principalele etape ale evoluției stelare.

Modificări ale caracteristicilor fizice, structurii interne și compoziției chimice ale unei stele în timp.

Fragmentarea materiei. .

Se presupune că stelele se formează în timpul comprimării gravitaționale a fragmentelor unui nor de gaz și praf. Deci, așa-numitele globule pot fi locuri de formare a stelelor.

Un globul este un nor interstelar dens și opac de praf molecular (gaz-praf), care este observat pe fundalul norilor luminoși de gaz și praf sub forma unei formațiuni rotunde întunecate. Constă în principal din hidrogen molecular (H 2) și heliu ( El ) cu un amestec de molecule de alte gaze și granule solide de praf interstelar. Temperatura gazului în globulă (în principal temperatura hidrogenului molecular) T≈ 10 ÷ 50K, densitate medie n~ 10 5 particule/cm 3, care este cu câteva ordine de mărime mai mare decât în ​​cei mai denși nori obișnuiți de gaz și praf, diametrul D~ 0,1 ÷ 1. Masa globulelor M≤ 10 2 × M ⊙ . În unele globule, tip tânăr T Taur.

Norul este comprimat de propria sa gravitație din cauza instabilității gravitaționale, care poate apărea fie spontan, fie ca urmare a interacțiunii norului cu o undă de șoc de la un flux de vânt stelar supersonic de la o altă sursă de formare stelară din apropiere. Există și alte cauze posibile ale instabilității gravitaționale.

Studiile teoretice arată că în condițiile care există în norii moleculari obișnuiți (T≈ 10 ÷ 30K și n ~ 10 2 particule/cm 3), cea inițială poate apărea în volume de nor cu masa M≥ 10 3 × M ⊙ . Într-un astfel de nor care se prăbușește, este posibilă o dezintegrare suplimentară în fragmente mai puțin masive, fiecare dintre acestea fiind, de asemenea, comprimat sub influența propriei gravitații. Observațiile arată că în Galaxie, în timpul procesului de formare a stelelor, nu se naște una, ci un grup de stele cu mase diferite, de exemplu, un grup de stele deschis.

Când este comprimată în regiunile centrale ale norului, densitatea crește, rezultând într-un moment în care substanța acestei părți a norului devine opacă la propria radiație. În adâncurile norului, apare o condensare densă stabilă, pe care astronomii o numesc oh.

Fragmentarea materiei este dezintegrarea unui nor de praf molecular în părți mai mici, a căror mai departe duce la apariția.

– un obiect astronomic care se află în stadiu, de la care după ceva timp (pentru masa solară de data aceasta T~ 10 8 ani) se formează normal.

Odată cu căderea în continuare a materiei din învelișul de gaz pe miez (acreție), masa acestuia din urmă și, prin urmare, temperatura, crește atât de mult încât presiunea de gaz și radiația sunt comparate cu forțele. Compresia nucleului se oprește. Formațiunea este înconjurată de un înveliș de gaz și praf, opac la radiația optică, permițând doar radiației infraroșii și cu lungime de undă mai lungă să treacă. Un astfel de obiect (-cocon) este observat ca o sursă puternică de radiații radio și infraroșii.

Odată cu o creștere suplimentară a masei și temperaturii miezului, presiunea ușoară oprește acumularea, iar rămășițele carcasei sunt împrăștiate în spațiul cosmic. Apare o tânără caracteristici fizice care depind de masa şi compoziţia chimică iniţială a acestuia.

Principala sursă de energie pentru o stea care naște este aparent energia eliberată în timpul compresiei gravitaționale. Această ipoteză rezultă din teorema virială: într-un sistem staționar, suma energiei potențiale E p toți membrii sistemului și dublează energia cinetică 2 E la dintre acești termeni este egal cu zero:

E p + 2 E k = 0. (39)

Teorema este valabilă pentru sistemele de particule care se mișcă într-o regiune limitată a spațiului sub influența forțelor, a căror mărime este invers proporțională cu pătratul distanței dintre particule. Rezultă că energia termică (cinetică) este egală cu jumătate din energia gravitațională (potențială). Când o stea se contractă, energia totală a stelei scade, în timp ce energia gravitațională scade: jumătate din modificarea energiei gravitaționale părăsește steaua prin radiație, iar din cauza celei de-a doua jumătate, energia termică a stelei crește.

Stele tinere de masă mică(până la trei mase solare) care se apropie de secvența principală sunt complet convective; procesul de convecție acoperă toate zonele stelei. Acestea sunt în esență protostele, în centrul cărora reacțiile nucleare abia încep și toate radiațiile se datorează în principal. Nu a fost încă stabilit că steaua scade la o temperatură efectivă constantă. Pe diagrama Hertzsprung-Russell, astfel de stele formează o cale aproape verticală numită calea Hayashi. Pe măsură ce compresia încetinește, tânărul se apropie de secvența principală.

Pe măsură ce steaua se contractă, presiunea gazului electron degenerat începe să crească, iar când se atinge o anumită rază a stelei, compresia se oprește, ceea ce duce la oprirea creșterii în continuare a temperaturii centrale cauzate de compresie și apoi la scăderea ei. Pentru stelele cu mase solare mai mici de 0,0767, acest lucru nu se întâmplă: energia eliberată în timpul reacțiilor nucleare nu este niciodată suficientă pentru a echilibra presiunea internă și. Astfel de „stele subterane” emit mai multă energie decât este produsă în timpul reacțiilor nucleare și sunt clasificate ca așa-numite; soarta lor este comprimarea constantă până când presiunea gazului degenerat o oprește și apoi răcirea treptată cu încetarea tuturor reacțiilor nucleare care au început..

Stele tinere de masă intermediară (de la 2 la 8 ori masa Soarelui) evoluează calitativ exact în același mod ca și surorile lor mai mici, cu excepția faptului că nu au zone convective până la secvența principală.

Stele cu o masă mai mare de 8 mase solareau deja caracteristicile stelelor normale, deoarece au trecut prin toate etapele intermediare și au reușit să atingă o astfel de rată a reacțiilor nucleare încât să compenseze energia pierdută în urma radiațiilor în timp ce masa miezului se acumulează. Fluxul de masă din aceste stele este atât de mare încât nu numai că oprește colapsul regiunilor exterioare ale norului molecular care nu au devenit încă parte a stelei, ci, dimpotrivă, le dezgheță. Astfel, masa stelei rezultate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar.

Secvența principală

Temperatura stelei crește până când în regiunile centrale atinge valori suficiente pentru a permite reacții termonucleare, care devin apoi principala sursă de energie pentru stea. Pentru stele masive ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) este „combustia” hidrogenului în ciclul carbonului; Pentru stelele cu o masă egală sau mai mică decât masa Soarelui, energia este eliberată în reacția proton-proton. intră în stadiul de echilibru și își ia locul pe secvența principală a diagramei Hertzsprung-Russell: o stea de masă mare are o temperatură centrală foarte ridicată ( T ≥ 3 × 10 7 K ), producția de energie este foarte intensă, - pe secvența principală ocupă un loc deasupra Soarelui în regiunea timpurii ( O … A , (F )); o stea de masă mică are o temperatură centrală relativ scăzută ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), producția de energie nu este atât de intensă, - pe secvența principală ocupă un loc lângă sau sub Soare în regiunea de mai târziu (( F), G, K, M).

Petrece până la 90% din timpul alocat de natură pentru existența sa pe secvența principală. Timpul pe care îl petrece o stea în etapa secvenței principale depinde și de masa sa. Da, cu masa M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O sau B se află în stadiul secvenței principale de aproximativ 10 7 ani, în timp ce pitica roșie K 5 cu masa M ≈ 0,5 × M ⊙ se află în stadiul secvenței principale de aproximativ 10 11 ani, adică un timp comparabil cu vârsta Galaxiei. Stele fierbinți masive trec rapid în următoarele etape de evoluție. Se poate presupune că piticele roșii sunt principalul tip de populație a Galaxiei.

Gigant roșu (supergigant).

Arderea rapidă a hidrogenului în regiunile centrale ale stelelor masive duce la apariția unui miez de heliu. Cu o fracțiune din masa de hidrogen de câteva procente în miez, reacția carbonului de conversie a hidrogenului în heliu se oprește aproape complet. Miezul se contractă, determinând creșterea temperaturii sale. Ca urmare a încălzirii cauzate de compresia gravitațională a miezului de heliu, hidrogenul „se aprinde” și eliberarea de energie începe într-un strat subțire situat între miez și învelișul extins al stelei. Învelișul se extinde, raza stelei crește, temperatura efectivă scade și crește. „părăsește” secvența principală și trece la următoarea etapă de evoluție - la stadiul de gigant roșie sau, dacă masa stelei M > 10 × M ⊙ , în stadiul de supergigantă roșie.

Odată cu creșterea temperaturii și a densității, heliul începe să „arde” în miez. La T ~ 2 × 10 8 K și r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 începe o reacție termonucleară, care se numește reacție ternară o -proces: din trei o -particule (nuclei de heliu 4 El ) se formează un nucleu stabil de carbon 12 C. La masa miezului stelei M< 1,4 × M ⊙ тройной a -procesul duce la o natură explozivă a eliberării de energie - un fulger de heliu, care pentru o anumită stea poate fi repetat de mai multe ori.

În regiunile centrale ale stelelor masive în stadiul de gigant sau supergigant, o creștere a temperaturii duce la formarea secvențială a nucleelor ​​de carbon, carbon-oxigen și oxigen. După arderea carbonului, apar reacții care au ca rezultat formarea de elemente chimice mai grele, posibil nuclee de fier. Evoluția ulterioară a unei stele masive poate duce la ejectarea cochiliei, la izbucnirea unei stele sub formă de nova sau, cu formarea ulterioară a obiectelor care reprezintă stadiul final al evoluției stelelor: o pitică albă, o stea neutronică sau o gaură neagră.

Etapa finală de evoluție este etapa de evoluție a tuturor stelelor normale după ce aceste stele și-au epuizat combustibilul termonuclear; încetarea reacțiilor termonucleare ca sursă de energie stelară; trecerea unei stele, în funcție de masa ei, la stadiul de pitică albă sau găuri negre.

Piticele albe sunt ultima etapă de evoluție a tuturor stelelor normale cu masa M< 3 ÷ 5 × M ⊙ după ce aceştia şi-au epuizat combustibilul termonuclear. După ce a trecut de stadiul unui gigant roșu (sau subgigant), își aruncă coaja și expune miezul, care, pe măsură ce se răcește, devine o pitică albă. Raza mica (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) și culoarea alb sau alb-albastru (T b.k ~ 10 4 K) a determinat denumirea acestei clase de obiecte astronomice. Masa unei pitici albe este întotdeauna mai mică de 1,4×M⊙ - s-a dovedit că piticele albe cu mase mari nu pot exista. Cu o masă comparabilă cu masa Soarelui și dimensiuni comparabile cu dimensiunile planetelor mari sistemul solar, piticele albe au o densitate medie uriașă: ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3 , adică o greutate cu un volum de 1 cm 3 de materie pitică albă cântărește o tonă! Accelerare cădere liberă pe suprafata g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (comparați cu accelerația de pe suprafața Pământului - g ≈980 cm/s 2). Cu o astfel de sarcină gravitațională asupra regiunilor interioare ale stelei, starea de echilibru a piticii albe este menținută de presiunea gazului degenerat (în principal gaz de electroni degenerați, deoarece contribuția componentei ionice este mică). Să ne amintim că un gaz în care nu există o distribuție maxwelliană a vitezei particulelor se numește degenerat. Într-un astfel de gaz, la anumite valori de temperatură și densitate, numărul de particule (electroni) cu orice viteză în intervalul de la v = 0 la v = v max va fi același. v max este determinată de densitatea și temperatura gazului. Cu o masă pitică albă M b.k > 1,4 × M ⊙ viteza maximă a electronilor în gaz este comparabilă cu viteza luminii, gazul degenerat devine relativist și presiunea lui nu mai este capabilă să reziste la compresia gravitațională. Raza piticului tinde spre zero - „se prăbușește” într-un punct.

Atmosferele subțiri și fierbinți ale piticelor albe constau fie din hidrogen, practic fără alte elemente detectabile în atmosferă; sau din heliu, în timp ce hidrogenul din atmosferă este de sute de mii de ori mai mic decât în ​​atmosferele stelelor normale. După tipul de spectru, piticele albe aparțin claselor spectrale O, B, A, F. Pentru a „distinge” piticele albe de stelele normale, litera D este plasată în fața denumirii (DOVII, DBVII etc. D este prima literă în Cuvânt englezesc Degenerat - degenerat). Sursa de radiație de la o pitică albă este rezerva de energie termică pe care pitica albă a primit-o ca nucleu al stelei părinte. Multe pitice albe au moștenit de la părinți un câmp magnetic puternic, a cărui intensitate H ~ 10 8 E. Se crede că numărul piticelor albe este de aproximativ 10% din numărul total stele ale galaxiei.

În fig. 15 arată o fotografie a lui Sirius - cea mai strălucitoare stea cerul (α Canis Major; m v = -1 m .46; clasa A1V). Discul vizibil în imagine este o consecință a iradierii fotografice și a difracției luminii pe lentila telescopului, adică discul stelei în sine nu este rezolvat în fotografie. Razele care provin de pe discul fotografic al lui Sirius sunt urme de distorsiune a frontului de undă flux luminos pe elementele optice ale telescopului. Sirius este situat la o distanță de 2,64 de Soare, lumina de la Sirius durează 8,6 ani pentru a ajunge pe Pământ - astfel, este una dintre cele mai apropiate stele de Soare. Sirius este de 2,2 ori mai masiv decât Soarele; este M v = +1 m .43, adică vecinul nostru emite de 23 de ori mai multă energie decât Soarele.

Figura 15.

Unicitatea fotografiei constă în faptul că, împreună cu imaginea lui Sirius, a fost posibilă obținerea unei imagini a satelitului său - satelitul „luminează” cu un punct luminos în stânga lui Sirius. Sirius - telescopic: Sirius însuși este desemnat cu litera A, iar satelitul său prin litera B. Vizibil magnitudinea Sirius B m v = +8 m .43, adică este de aproape 10.000 de ori mai slab decât Sirius A. Masa lui Sirius B este aproape exact egală cu masa Soarelui, raza este de aproximativ 0,01 din raza Soarelui, suprafața temperatura este de aproximativ 12000K, dar Sirius B emite de 400 de ori mai mic decât soarele. Sirius B este o pitică albă tipică. Mai mult, aceasta este prima pitică albă, descoperită, de altfel, de Alfven Clarke în 1862 în timpul observației vizuale cu telescopul.

Sirius A și Sirius B orbitează în jurul aceeași, cu o perioadă de 50 de ani; distanța dintre componentele A și B este de numai 20 UA.

Potrivit remarcii potrivite a lui V.M.Lipunov, „se „coc” în interiorul stelelor masive (cu o masă mai mare de 10×M⊙ )". Miezurile stelelor care evoluează într-o stea neutronică au 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; după ce sursele de reacții termonucleare se usucă și părintele ejectează o parte semnificativă a materiei într-o erupție, aceste nuclee vor deveni obiecte independente ale lumii stelare, având caracteristici foarte specifice. Comprimarea nucleului stelei părinte se oprește la o densitate comparabilă cu densitatea nucleară (ρ n. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm 3). Cu o astfel de masă și densitate, raza nașterii este de numai 10 și constă din trei straturi. Se formează stratul exterior (sau crusta exterioară). rețea cristalină din nuclee atomice fier de calcat ( Fe fier de calcat ( ) cu un posibil amestec mic de nuclee atomice ale altor metale; Grosimea crustei exterioare este de numai aproximativ 600 m cu o rază de 10 km. Sub crusta exterioară se află o altă crustă interioară tare formată din atomi de fier (≈ ), dar acești atomi sunt supra-imbogățiți cu neutroni. Grosimea acestei scoarțe

2 km. Crusta interioară se învecinează cu miezul neutronului lichid, procesele fizice în care sunt determinate de proprietățile remarcabile ale lichidului neutronic - superfluiditatea și, în prezența electronilor și protonilor liberi, supraconductivitatea. Este posibil ca în centrul substanței să conțină mezoni și hiperoni. Se rotesc rapid în jurul unei axe - de la una la sute de rotații pe secundă. O astfel de rotație, dacă este disponibilă ( câmp magnetic H ~ 10 13 ÷

10 15 Oe) duce adesea la efectul observat al pulsației radiației stelare în diferite game de unde electromagnetice. Am văzut unul dintre acești pulsari în interiorul Nebuloasei Crabului. viteza de rotație nu mai este suficientă pentru ejectarea particulelor, deci nu poate fi un radio pulsar. Cu toate acestea, este încă mare, iar steaua de neutroni din jur, capturată de câmpul magnetic, nu poate cădea, adică nu are loc acumularea de materie.

Accrector (pulsar cu raze X). Viteza de rotație scade într-o asemenea măsură încât acum nimic nu împiedică materia să cadă pe o astfel de stea neutronică. Plasma, căzând, se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic și lovește o suprafață solidă din regiunea polilor, încălzindu-se până la zeci de milioane de grade. Materia încălzită la temperaturi atât de ridicate strălucește în intervalul de raze X. Regiunea în care materia care căde interacționează cu suprafața stelei este foarte mică - doar aproximativ 100 de metri. Datorită rotației stelei, acest punct fierbinte dispare periodic din vedere, pe care observatorul îl percepe ca pulsații. Astfel de obiecte se numesc pulsari cu raze X.

Georotator. Viteza de rotație a unor astfel de stele neutronice este scăzută și nu împiedică acumularea. Dar dimensiunile magnetosferei sunt astfel încât plasma este oprită de câmpul magnetic înainte de a fi captată de gravitație.

Dacă este o componentă a unui sistem binar apropiat, atunci materia este „pompată” de la steaua normală (a doua componentă) la steaua neutronică. Masa poate depăși critica (M > 3×M⊙ ), atunci stabilitatea gravitațională a stelei este încălcată, nimic nu poate rezista compresiei gravitaționale și „intră” sub raza sa gravitațională

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

transformându-se într-o „gaură neagră”. În formula dată pentru r g: M este masa stelei, c este viteza luminii, G este constanta gravitațională.

O gaură neagră este un obiect al cărui câmp gravitațional este atât de puternic încât nici o particulă, nici un foton, nici un corp material nu poate atinge a doua viteză cosmică și nu poate scăpa în spațiul cosmic.

O gaură neagră este un obiect singular în sensul că natura curgerii sale procese fiziceîn interior nu este încă accesibil descrierii teoretice. Existența găurilor negre decurge din considerente teoretice în realitate, ele pot fi localizate în regiunile centrale ale clusterelor globulare, quasari, galaxii gigantice, inclusiv în centrul galaxiei noastre.

Studierea evoluției stelelor este imposibilă prin observarea unei singure stele - multe schimbări în stele apar prea încet pentru a fi observate chiar și după multe secole. Prin urmare, oamenii de știință studiază multe stele, fiecare dintre ele se află într-un anumit stadiu al ciclului său de viață. În ultimele decenii, modelarea structurii stelelor folosind tehnologia computerizată a devenit larg răspândită în astrofizică.

YouTube enciclopedic

1 / 5

✪ Stele și evoluția stelară (povestite de astrofizicianul Serghei Popov)

✪ Stele și evoluția stelară (povestit de Sergey Popov și Ilgonis Vilks)

✪ S. A. Lamzin - „Evoluția stelară”

✪ Evoluția stelelor. Evoluția unui gigant albastru în 3 minute

✪ Surdin V.G. Evoluția stelară partea 1

Subtitrări

Fuziunea termonucleară în interiorul stelelor

Stele tinere

Procesul de formare a stelelor poate fi descris într-un mod unitar, dar etapele ulterioare ale evoluției unei stele depind aproape în întregime de masa acesteia și doar la sfârșitul evoluției stelei poate juca un rol compoziția sa chimică.

Stele tinere de masă mică

Stele tinere de masă mică (până la trei mase solare) [ ], care se apropie de secvența principală, sunt complet convective - procesul de convecție acoperă întreg corpul stelei. Acestea sunt în esență protostele, în centrele cărora reacțiile nucleare abia încep și toate radiațiile apar în principal din cauza compresiei gravitaționale. Până la stabilirea echilibrului hidrostatic, luminozitatea stelei scade la o temperatură efectivă constantă. Pe diagrama Hertzsprung-Russell, astfel de stele formează o cale aproape verticală numită calea Hayashi. Pe măsură ce compresia încetinește, tânăra vedetă se apropie de secvența principală. Obiectele de acest tip sunt asociate cu stelele T Tauri.

În acest moment, pentru stelele cu o masă mai mare de 0,8 mase solare, nucleul devine transparent la radiații, iar transferul de energie radiativă în nucleu devine predominant, deoarece convecția este din ce în ce mai împiedicată de compactarea tot mai mare a materiei stelare. În straturile exterioare ale corpului stelei predomină transferul de energie convectivă.

Nu se știe cu certitudine ce caracteristici au stelele cu masă mai mică în momentul în care intră în secvența principală, deoarece timpul petrecut în categoria tânără depășește vârsta Universului. ] . Toate ideile despre evoluția acestor stele se bazează doar pe calcule numerice și modelări matematice.

Pe măsură ce steaua se contractă, presiunea gazului electron degenerat începe să crească și când se atinge o anumită rază a stelei, compresia se oprește, ceea ce duce la oprirea creșterii în continuare a temperaturii în miezul stelei cauzată de compresie, si apoi la scaderea lui. Pentru stelele mai mici de 0,0767 mase solare, acest lucru nu se întâmplă: energia eliberată în timpul reacțiilor nucleare nu este niciodată suficientă pentru a echilibra presiunea internă și compresia gravitațională. Astfel de „stele subterane” emit mai multă energie decât este produsă în timpul reacțiilor termonucleare și sunt clasificate ca așa-numitele pitice brune. Soarta lor este comprimarea constantă până când presiunea gazului degenerat o oprește și apoi răcirea treptată cu încetarea tuturor reacțiilor termonucleare care au început.

Stele tinere de masă intermediară

Stele tinere de masă intermediară (de la 2 la 8 mase solare) [ ] evoluează calitativ exact în același mod ca și surorile și frații lor mai mici, cu excepția faptului că nu au zone convective până la secvența principală.

Obiectele de acest tip sunt asociate cu așa-numitele. Ae\Be Stele mari cu variabile neregulate clasa spectrală B-F0. Ele prezintă, de asemenea, discuri și jeturi bipolare. Rata de ieșire a materiei de la suprafață, luminozitatea și temperatura efectivă sunt semnificativ mai mari decât pentru T Taur, astfel încât acestea încălzesc și dispersează efectiv rămășițele norului protostelar.

Stele tinere cu o masă mai mare de 8 mase solare

Stelele cu astfel de mase au deja caracteristicile stelelor normale, deoarece au trecut prin toate etapele intermediare și au fost capabile să atingă o astfel de rată de reacții nucleare care a compensat energia pierdută prin radiație în timp ce masa acumulată pentru a atinge echilibrul hidrostatic al miezului. Pentru aceste stele, fluxul de masă și luminozitate sunt atât de mari încât nu numai că opresc colapsul gravitațional al regiunilor exterioare ale norului molecular care nu au devenit încă parte a stelei, ci, dimpotrivă, le dispersează. Astfel, masa stelei rezultate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar. Cel mai probabil, aceasta explică absența în galaxia noastră a stelelor cu o masă mai mare de aproximativ 300 de mase solare.

Ciclul mijlociu al unei stele

Stelele vin într-o mare varietate de culori și dimensiuni. După clasă spectrală, acestea variază de la albastru fierbinte la roșu rece și după masă - de la 0,0767 la aproximativ 300 de mase solare, conform ultimelor estimări. Luminozitatea și culoarea unei stele depind de temperatura suprafeței sale, care, la rândul ei, este determinată de masa sa. Toate stelele noi „își iau locul” în secvența principală în funcție de compoziția lor chimică și de masă. Desigur, nu vorbim despre miscarea fizica stea - doar despre poziția sa pe diagrama specificată, în funcție de parametrii stelei. De fapt, mișcarea unei stele de-a lungul diagramei corespunde doar unei modificări a parametrilor stelei.

„Arderea” termonucleară a materiei, reluată la un nou nivel, provoacă o expansiune monstruoasă a stelei. Steaua „se umflă”, devenind foarte „slăbită”, iar dimensiunea ei crește de aproximativ 100 de ori. Deci, steaua devine o gigantă roșie, iar faza de ardere a heliului durează aproximativ câteva milioane de ani. Aproape toate giganții roșii sunt stele variabile.

Etape finale ale evoluției stelare

Stele vechi cu masă mică

În prezent, nu se știe cu certitudine ce se întâmplă cu stelele luminoase după ce cantitatea de hidrogen din nucleele lor este epuizată. Întrucât vârsta Universului este de 13,7 miliarde de ani, ceea ce nu este suficient pentru epuizarea aprovizionării cu combustibil cu hidrogen în astfel de stele, teorii moderne se bazează pe modelare pe calculator procesele care au loc în astfel de stele.

Unele stele pot sintetiza heliu doar în anumite zone active, provocând instabilitate și vânturi stelare puternice. În acest caz, formarea unei nebuloase planetare nu are loc, iar steaua doar se evaporă, devenind chiar mai mică decât o pitică maro [ ] .

O stea cu o masă mai mică de 0,5 solar nu este capabilă să transforme heliul chiar și după ce reacțiile care implică hidrogen se opresc în miezul său - masa unei astfel de stele este prea mică pentru a oferi o nouă fază de compresie gravitațională într-un grad suficient pentru a „aprinde” heliu Astfel de stele includ piticele roșii, cum ar fi Proxima Centauri, al căror timp de rezidență pe secvența principală variază de la zeci de miliarde la zeci de trilioane de ani. După încetarea reacțiilor termonucleare în nucleele lor, acestea, răcindu-se treptat, vor continua să emită slab în intervalele de infraroșu și microunde ale spectrului electromagnetic.

Stele de dimensiuni medii

La atingere o stea de dimensiuni medii (de la 0,4 la 3,4 mase solare) [ ] din faza gigantului roșu, hidrogenul se scurge în miezul său și încep reacțiile de sinteză a carbonului din heliu. Acest proces are loc la temperaturi mai ridicate și, prin urmare, fluxul de energie din miez crește și, ca urmare, straturile exterioare ale stelei încep să se extindă. Începutul sintezei carbonului marchează o nouă etapă în viața unei stele și continuă de ceva timp. Pentru o stea de dimensiuni similare cu Soarele, acest proces poate dura aproximativ un miliard de ani.

Modificările cantității de energie emisă fac ca steaua să treacă prin perioade de instabilitate, inclusiv modificări ale dimensiunii, temperaturii suprafeței și eliberării de energie. Ieșirea de energie se deplasează către radiații de joasă frecvență. Toate acestea sunt însoțite de creșterea pierderii de masă din cauza vântului stelar puternic și a pulsațiilor intense. Stelele din această fază sunt numite „stele de tip târziu” (de asemenea, „stele retrase”), stele OH -IR sau stele asemănătoare Mira, în funcție de caracteristicile lor exacte. Gazul ejectat este relativ bogat în elemente grele produse în interiorul stelei, cum ar fi oxigenul și carbonul. Gazul formează o înveliș în expansiune și se răcește pe măsură ce se îndepărtează de stea, permițând formarea de particule și molecule de praf. Cu radiații infraroșii puternice de la steaua sursă, în astfel de învelișuri se formează condiții ideale pentru activarea maserelor cosmice.

Reacțiile de combustie termonucleară ale heliului sunt foarte sensibile la temperatură. Uneori, acest lucru duce la o mare instabilitate. Apar pulsații puternice, care ca urmare raportează straturi exterioare accelerație suficientă pentru a fi ejectat și a deveni o nebuloasă planetară. În centrul unei astfel de nebuloase rămâne nucleul gol al stelei, în care reacțiile termonucleare se opresc și, pe măsură ce se răcește, se transformă într-o pitică albă de heliu, având de obicei o masă de până la 0,5-0,6 mase solare și un diametru. de ordinul diametrului Pământului.

Marea majoritate a stelelor, inclusiv Soarele, își finalizează evoluția contractându-se până când presiunea electronilor degenerați echilibrează gravitația. În această stare, când dimensiunea stelei scade de o sută de ori, iar densitatea devine de un milion de ori mai mare decât densitatea apei, steaua este numită pitică albă. Este lipsit de surse de energie și, răcindu-se treptat, devine o pitică neagră invizibilă.

În stelele mai masive decât Soarele, presiunea electronilor degenerați nu poate opri comprimarea ulterioară a nucleului, iar electronii încep să fie „presați” în nuclee atomice, ceea ce transformă protonii în neutroni, între care nu există forțe de repulsie electrostatică. Această neutronizare a materiei duce la faptul că dimensiunea stelei, care acum este, de fapt, un nucleu atomic imens, este măsurată pe câțiva kilometri, iar densitatea sa este de 100 de milioane de ori mai mare decât densitatea apei. Un astfel de obiect se numește stea neutronică; echilibrul său este menținut prin presiunea materiei neutronice degenerate.

Stele supermasive

După ce o stea cu o masă mai mare de cinci mase solare intră în stadiul de supergigantă roșie, miezul său începe să se micșoreze sub influența gravitației. Pe măsură ce compresia continuă, temperatura și densitatea cresc și începe o nouă secvență de reacții termonucleare. În astfel de reacții se sintetizează elemente din ce în ce mai grele: heliu, carbon, oxigen, siliciu și fier, care limitează temporar prăbușirea miezului.

Ca urmare, pe măsură ce se formează elemente din ce în ce mai grele ale tabelului periodic, fierul-56 este sintetizat din siliciu. În această etapă, fuziunea termonucleară exotermă suplimentară devine imposibilă, deoarece nucleul de fier-56 are un defect de masă maximă și formarea de nuclee mai grele cu eliberarea de energie este imposibilă. Prin urmare, atunci când nucleul de fier al unei stele atinge o anumită dimensiune, presiunea din el nu mai este capabilă să reziste la greutatea straturilor de deasupra stelei și se produce prăbușirea imediată a nucleului odată cu neutronizarea materiei sale.

Ce se întâmplă în continuare nu este încă complet clar, dar, în orice caz, procesele care au loc în câteva secunde duc la o explozie de supernovă de o putere incredibilă.

Jeturile puternice de neutrini și un câmp magnetic rotativ împing în afară o mare parte din materialul acumulat de stele. [ ] - așa-numitele elemente de ședere, inclusiv elemente de fier și mai ușoare. Materia care explodează este bombardată de neutroni care scapă din miezul stelar, captându-i și creând astfel un set de elemente mai grele decât fierul, inclusiv radioactive, până la uraniu (și poate chiar californiu). Astfel, exploziile de supernove explică prezența unor elemente mai grele decât fierul în materia interstelară, dar aceasta nu este singura modalitate posibilă de formare a acestora, ceea ce, de exemplu, este demonstrat de stelele de tehnețiu.

Val de explozie și jeturile de neutrini transportă materia departe de steaua pe moarte [ ] V spaţiul interstelar. Ulterior, pe măsură ce se răcește și se mișcă prin spațiu, acest material de supernova se poate ciocni cu alte „salvari” cosmice și, eventual, poate participa la formarea de noi stele, planete sau sateliți.

Procesele care au loc în timpul formării unei supernove sunt încă studiate și, până acum, nu există claritate cu privire la această problemă. De asemenea, este discutabil ce rămâne de fapt din steaua originală. Cu toate acestea, sunt luate în considerare două opțiuni: stele neutronice și găuri negre.

Stele neutronice

Se știe că în unele supernove, gravitația puternică în adâncurile supergigantului forțează ca electronii să fie absorbiți de nucleul atomic, unde se contopesc cu protonii pentru a forma neutroni. Acest proces se numește neutronizare. Forțele electromagnetice care separă nucleele din apropiere dispar. Miezul stelei este acum o minge densă de nuclee atomice și neutroni individuali.

Astfel de stele, cunoscute sub numele de stele neutronice, sunt extrem de mici - nu mai mult de oraș mareși au o densitate inimaginabil de mare. Perioada lor orbitală devine extrem de scurtă pe măsură ce dimensiunea stelei scade (datorită conservării momentului unghiular). Unele stele neutronice se rotesc de 600 de ori pe secundă. Pentru unele dintre ele, unghiul dintre vectorul de radiație și axa de rotație poate fi astfel încât Pământul să cadă în conul format de această radiație; în acest caz, este posibil să se detecteze un impuls de radiație care se repetă la intervale de timp, egal cu perioada circulație stele. Astfel de stele neutronice au fost numite „pulsari” și au devenit primele stele cu neutroni care au fost descoperite.

Găuri negre

Nu toate stelele, după ce au trecut prin faza de explozie a supernovei, devin stele neutronice. Dacă steaua are o masă suficient de mare, atunci prăbușirea unei astfel de stele va continua, iar neutronii înșiși vor începe să cadă în interior până când raza sa devine mai mică decât raza Schwarzschild. După aceasta, steaua devine o gaură neagră.

Existența găurilor negre a fost prezisă de teoria generală a relativității. Conform acestei teorii,

Universul este un macrocosmos în continuă schimbare, unde fiecare obiect, substanță sau materie se află într-o stare de transformare și schimbare. Aceste procese durează miliarde de ani. Comparativ cu durata viata umana această perioadă de timp de neînțeles este enormă. La scară cosmică, aceste schimbări sunt destul de trecătoare. Stelele pe care le vedem acum pe cerul nopții erau aceleași cu mii de ani în urmă, când puteau fi văzute faraonii egipteni, însă, de fapt, în tot acest timp schimbarea caracteristicilor fizice ale corpurilor cerești nu s-a oprit nici măcar o secundă. Stelele se nasc, trăiesc și cu siguranță îmbătrânesc - evoluția stelelor continuă ca de obicei.

Poziția stelelor constelației Ursa Major în diferite perioade istorice în intervalul de acum 100.000 de ani - timpul nostru și după 100 de mii de ani

Interpretarea evoluției stelelor din punctul de vedere al omului obișnuit

Pentru omul obișnuit, spațiul pare a fi o lume a calmului și a tăcerii. De fapt, Universul este un laborator fizic gigant în care au loc transformări enorme, în timpul cărora compoziția chimică, caracteristicile fizice și structura stelelor se schimbă. Viața unei stele durează atâta timp cât strălucește și degajă căldură. Cu toate acestea, o astfel de stare strălucitoare nu durează pentru totdeauna. Nașterea strălucitoare este urmată de o perioadă de maturitate în stele, care se încheie inevitabil cu îmbătrânirea corp ceresc si moartea lui.

Formarea unei protostele dintr-un nor de gaz și praf acum 5-7 miliarde de ani

Toate informațiile noastre despre stele de astăzi se încadrează în cadrul științei. Termodinamica ne oferă o explicație a proceselor de echilibru hidrostatic și termic în care se află materia stelară. Fizica nucleară și cuantică ne permit să înțelegem procesul complex de fuziune nucleară care permite existența unei stele, emițând căldură și dând lumină spațiului înconjurător. La nasterea unei stele se formeaza echilibrul hidrostatic si termic, mentinut de surse proprii de energie. La sfârșitul unei cariere sclipitoare, acest echilibru este perturbat. Începe o serie de procese ireversibile, al căror rezultat este distrugerea stelei sau prăbușirea - un proces grandios de moarte instantanee și strălucitoare a corpului ceresc.

O explozie de supernovă este un final strălucitor al vieții unei stele născute în primii ani ai Universului.

Modificările în caracteristicile fizice ale stelelor se datorează masei lor. Rata de evoluție a obiectelor este influențată de compoziția lor chimică și, într-o oarecare măsură, de existentă parametrii astrofizici— viteza de rotație și starea câmpului magnetic. Nu se poate vorbi cu exactitate despre cum se întâmplă de fapt totul din cauza duratei enorme a proceselor descrise. Rata evoluției și etapele de transformare depind de momentul nașterii stelei și de localizarea acesteia în Univers la momentul nașterii.

Evoluția stelelor din punct de vedere științific

Orice stea se naște dintr-un pâlc de gaz interstelar rece, care, sub influența externă și internă forte gravitationale se comprimă în starea unei bile de gaz. Procesul de comprimare a substanței gazoase nu se oprește o clipă, însoțit de o eliberare colosală de energie termică. Temperatura noii formațiuni crește până când începe fuziunea termonucleară. Din acest moment, comprimarea materiei stelare se oprește și se ajunge la un echilibru între stările hidrostatice și termice ale obiectului. Universul a fost completat cu o nouă stea cu drepturi depline.

Principalul combustibil stelar este atomul de hidrogen ca rezultat al unei reacții termonucleare lansate.

În evoluția stelelor, sursele lor de energie termică au o importanță fundamentală. Energia radiantă și termică care scapă în spațiu de pe suprafața stelei este completată prin răcirea straturilor interioare ale corpului ceresc. Reacțiile termonucleare care apar în mod constant și compresia gravitațională în intestinele stelei compensează pierderea. Atâta timp cât există suficient combustibil nuclear în intestinele stelei, steaua strălucește cu lumină puternică și emite căldură. De îndată ce procesul de fuziune termonucleară încetinește sau se oprește complet, mecanismul de compresie internă a stelei este activat pentru a menține echilibrul termic și termodinamic. În această etapă, obiectul emite deja energie termică, care este vizibilă numai în domeniul infraroșu.

Pe baza proceselor descrise, putem concluziona că evoluția stelelor reprezintă o schimbare consistentă a surselor de energie stelară. În astrofizica modernă, procesele de transformare a stelelor pot fi aranjate în conformitate cu trei scări:

• cronologie nucleară;
• perioada termică a vieții unei stele;
• segment dinamic (final) al vieții unui luminar.

În fiecare caz individual, sunt luate în considerare procesele care determină vârsta stelei, caracteristicile sale fizice și tipul de moarte a obiectului. Cronologia nucleară este interesantă atâta timp cât obiectul este alimentat de propriile surse de căldură și emite energie care este un produs al reacțiilor nucleare. Durata acestei etape este estimată prin determinarea cantității de hidrogen care va fi transformată în heliu în timpul fuziunii termonucleare. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât este mai mare intensitatea reacțiilor nucleare și, în consecință, cu atât luminozitatea obiectului este mai mare.

Dimensiuni și mase ale diferitelor stele, de la o supergigantă la o pitică roșie

Scala de timp termic definește stadiul de evoluție în care o stea își cheltuiește toată energia termică. Acest proces începe din momentul în care ultimele rezerve de hidrogen sunt epuizate și reacțiile nucleare se opresc. Pentru a menține echilibrul obiectului, este pornit un proces de compresie. Materia stelară cade spre centru. În acest caz, energia cinetică este convertită în energie termică, care este cheltuită pentru menținerea echilibrului termic necesar în interiorul stelei. O parte din energie scapă în spațiul cosmic.

Având în vedere faptul că luminozitatea stelelor este determinată de masa lor, în momentul comprimării unui obiect, luminozitatea acestuia în spațiu nu se modifică.

O stea în drum spre secvența principală

Formarea stelelor are loc în funcție de o scară de timp dinamică. Gazul stelar cade liber spre interior, spre centru, crescând densitatea și presiunea în intestinele viitorului obiect. Cu cât densitatea în centrul bilei de gaz este mai mare, cu atât temperatura în interiorul obiectului este mai mare. Din acest moment, căldura devine principala energie a corpului ceresc. Cu cât densitatea este mai mare și temperatura este mai mare, cu atât presiunea în adâncurile viitoarei stele este mai mare. Căderea liberă a moleculelor și atomilor se oprește, iar procesul de comprimare a gazului stelar se oprește. Această stare a unui obiect este de obicei numită protostea. Obiectul este 90% hidrogen molecular. Când temperatura atinge 1800K, hidrogenul trece în stare atomică. În timpul procesului de degradare, se consumă energie, iar creșterea temperaturii încetinește.

Universul este format din hidrogen molecular de 75%, care în timpul formării protostelelor se transformă în hidrogen atomic - combustibilul nuclear al unei stele.

În această stare, presiunea din interiorul bilei de gaz scade, dând astfel libertate forței de compresie. Această secvență se repetă de fiecare dată când tot hidrogenul este ionizat mai întâi, iar apoi heliul este ionizat. La o temperatură de 10⁵ K, gazul este complet ionizat, comprimarea stelei se oprește și apare echilibrul hidrostatic al obiectului. Evoluția ulterioară a stelei se va produce în conformitate cu scara de timp termică, mult mai lentă și mai consistentă.

Raza protostelei a scăzut de la 100 UA de la începutul formării. până la ¼ u.a. Obiectul se află în mijlocul unui nor de gaz. Ca urmare a acumulării de particule din regiunile exterioare ale norului de gaz stelar, masa stelei va crește constant. În consecință, temperatura din interiorul obiectului va crește, însoțind procesul de convecție - transferul de energie din straturile interioare ale stelei către marginea sa exterioară. Ulterior, odată cu creșterea temperaturii în interiorul corpului ceresc, convecția este înlocuită de transfer radiativ, deplasându-se spre suprafața stelei. În acest moment, luminozitatea obiectului crește rapid, iar temperatura straturilor de suprafață ale bilei stelare crește și ea.

Procese de convecție și transfer radiativ într-o stea nou formată înainte de debutul reacțiilor de fuziune termonucleară

De exemplu, pentru stelele cu o masă identică cu masa Soarelui nostru, compresia norului protostelar are loc în doar câteva sute de ani. În ceea ce privește stadiul final al formării obiectului, condensarea materiei stelare se întinde de milioane de ani. Soarele se îndreaptă spre secvența principală destul de repede, iar această călătorie va dura sute de milioane sau miliarde de ani. Cu alte cuvinte, cu cât masa stelei este mai mare, cu atât perioada de timp petrecută pentru formarea unei stele cu drepturi depline este mai lungă. O stea cu o masă de 15M se va deplasa pe calea către secvența principală pentru mult mai mult timp - aproximativ 60 de mii de ani.

Faza secvenței principale

În ciuda faptului că unele reacții de fuziune termonucleară încep la temperaturi mai scăzute, faza principală a arderii hidrogenului începe la o temperatură de 4 milioane de grade. Din acest moment începe faza secvenței principale. Intră în joc o nouă formă de reproducere a energiei stelare - nucleară. Energia cinetică, eliberat în timpul procesului de comprimare a obiectului, se estompează în fundal. Echilibrul atins asigură o viață lungă și liniștită pentru o stea care se află în faza inițială a secvenței principale.

Fisiunea și dezintegrarea atomilor de hidrogen în timpul unei reacții termonucleare care are loc în interiorul unei stele

Din acest moment, observarea vieții unei stele este în mod clar legată de faza secvenței principale, care este o parte importantă a evoluției corpurilor cerești. În acest stadiu, singura sursă de energie stelară este rezultatul arderii hidrogenului. Obiectul este într-o stare de echilibru. Pe măsură ce se consumă combustibil nuclear, se modifică doar compoziția chimică a obiectului. Starea Soarelui în faza secvenței principale va dura aproximativ 10 miliarde de ani. Acesta este cât timp va dura până când steaua noastră nativă își va folosi întreaga cantitate de hidrogen. În ceea ce privește stelele masive, evoluția lor are loc mai rapid. Emițând mai multă energie, o stea masivă rămâne în faza secvenței principale doar 10-20 de milioane de ani.

Stele mai puțin masive ard pe cerul nopții mult mai mult timp. Astfel, o stea cu masa de 0,25 M va rămâne în faza secvenței principale timp de zeci de miliarde de ani.

Diagrama Hertzsprung–Russell care evaluează relația dintre spectrul stelelor și luminozitatea lor. Punctele de pe diagramă sunt locațiile stelelor cunoscute. Săgețile indică deplasarea stelelor din secvența principală în fazele pitice gigantice și albe.

Pentru a vă imagina evoluția stelelor, priviți doar diagrama care caracterizează traseul unui corp ceresc în secvența principală. Partea superioară a graficului pare mai puțin saturată de obiecte, deoarece aici sunt concentrate stelele masive. Această locație se explică prin ciclul lor scurt de viață. Dintre stelele cunoscute astăzi, unele au o masă de 70M. Obiectele a căror masă depășește limita superioară de 100M pot să nu se formeze deloc.

Corpurile cerești a căror masă este mai mică de 0,08 M ​​nu au posibilitatea de a depăși masa critică necesară pentru declanșarea fuziunii termonucleare și rămân reci pe tot parcursul vieții. Cele mai mici protostele se prăbușesc și formează pitici asemănătoare planetelor.

O pitică maro asemănătoare unei planete în comparație cu o stea normală (Soarele nostru) și planeta Jupiter

În partea de jos a secvenței se află obiecte concentrate dominate de stele cu o masă egală cu masa Soarelui nostru și puțin mai mult. Limita imaginară dintre părțile superioare și inferioare ale secvenței principale sunt obiecte a căror masă este – 1,5M.

Etapele ulterioare ale evoluției stelare

Fiecare dintre opțiunile de dezvoltare a stării unei stele este determinată de masa acesteia și de durata de timp în care are loc transformarea materiei stelare. Cu toate acestea, Universul este un mecanism multifațetat și complex, astfel încât evoluția stelelor poate urma alte căi.

Când călătorește de-a lungul secvenței principale, o stea cu o masă aproximativ egală cu masa Soarelui are trei opțiuni principale de traseu:

1. trăiește-ți viața calm și odihnește-te liniștit în vastele întinderi ale Universului;
2. intră în faza gigant roșu și îmbătrânește încet;
3. deveni o pitică albă, explodează ca o supernovă și devii o stea neutronică.

Opțiuni posibile pentru evoluția protostelelor în funcție de timp, compoziția chimică a obiectelor și masa lor

După secvența principală vine faza gigant. Până în acest moment, rezervele de hidrogen din intestinele stelei sunt complet epuizate, regiunea centrală a obiectului este un miez de heliu și reactie termonucleara deplasarea spre suprafața obiectului. Sub influența fuziunii termonucleare, învelișul se extinde, dar masa miezului de heliu crește. O stea obișnuită se transformă într-o gigantă roșie.

Faza gigant și caracteristicile sale

În stelele cu masă mică, densitatea miezului devine colosală, transformând materia stelară într-un gaz relativist degenerat. Dacă masa stelei este puțin mai mare de 0,26 M, o creștere a presiunii și a temperaturii duce la începutul sintezei heliului, acoperind întreaga regiune centrală a obiectului. Din acest moment, temperatura stelei crește rapid. Caracteristica principală a procesului este că gazul degenerat nu are capacitatea de a se extinde. Sub influenta temperatură ridicată crește doar viteza de fisiune a heliului, care este însoțită de o reacție explozivă. În astfel de momente putem observa un flash de heliu. Luminozitatea obiectului crește de sute de ori, dar agonia stelei continuă. Steaua trece la o nouă stare, în care toate procesele termodinamice au loc în miezul de heliu și în învelișul exterior descărcat.

Structura unei stele de secvență principală de tip solar și a unei gigante roșii cu un miez izoterm de heliu și o zonă de nucleosinteză stratificată

Această condiție este temporară și nu este stabilă. Materia stelară este amestecată în mod constant și o parte semnificativă a acesteia este aruncată în spațiul înconjurător, formând o nebuloasă planetară. Un nucleu fierbinte rămâne în centru, numit pitică albă.

Pentru stelele cu mase mari, procesele enumerate mai sus nu sunt atât de catastrofale. Arderea heliului este înlocuită de reacția de fisiune nucleară a carbonului și siliciului. În cele din urmă, miezul stelar se va transforma în fier stelar. Faza gigant este determinată de masa stelei. Cu cât masa unui obiect este mai mare, cu atât temperatura în centrul acestuia este mai mică. Acest lucru în mod clar nu este suficient pentru a declanșa reacția de fisiune nucleară a carbonului și a altor elemente.

Soarta unei pitici albe - o stea neutronică sau o gaură neagră

Odată ajuns în starea de pitică albă, obiectul se află într-o stare extrem de instabilă. Reacțiile nucleare oprite duc la o scădere a presiunii, miezul intră într-o stare de colaps. Energia eliberată în acest caz este cheltuită pentru descompunerea fierului în atomi de heliu, care se descompune în protoni și neutroni. Procesul de rulare se dezvoltă într-un ritm rapid. Prăbușirea unei stele caracterizează segmentul dinamic al scalei și durează o fracțiune de secundă în timp. Arderea reziduurilor de combustibil nuclear are loc exploziv, eliberând o cantitate colosală de energie într-o fracțiune de secundă. Acest lucru este suficient pentru a arunca în aer straturile superioare ale obiectului. Etapa finală a unei pitici albe este o explozie de supernovă.

Miezul stelei începe să se prăbușească (stânga). Colapsul formează o stea neutronică și creează un flux de energie în straturile exterioare ale stelei (centru). Energia eliberată atunci când straturile exterioare ale unei stele sunt vărsate în timpul exploziei unei supernove (dreapta).

Miezul superdens rămas va fi un grup de protoni și electroni, care se ciocnesc unul de altul pentru a forma neutroni. Universul a fost completat cu un nou obiect - o stea neutronică. Datorită densității mari, miezul devine degenerat, iar procesul de colaps al miezului se oprește. Dacă masa stelei ar fi suficient de mare, colapsul ar putea continua până când materia stelară rămasă a căzut în cele din urmă în centrul obiectului, formând o gaură neagră.

Explicarea părții finale a evoluției stelare

Pentru stelele de echilibru normal, procesele de evoluție descrise sunt puțin probabile. Cu toate acestea, existența piticelor albe și a stelelor neutronice dovedește existența reală a proceselor de comprimare a materiei stelare. Numărul mic de astfel de obiecte din Univers indică efemeritatea existenței lor. Etapa finală a evoluției stelelor poate fi reprezentată ca un lanț secvenţial de două tipuri:

• stea normală - gigantă roșie - vărsarea straturilor exterioare - pitică albă;
• stea masivă – supergigantă roșie – explozie de supernovă – stea neutronică sau gaură neagră – neant.

Diagrama evoluției stelelor. Opțiuni pentru continuarea vieții stelelor în afara secvenței principale.

Este destul de dificil de explicat procesele aflate în desfășurare din punct de vedere științific. Oamenii de știință nucleari sunt de acord că, în cazul etapei finale a evoluției stelare, avem de-a face cu oboseala materiei. Ca urmare a influenței mecanice, termodinamice prelungite, materia își schimbă proprietăți fizice. Oboseala materiei stelare, epuizată de mult reactii nucleare, se poate explica apariția unui gaz de electroni degenerați, neutronizarea și anihilarea lui ulterioară. Dacă toate procesele de mai sus au loc de la început până la sfârșit, materia stelară încetează să mai fie o substanță fizică - steaua dispare în spațiu, fără a lăsa nimic în urmă.

Bulele interstelare și norii de gaz și praf, care sunt locul de naștere al stelelor, nu pot fi completate doar de stele dispărute și explodate. Universul și galaxiile sunt într-o stare de echilibru. Pierderea de masă are loc în mod constant, densitatea spațiului interstelar scade într-o parte spațiul cosmic. În consecință, într-o altă parte a Universului, sunt create condiții pentru formarea de noi stele. Cu alte cuvinte, schema funcționează: dacă o anumită cantitate de materie s-a pierdut într-un loc, în alt loc din Univers aceeași cantitate de materie a apărut într-o formă diferită.

În concluzie

Studiind evoluția stelelor, ajungem la concluzia că Universul este o soluție gigantică rarefiată în care o parte din materie este transformată în molecule de hidrogen, care este material de constructie pentru stele. Cealaltă parte se dizolvă în spațiu, dispărând din sfera senzațiilor materiale. O gaură neagră în acest sens este locul de tranziție a întregului material în antimaterie. Este destul de dificil să înțelegem pe deplin sensul a ceea ce se întâmplă, mai ales dacă, atunci când studiem evoluția stelelor, ne bazăm doar pe legile energiei nucleare, fizica cuantică si termodinamica. Studiul acestei probleme ar trebui să includă teoria probabilității relative, care permite curbura spațiului, permițând transformarea unei energii în alta, a unei stări în alta.