Ce determină stadiul final al evoluției unei stele? Natura nebuloaselor planetare. Episodul I. Protostars

Fiecare dintre noi s-a uitat la cerul înstelat cel puțin o dată în viață. Cineva s-a uitat la această frumusețe, trăind sentimente romantice, altul a încercat să înțeleagă de unde vine toată această frumusețe. Viața în spațiu, spre deosebire de viața de pe planeta noastră, curge cu o viteză diferită. Timpul din spațiul cosmic trăiește în propriile sale categorii; distanțele și dimensiunile din Univers sunt colosale. Rareori ne gândim la faptul că evoluția galaxiilor și a stelelor se întâmplă constant în fața ochilor noștri. Fiecare obiect din spațiul vast este rezultatul anumitor procese fizice. Galaxiile, stelele și chiar planetele au faze principale de dezvoltare.

Planeta noastră și toți depindem de steaua noastră. Cât timp ne va încânta Soarele cu căldura sa, insuflând viață în Sistemul Solar? Ce ne așteaptă în viitor după milioane și miliarde de ani? În acest sens, este interesant să aflăm mai multe despre etapele de evoluție ale obiectelor astronomice, de unde provin stelele și cum se termină viața acestor minunate lumini de pe cerul nopții.

Originea, nașterea și evoluția stelelor

Evoluția stelelor și planetelor care populează galaxia noastră Calea Lactee și întregul Univers a fost, în cea mai mare parte, bine studiată. În spațiu, legile fizicii sunt de neclintit și ajută la înțelegerea originii obiectelor spațiale. În acest caz, se obișnuiește să se bazeze pe teoria Big Bang, care este acum doctrina dominantă despre procesul de origine a Universului. Evenimentul care a zguduit universul și a dus la formarea universului este, după standardele cosmice, fulgerător. Pentru cosmos, momentele trec de la nașterea unei stele până la moartea acesteia. Distanțele mari creează iluzia constanței Universului. O stea care fulgeră în depărtare strălucește asupra noastră de miliarde de ani, moment în care s-ar putea să nu mai existe.

Teoria evoluției galaxiei și stelelor este o dezvoltare a teoriei Big Bang. Doctrina nașterii stelelor și apariției sisteme stelare diferă în amploarea a ceea ce se întâmplă și intervalul de timp, care, spre deosebire de Universul în ansamblu, poate fi observat mijloace moderneȘtiințe.

Când studiezi ciclul de viață al stelelor, poți folosi exemplul celei mai apropiate stele de noi. Soarele este una dintre sutele de trilioane de stele din câmpul nostru vizual. În plus, distanța de la Pământ la Soare (150 milioane km) oferă o oportunitate unică de a studia obiectul fără a părăsi sistemul solar. Informațiile obținute vor face posibilă înțelegerea în detaliu a modului în care sunt structurate alte stele, cât de repede sunt epuizate aceste surse de căldură gigantice, care sunt etapele de dezvoltare a unei stele și care va fi sfârșitul acestei vieți strălucitoare - liniștită și slabă. sau spumant, exploziv.

După big bang Cele mai mici particule au format nori interstelari, care au devenit „spitalul de maternitate” pentru trilioane de stele. Este caracteristic că toate stelele s-au născut în același timp ca urmare a compresiei și expansiunii. Compresia în norii de gaz cosmic a avut loc sub influența propriei gravitații și a unor procese similare în stele noi din vecinătate. Expansiunea a apărut ca urmare a presiunii interne a gazului interstelar și sub influența câmpurilor magnetice din interiorul norului de gaz. În același timp, norul s-a rotit liber în jurul centrului său de masă.

Norii de gaz formați după explozie constau în proporție de 98% hidrogen și heliu atomic și molecular. Doar 2% din acest masiv constă din praf și particule microscopice solide. Anterior se credea că în centrul oricărei stele se află un miez de fier, încălzit la o temperatură de un milion de grade. Acest aspect a explicat masa gigantică a stelei.

În opoziția forțelor fizice au prevalat forțele de compresie, deoarece lumina rezultată din eliberarea energiei nu pătrunde în norul de gaz. Lumina, împreună cu o parte din energia eliberată, se răspândește spre exterior, creând o acumulare densă de gaz în interior minus temperaturași o zonă de joasă presiune. Fiind în această stare, gazul cosmic se contractă rapid, influența forțelor de atracție gravitațională duce la faptul că particulele încep să formeze materie stelară. Când o colecție de gaz este densă, compresia intensă determină formarea unui grup de stele. Când dimensiunea norului de gaz este mică, compresia duce la formarea unei singure stele.

O scurtă descriere a ceea ce se întâmplă este că viitoarea stea trece prin două etape - compresie rapidă și lentă până la starea de protostea. Ca să spun simplu și într-un limbaj clar, compresia rapidă este căderea materiei stelare spre centrul protostelei. Compresia lentă are loc pe fundalul centrului format al protostelei. În următoarele sute de mii de ani, noua formațiune se micșorează în dimensiune, iar densitatea ei crește de milioane de ori. Treptat, protostarul devine opac datorită densității mari a materiei stelare, iar compresia continuă declanșează mecanismul reacțiilor interne. O creștere a presiunii interne și a temperaturii duce la formarea propriului centru de greutate al viitoarei stele.

Protostarul rămâne în această stare timp de milioane de ani, degajând încet căldură și micșorându-se treptat, scăzând în dimensiune. Ca urmare, contururile noii stele ies la iveală, iar densitatea materiei sale devine comparabilă cu densitatea apei.

În medie, densitatea stelei noastre este de 1,4 kg/cm3 - aproape aceeași cu densitatea apei din Marea Moartă sărată. În centru, Soarele are o densitate de 100 kg/cm3. Materia stelară nu este în stare lichida, dar există sub formă de plasmă.

Sub influența unei presiuni enorme și a unei temperaturi de aproximativ 100 milioane K, încep reacțiile termonucleare ale ciclului hidrogenului. Compresia se oprește, masa obiectului crește atunci când energia gravitațională se transformă în arderea termonucleară a hidrogenului. Din acest moment, noua stea, care emite energie, începe să piardă din masă.

Versiunea descrisă mai sus a formării stelelor este doar o diagramă primitivă care descrie stadiul inițial al evoluției și nașterii unei stele. Astăzi, astfel de procese în galaxia noastră și în întregul Univers sunt practic invizibile din cauza epuizării intense a materialului stelar. În întreaga istorie conștientă a observațiilor galaxiei noastre, s-au notat doar apariții izolate de noi stele. La scara Universului, această cifră poate fi mărită de sute și mii de ori.

Pentru cea mai mare parte a vieții lor, protostelele sunt ascunse de ochiul uman de o coajă prăfuită. Radiația din miez poate fi observată doar în infraroșu, care este singura modalitate de a vedea nașterea unei stele. De exemplu, în Nebuloasa Orion în 1967, astrofizicienii au descoperit o nouă stea în domeniul infraroșu, a cărei temperatură de radiație era de 700 de grade Kelvin. Ulterior, s-a dovedit că locul de naștere al protostelelor sunt surse compacte care există nu numai în galaxia noastră, ci și în alte colțuri îndepărtate ale Universului. Pe lângă radiația infraroșie, locurile de naștere a noilor stele sunt marcate de semnale radio intense.

Procesul de studiu și evoluția stelelor

Întregul proces de cunoaștere a stelelor poate fi împărțit în mai multe etape. La început, ar trebui să determinați distanța până la stea. Informațiile despre cât de departe este steaua de noi și cât timp a venit lumina din ea oferă o idee despre ceea ce s-a întâmplat cu steaua în acest timp. După ce omul a învățat să măsoare distanța până la stelele îndepărtate, a devenit clar că stelele sunt la fel ca soarele, doar marimi diferite si cu sorti diferite. Cunoscând distanța până la stea, după nivelul de lumină și cantitatea de energie emisă, puteți urmări procesul de fuziune nucleară stele.

După ce ați determinat distanța până la stea, puteți utiliza analiza spectrală pentru a calcula compoziția chimică a stelei și pentru a afla structura și vârsta acesteia. Datorită apariției spectrografului, oamenii de știință au ocazia să studieze natura luminii stelelor. Acest dispozitiv poate determina și măsura compoziția gazoasă a materiei stelare pe care o posedă o stea diferite etape a existenței sale.

Studiind analiza spectrală a energiei Soarelui și a altor stele, oamenii de știință au ajuns la concluzia că evoluția stelelor și planetelor are rădăcini comune. Toate corpurile cosmice au același tip, compoziție chimică similară și provin din aceeași materie, care a apărut ca urmare a Big Bang-ului.

Materia stelară este formată din aceleași elemente chimice (chiar și fier) ​​ca planeta noastră. Singura diferență este în cantitatea anumitor elemente și în procesele care au loc pe Soare și în interiorul suprafeței solide a pământului. Acesta este ceea ce distinge stelele de alte obiecte din Univers. Originea stelelor ar trebui luată în considerare și în contextul unei alte discipline fizice: mecanica cuantică. Conform acestei teorii, materia care definește materia stelară constă în divizarea constantă a atomilor și particule elementare creându-și propriul microcosmos. În această lumină, structura, compoziția, structura și evoluția stelelor prezintă interes. După cum sa dovedit, cea mai mare parte a masei stelei noastre și a multor alte stele este formată din doar două elemente - hidrogen și heliu. Un model teoretic care descrie structura stelelor ne va permite să înțelegem structura lor și principala diferență față de alte obiecte spațiale.

caracteristica principală este că multe obiecte din Univers au o anumită dimensiune și formă, în timp ce o stea își poate schimba dimensiunea pe măsură ce se dezvoltă. Un gaz fierbinte este o combinație de atomi legați lejer între ei. La milioane de ani după formarea unei stele, stratul de suprafață al materiei stelare începe să se răcească. Steaua își eliberează cea mai mare parte a energiei în spațiul cosmic, scăzând sau crescând în dimensiune. Căldura și energia sunt transferate din interiorul stelei la suprafață, afectând intensitatea radiației. Cu alte cuvinte, aceeași stea în perioade diferite existența lui arată diferit. Procesele termonucleare bazate pe reacții ale ciclului hidrogenului contribuie la transformarea atomilor ușori de hidrogen în elemente mai grele - heliu și carbon. Potrivit astrofizicienilor și oamenilor de știință nucleari, o astfel de reacție termonucleară este cea mai eficientă în ceea ce privește cantitatea de căldură generată.

De ce fuziunea termonucleară a nucleului nu se termină cu explozia unui astfel de reactor? Chestia este că forțele câmpului gravitațional din acesta pot menține materia stelară într-un volum stabilizat. Din aceasta putem trage o concluzie fără ambiguitate: orice stea este un corp masiv care își menține dimensiunea datorită echilibrului dintre forțele gravitaționale și energia termică. reactii nucleare. Rezultatul acestui model natural ideal este o sursă de căldură care poate funcționa mult timp. Se presupune că primele forme de viață pe Pământ au apărut acum 3 miliarde de ani. Soarele în acele vremuri îndepărtate a încălzit planeta noastră la fel ca acum. În consecință, steaua noastră s-a schimbat puțin, în ciuda faptului că amploarea căldurii emise și energie solara colosal - mai mult de 3-4 milioane de tone pe secundă.

Nu este greu de calculat cât de multă greutate a pierdut steaua noastră de-a lungul anilor de existență. Aceasta va fi o cifră uriașă, dar datorită masei sale enorme și a densității mari, astfel de pierderi la scara Universului par nesemnificative.

Etape ale evoluției stelelor

Soarta stelei depinde de masa inițială a stelei și a acesteia compoziție chimică A. În timp ce principalele rezerve de hidrogen sunt concentrate în miez, steaua rămâne în așa-numitul secvența principală. De îndată ce există tendința de creștere a dimensiunii stelei, înseamnă că sursa principală de fuziune termonucleară s-a uscat. Calea finală lungă de transformare a corpului ceresc a început.

Luminile formate în Univers sunt inițial împărțite în trei tipuri cele mai comune:

• stele normale (pitice galbene);
• stele pitice;
• stele gigantice.

Stelele cu masă mică (pitici) își arde încet rezervele de hidrogen și își trăiesc viața destul de calm.

Astfel de stele sunt majoritatea în Univers, iar steaua noastră, o pitică galbenă, este una dintre ele. Odată cu apariția bătrâneții, o pitică galbenă devine o gigantă roșie sau supergigant.

Pe baza teoriei originii stelelor, procesul de formare a stelelor în Univers nu s-a încheiat. Cele mai strălucitoare stele din galaxia noastră nu sunt doar cele mai mari, în comparație cu Soarele, ci și cele mai tinere. Astrofizicienii și astronomii numesc astfel de stele supergianti albastre. În cele din urmă, vor avea aceeași soartă ca trilioane de alte stele. Mai întâi are loc o naștere rapidă, o viață strălucitoare și arzătoare, după care urmează o perioadă de decădere lentă. Stelele de mărimea Soarelui au un ciclu lung de viață, fiind în secvența principală (în partea sa din mijloc).

Folosind datele despre masa unei stele, putem presupune calea evolutivă a acesteia de dezvoltare. O ilustrare clară a acestei teorii este evoluția stelei noastre. Nimic nu ține la nesfârșit. Ca urmare a fuziunii termonucleare, hidrogenul este transformat în heliu, prin urmare, rezervele sale originale sunt consumate și reduse. Într-o zi, nu foarte curând, aceste rezerve se vor epuiza. Judecând după faptul că Soarele nostru continuă să strălucească timp de mai bine de 5 miliarde de ani, fără a-și schimba dimensiunea, vârsta matură a stelei poate dura aproximativ aceeași perioadă.

Epuizarea rezervelor de hidrogen va duce la faptul că, sub influența gravitației, miezul soarelui va începe să se micșoreze rapid. Densitatea miezului va deveni foarte mare, drept urmare procesele termonucleare se vor muta în straturile adiacente miezului. Această stare se numește colaps, care poate fi cauzată de trecerea reacțiilor termonucleare în interior straturile superioare stele. Ca urmare a presiunii ridicate, sunt declanșate reacții termonucleare care implică heliu.

Rezervele de hidrogen și heliu din această parte a stelei vor dura milioane de ani. Nu va trece mult până când epuizarea rezervelor de hidrogen va duce la o creștere a intensității radiațiilor, la o creștere a dimensiunii învelișului și a dimensiunii stelei în sine. Ca urmare, Soarele nostru va deveni foarte mare. Dacă vă imaginați această imagine peste zeci de miliarde de ani, atunci în loc de un disc strălucitor, un disc roșu fierbinte de proporții gigantice va atârna pe cer. Giganții roșii reprezintă o fază naturală în evoluția unei stele, starea ei de tranziție în categoria stelelor variabile.

Ca urmare a acestei transformări, distanța de la Pământ la Soare va scădea, astfel încât Pământul va cădea în zona de influență a coroanei solare și va începe să se „prăjească” în ea. Temperatura de la suprafața planetei va crește de zece ori, ceea ce va duce la dispariția atmosferei și la evaporarea apei. Ca urmare, planeta se va transforma într-un deșert stâncos fără viață.

Etapele finale ale evoluției stelare

Ajunsă în faza de gigantă roșie, o stea normală devine o pitică albă sub influența proceselor gravitaționale. Dacă masa unei stele este aproximativ egală cu masa Soarelui nostru, toate procesele principale din ea se vor desfășura calm, fără impulsuri sau reacții explozive. Pitica albă va muri mult timp, arzând până la pământ.

În cazurile în care steaua a avut inițial o masă mai mare de 1,4 ori Soarele, pitica albă nu va fi etapa finală. Cu o masă mare în interiorul stelei, procesele de compactare a materiei stelare încep la nivel atomic și molecular. Protonii se transformă în neutroni, densitatea stelei crește, iar dimensiunea acesteia scade rapid.

Stelele neutronice cunoscute de știință au un diametru de 10-15 km. Cu o dimensiune atât de mică, o stea neutronică are o masă colosală. Un centimetru cub de materie stelară poate cântări miliarde de tone.

În cazul în care inițial aveam de-a face cu o stea de masă mare, etapa finală a evoluției ia alte forme. Soarta unei stele masive este o gaură neagră - un obiect cu o natură neexplorată și un comportament imprevizibil. Masa uriașă a stelei contribuie la creșterea forțelor gravitaționale, antrenând forțele de compresie. Nu este posibil să întrerupeți acest proces. Densitatea materiei crește până când devine infinită, formând un spațiu singular (teoria relativității a lui Einstein). Raza unei astfel de stele va deveni în cele din urmă zero, devenind o gaură neagră în spațiul cosmic. Ar exista mult mai multe găuri negre dacă stelele masive și supermasive ar ocupa cea mai mare parte a spațiului.

Trebuie remarcat faptul că atunci când o gigantă roșie se transformă într-o stea neutronică sau într-o gaură neagră, Universul poate experimenta un fenomen unic - nașterea unui nou obiect cosmic.

Nașterea unei supernove este cea mai spectaculoasă etapă finală a evoluției stelelor. Aici operează o lege naturală a naturii: încetarea existenței unui corp dă naștere unei noi vieți. Perioada unui astfel de ciclu precum nașterea unei supernove se referă în principal la stele masive. Rezervele epuizate de hidrogen duc la includerea heliului și carbonului în procesul de fuziune termonucleară. Ca urmare a acestei reacții, presiunea crește din nou și se formează un miez de fier în centrul stelei. Sub influența forțelor gravitaționale puternice, centrul de masă se deplasează în partea centrală a stelei. Miezul devine atât de greu încât nu poate rezista propriei gravitații. Ca urmare, începe expansiunea rapidă a miezului, ceea ce duce la o explozie instantanee. Nașterea unei supernove este o explozie, o undă de șoc de forță monstruoasă, un fulger strălucitor în vastele întinderi ale Universului.

Trebuie remarcat faptul că Soarele nostru nu este o stea masivă, așa că o soartă similară nu o amenință, iar planeta noastră nu ar trebui să se teamă de un astfel de sfârșit. În cele mai multe cazuri, exploziile de supernove au loc în galaxii îndepărtate, motiv pentru care sunt rareori detectate.

In cele din urma

Evoluția stelelor este un proces care se întinde pe zeci de miliarde de ani. Ideea noastră despre procesele care au loc este doar un model matematic și fizic, o teorie. Timpul pământesc este doar un moment din uriașul ciclu de timp în care trăiește Universul nostru. Putem doar să observăm ce s-a întâmplat cu miliarde de ani în urmă și să ne imaginăm cu ce se pot confrunta generațiile ulterioare de pământeni.

Dacă aveți întrebări, lăsați-le în comentariile de sub articol. Noi sau vizitatorii noștri vom fi bucuroși să le răspundem

Fuziunea termonucleară în interiorul stelelor

În acest moment, pentru stelele cu o masă mai mare de 0,8 mase solare, miezul devine transparent la radiații, iar transferul de energie radiativă în nucleu predomină, în timp ce învelișul din partea de sus rămâne convectivă. Nimeni nu știe cu siguranță cum ajung stelele cu masă mai mică în secvența principală, deoarece timpul petrecut de aceste stele în categoria tânără depășește vârsta Universului. Toate ideile noastre despre evoluția acestor stele se bazează pe calcule numerice.

Pe măsură ce steaua se contractă, presiunea gazului electron degenerat începe să crească, iar la o anumită rază a stelei, această presiune oprește creșterea temperaturii centrale și apoi începe să o scadă. Și pentru stelele mai mici de 0,08, acest lucru se dovedește a fi fatal: energia eliberată în timpul reacțiilor nucleare nu va fi niciodată suficientă pentru a acoperi costurile radiațiilor. Astfel de sub-stele sunt numite pitice brune, iar soarta lor este compresia constantă până când presiunea gazului degenerat o oprește și apoi răcirea treptată odată cu oprirea tuturor reacțiilor nucleare.

Stele tinere de masă intermediară

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.

Obiectele de acest tip sunt asociate cu așa-numitele. Stele Ae\Be Herbit cu variabile neregulate de tip spectral B-F5. Au și discuri cu jet bipolare. Viteza de scurgere, luminozitatea și temperatura efectivă sunt semnificativ mai mari decât pentru τ Taur, astfel încât ei încălzesc și dispersează eficient rămășițele norului protostelar.

Stele tinere cu o masă mai mare de 8 mase solare

De fapt, acestea sunt deja vedete normale. În timp ce masa miezului hidrostatic se acumula, steaua a reușit să sară prin toate etapele intermediare și să încălzească reacțiile nucleare în așa măsură încât au compensat pierderile datorate radiațiilor. Pentru aceste stele, fluxul de masă și luminozitate este atât de mare încât nu numai că oprește colapsul regiunilor exterioare rămase, dar le împinge înapoi. Astfel, masa stelei rezultate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar. Cel mai probabil, acest lucru explică absența în galaxia noastră a stelelor de peste 100-200 de ori masa Soarelui.

Ciclul mijlociu al unei stele

Printre stelele formate există o mare varietate de culori și dimensiuni. Ele variază în tipul spectral de la albastru fierbinte la roșu rece și în masă - de la 0,08 la mai mult de 200 de mase solare. 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. Nu vorbim despre mișcarea fizică a stelei - doar despre poziția sa pe diagrama indicată, în funcție de parametrii stelei. Adică vorbim, de fapt, doar despre schimbarea parametrilor stelei.

Ceea ce se întâmplă în continuare depinde din nou de masa stelei.

Anii mai târziu și moartea stelelor

Stele vechi cu masă mică

Până în prezent, nu se știe cu certitudine ce se întâmplă cu stelele luminoase după ce aprovizionarea lor cu hidrogen este epuizată. Întrucât universul are 13,7 miliarde de ani, ceea ce nu este suficient de lung pentru a-și epuiza rezerva de combustibil cu hidrogen, teorii moderne se bazează pe modelarea computerizată a proceselor care au loc în astfel de stele.

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

Dar o stea cu o masă mai mică de 0,5 solară nu va putea niciodată să sintetizeze heliu chiar și după ce reacțiile care implică hidrogen încetează în miez. Învelișul lor stelar nu este suficient de masiv pentru a depăși presiunea generată de miez. Aceste stele includ pitice roșii (cum ar fi Proxima Centauri), care au fost pe secvența principală de sute de miliarde de ani. După încetarea reacțiilor termonucleare în miezul lor, aceștia, răcindu-se treptat, vor continua să emită slab în intervalele de infraroșu și microunde ale spectrului electromagnetic.

Stele de dimensiuni medii

Când vedeta ajunge mărime medie(de la 0,4 la 3,4 mase solare) faza gigant roșie, straturile sale exterioare continuă să se extindă, miezul se contractă și reacțiile încep să sintetizeze carbonul din heliu. Fuziunea eliberează multă energie, oferind vedetei o amânare temporară. 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 producției de energie. Ieșirea de energie se deplasează către radiații de joasă frecvență. Toate acestea sunt însoțite de creșterea pierderii de masă din cauza vântului solar puternic și a pulsațiilor intense. Stelele din această fază sunt numite stele de tip târziu, 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 centrală, în astfel de cochilii se formează condiții ideale pentru activarea maserelor.

Reacțiile de ardere a heliului sunt foarte sensibile la temperatură. Uneori, acest lucru duce la o mare instabilitate. Au loc pulsații violente, care în cele din urmă conferă suficientă energie cinetică straturilor exterioare pentru a fi ejectate și a deveni o nebuloasă planetară. În centrul nebuloasei rămâne nucleul stelei care, 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 solar și un diametru de ordinul diametrului Pământului. .

Pitici albi

Marea majoritate a stelelor, inclusiv Soarele, își încheie 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 întunecat și invizibil.

În stelele mai masive decât Soarele, presiunea electronilor degenerați nu poate conține compresia nucleului și continuă până când majoritatea particulelor sunt transformate în neutroni, împachetate atât de strâns încât dimensiunea stelei este măsurată în kilometri și este de 100. apă de milioane de ori mai densă. Un astfel de obiect se numește stea neutronică; echilibrul său este menținut prin presiunea materiei neutronice degenerate.

Stele supermasive

După ce straturile exterioare ale unei stele cu o masă mai mare de cinci mase solare s-au împrăștiat pentru a forma o supergigantă roșie, miezul începe să se comprime din cauza forțelor gravitaționale. Pe măsură ce compresia crește, temperatura și densitatea cresc și începe o nouă secvență de reacții termonucleare. În astfel de reacții, sunt sintetizate elemente grele, ceea ce limitează temporar colapsul nucleului.

În cele din urmă, pe măsură ce se formează elemente din ce în ce mai grele ale tabelului periodic, fierul-56 este sintetizat din siliciu. Până în acest moment, sinteza elementelor a eliberat o cantitate mare de energie, dar nucleul de fier -56 este cel care are defectul de masă maximă, iar formarea nucleelor ​​mai grele este nefavorabilă. Prin urmare, atunci când nucleul de fier al unei stele atinge o anumită valoare, presiunea din el nu mai este capabilă să reziste forței colosale a gravitației și se produce prăbușirea imediată a nucleului odată cu neutronizarea materiei sale.

Ce se întâmplă în continuare nu este complet clar. Dar orice ar fi, provoacă o explozie de supernovă de o putere incredibilă în câteva secunde.

Explozia însoțitoare de neutrini provoacă o undă de șoc. Jeturi puternice de neutrini și un câmp magnetic rotativ împing în afară o mare parte din materialul acumulat de stele - așa-numitele elemente semințe, inclusiv fier și elemente mai ușoare. Materia care explodează este bombardată de neutroni emiși din nucleu, 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.

Unda de explozie și jeturile de neutrini transportă material departe de steaua pe moarte în spațiul interstelar. Ulterior, deplasându-se prin spațiu, acest material de supernovă se poate ciocni cu alte resturi spațiale și 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

Se știe că în unele supernove, gravitația puternică în adâncurile supergigantului face ca electronii să cadă în nucleul atomic, unde se fuzionează cu protoni pentru a forma neutroni. 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 dimensiunea unui oraș mare - și au o densitate inimaginabil de mare. Perioada lor orbitală devine extrem de scurtă pe măsură ce dimensiunea stelei scade (datorită conservării momentului unghiular). Unii fac 600 de rotații pe secundă. Când axa care leagă polii magnetici nord și sud ai acestei stele care se rotește rapid îndreaptă către Pământ, un puls de radiație poate fi detectat care se repetă la intervale egale cu perioada orbitală a stelei. Astfel de stele neutronice au fost numite „pulsari” și au devenit primele stele cu neutroni care au fost descoperite.

Găuri negre

Nu toate supernovele devin stele neutronice. Dacă steaua are o masă suficient de mare, atunci prăbușirea stelei va continua și 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 relativității generale, materia și informația nu pot pleca gaură neagrăîn nici un caz. Cu toate acestea, mecanica cuantică face posibile excepții de la această regulă.

Rămân o serie de întrebări deschise. Principalul dintre ei: „Există găuri negre?” La urma urmei, pentru a spune cu siguranță că un anumit obiect este o gaură neagră, este necesar să-i observăm orizontul de evenimente. Toate încercările de a face acest lucru s-au încheiat cu un eșec. Dar există încă speranță, deoarece unele obiecte nu pot fi explicate fără a implica acreția și acreția pe un obiect fără o suprafață solidă, dar acest lucru nu dovedește însăși existența găurilor negre.

Întrebările sunt și ele deschise: este posibil ca o stea să se prăbușească direct într-o gaură neagră, ocolind o supernova? Există supernove care mai târziu vor deveni găuri negre? Care este influența exactă a masei inițiale a unei stele asupra formării obiectelor la sfârșitul ciclului său de viață?

Evoluția stelelor este o schimbare a fizicității. caracteristici, interne structuri și chimie compoziția stelelor în timp. Cele mai importante sarcini ale teoriei lui E.Z. - explicarea formării stelelor, modificări ale caracteristicilor lor observabile, studiul conexiunii genetice a diferitelor grupuri de stele, analiza stărilor lor finale.

Întrucât în ​​partea de Univers cunoscută nouă, cca. 98-99% din masa materiei observate este continuta in stele sau a trecut de stadiul stelelor, explicatie de E.Z. yavl. una dintre cele mai importante probleme din astrofizică.

O stea în stare staționară este o minge de gaz, care se află în stare hidrostatică. și echilibrul termic (adică acțiunea forțelor gravitaționale este echilibrată de presiunea internă, iar pierderile de energie datorate radiațiilor sunt compensate de energia eliberată în intestinele stelei, vezi). „Nașterea” unei stele este formarea unui obiect în echilibru hidrostatic, a cărui radiație este susținută de propria sa. surse de energie. „Moartea” unei stele este un dezechilibru ireversibil care duce la distrugerea stelei sau la catastrofa acesteia. comprimare.

Izolarea gravitațională energia poate juca un rol decisiv numai atunci când temperatura din interiorul stelei este insuficientă pentru eliberarea de energie nucleară pentru a compensa pierderile de energie, iar steaua ca întreg sau o parte a ei trebuie să se contracte pentru a menține echilibrul. Eliberarea energiei termice devine importantă numai după ce rezervele de energie nucleară au fost epuizate. T.o., E.z. poate fi reprezentat ca o schimbare consistentă a surselor de energie ale stelelor.

Timpul caracteristic E.z. prea mare pentru ca toată evoluția să fie urmărită direct. Prin urmare, principalul Metoda de cercetare E.Z yavl. construirea de secvențe de modele stelare care descriu modificările interne structuri și chimie compoziția stelelor în timp. Evoluţie. secvențele sunt apoi comparate cu rezultatele observațiilor, de exemplu, cu (G.-R.d.), însumând observațiile un numar mare stele aflate în diferite stadii de evoluţie. Un rol deosebit de important îl joacă în comparație cu G.-R.d. pentru clusterele de stele, deoarece toate stelele dintr-un cluster au aceeași substanță chimică inițială. compoziţie şi formată aproape simultan. Potrivit lui G.-R.d. clustere de diferite vârste, s-a putut stabili direcția E.Z. Evoluție în detaliu. secvențele se calculează prin rezolvarea numerică a unui sistem de ecuații diferențiale care descriu distribuția masei, densității, temperaturii și luminozității pe o stea, la care se adaugă legile eliberării de energie și opacității materiei stelare și ecuații care descriu modificările proprietăților chimice. compoziția stelelor de-a lungul timpului.

Cursul evoluției unei stele depinde în principal de masa sa și de chimia inițială. compoziţie. Rotația stelei și câmpul ei magnetic pot juca un anumit rol, dar nu fundamental. domeniu, însă, rolul acestor factori în E.Z. nu a fost încă suficient cercetat. Chim. Compoziția unei stele depinde de momentul în care s-a format și de poziția sa în galaxie la momentul formării. Stelele din prima generație s-au format din materie, a cărei compoziție a fost determinată de cosmologie. conditii. Aparent, conținea aproximativ 70% în masă hidrogen, 30% heliu și un amestec nesemnificativ de deuteriu și litiu. În timpul evoluției stelelor din prima generație s-au format elemente grele (în urma heliului), care au fost ejectate în spațiul interstelar ca urmare a ieșirii de materie din stele sau în timpul exploziilor stelare. Stelele din generațiile următoare s-au format din materie care conține până la 3-4% (din masă) elemente grele.

Cel mai direct indiciu că formarea stelelor în Galaxie este încă în desfășurare este fenomenul. existența unui spectru masiv de stele strălucitoare. clasele O și B, a căror durată de viață nu poate depăși ~ 10 7 ani. Rata de formare a stelelor în timpurile moderne. epoca este estimată la 5 pe an.

2. Formarea stelelor, stadiul de compresie gravitațională

Conform celui mai comun punct de vedere, stelele se formează ca urmare a forțelor gravitaționale. condensarea materiei în mediul interstelar. Împărțirea necesară a mediului interstelar în două faze - nori reci denși și un mediu rarefiat cu o temperatură mai mare - poate avea loc sub influența instabilității termice Rayleigh-Taylor în câmpul magnetic interstelar. camp. Complexe gaz-praf cu masă , dimensiunea caracteristică (10-100) buc și concentrația de particule n~10 2 cm -3 . sunt de fapt observate datorită emisiei lor de unde radio. Comprimarea (prăbușirea) unor astfel de nori necesită anumite condiții: gravitația. particulele norului trebuie să depășească suma energiei mișcării termice a particulelor, a energiei de rotație a norului în ansamblu și a câmpului magnetic. energia norului (criteriul Jeans). Dacă se ia în considerare doar energia mișcării termice, atunci, exact la un factor de ordinul unității, criteriul Jeans se scrie sub forma: align="absmiddle" width="205" height="20">, unde este masa norului, T- temperatura gazului in K, n- numărul de particule la 1 cm3. Cu modern tipic norii interstelari temperatura K nu pot prăbuși decât norii cu o masă nu mai mică de . Criteriul Jeans indică faptul că pentru formarea stelelor din spectrul de masă efectiv observat, concentrația de particule în norii care se prăbușesc trebuie să atingă (10 3 -10 6) cm -3, adică. De 10-1000 de ori mai mare decât cea observată în norii tipici. Cu toate acestea, astfel de concentrații de particule pot fi atinse în adâncurile norilor care au început deja să se prăbușească. De aici rezultă că se întâmplă printr-un proces secvenţial, desfăşurat în mai multe etape. etape, fragmentarea norilor masivi. Această imagine explică în mod natural nașterea stelelor în grupuri - clustere. În același timp, întrebările legate de echilibrul termic din nor, câmpul de viteză din acesta și mecanismul care determină spectrul de masă al fragmentelor rămân încă neclare.

Obiectele cu masă stelar prăbușită sunt numite protostaruri. Prăbușirea unei protostele simetrice sferice care nu se rotește fără câmp magnetic. câmpurile include mai multe. etape. În momentul inițial de timp, norul este omogen și izoterm. Este transparent pentru el. radiații, astfel că prăbușirea vine cu pierderi volumetrice de energie, Ch. arr. din cauza Radiație termala praf, tăietura își transmite cinetica. energia unei particule de gaz. Într-un nor omogen nu există gradient de presiune și compresia începe în cădere liberă cu un timp caracteristic, unde G- , - densitatea norilor. Odată cu începutul compresiei, apare o undă de rarefacție, care se deplasează spre centru cu viteza sunetului și de atunci colapsul are loc mai repede acolo unde densitatea este mai mare, protostea este împărțită într-un miez compact și o înveliș extins, în care materia este distribuită conform legii. Când concentrația de particule în miez ajunge la ~ 10 11 cm -3, acesta devine opac la radiația IR a boabelor de praf. Energia eliberată în miez se scurge încet la suprafață datorită conducției termice radiative. Temperatura începe să crească aproape adiabatic, aceasta duce la o creștere a presiunii, iar miezul devine hidrostatic. echilibru. Cochilia continuă să cadă pe miez și apare la periferia sa. Parametrii miezului în acest moment depind slab de masa totală a protostelei: K. Pe măsură ce masa miezului crește din cauza acreției, temperatura acestuia se schimbă aproape adiabatic până ajunge la 2000 K, când începe disocierea moleculelor de H 2 . Ca urmare a consumului de energie pentru disociere, și nu o creștere a cineticii. energia particulelor, valoarea indicelui adiabatic devine mai mică de 4/3, modificările de presiune nu sunt capabile să compenseze forțele gravitaționale și miezul se prăbușește din nou (vezi). Se formează un nou nucleu cu parametri, înconjurat de un front de șoc, pe care se adună rămășițele primului nucleu. O rearanjare similară a nucleului are loc cu hidrogenul.

Creșterea ulterioară a miezului în detrimentul materiei învelișului continuă până când toată materia cade pe stele sau este împrăștiată sub influența sau, dacă miezul este suficient de masiv (vezi). Protostele cu un timp caracteristic al materiei învelișului t a >t kn, prin urmare luminozitatea lor este determinată de eliberarea de energie a nucleelor ​​care se prăbușesc.

O stea, formată dintr-un miez și o anvelopă, este observată ca sursă IR datorită prelucrării radiațiilor din anvelopă (praful anvelopei, absorbind fotonii radiațiilor UV din miez, emite în domeniul IR). Când coaja devine optic subțire, protostea începe să fie observată ca un obiect obișnuit de natură stelară. Cele mai masive stele își păstrează învelișul până când arderea termonucleară a hidrogenului începe în centrul stelei. Presiunea radiației limitează masa stelelor la probabil . Chiar dacă se formează stele mai masive, ele se dovedesc a fi instabile din punct de vedere pulsațional și își pot pierde puterea. o parte a masei în stadiul de ardere a hidrogenului în miez. Durata etapei de prăbușire și împrăștiere a învelișului protostelar este de aceeași ordine cu timpul de cădere liberă pentru norul părinte, i.e. 10 5 -10 6 ani. Iluminate de miez, aglomerări de materie întunecată din rămășițele cochiliei, accelerate de vântul stelar, sunt identificate cu obiectele Herbig-Haro (aglomerări stelare cu spectru de emisie). Stelele cu masă mică, atunci când devin vizibile, se află în regiunea G.-R.D. ocupată de stele T Tauri (pitici), altele mai masive sunt în regiunea în care se află stelele cu emisie Herbig (clase spectrale timpurii neregulate cu linii de emisie în spectre). ).

Evoluţie. urme de miezuri de protostele cu masă constantă în stadiul hidrostatic. compresiile sunt prezentate în fig. 1. Pentru stele de masă mică, în momentul în care se stabilește hidrostatic. echilibru, condițiile din nuclee sunt astfel încât energia le este transferată. Calculele arată că temperatura suprafeței unei stele complet convective este aproape constantă. Raza stelei este în continuă scădere, deoarece ea continuă să se micșoreze. Cu o temperatură constantă la suprafață și o rază în scădere, luminozitatea stelei ar trebui să cadă și pe G.-R.D. Acest stadiu de evoluție corespunde secțiunilor verticale ale pistelor.

Pe măsură ce compresia continuă, temperatura din interiorul stelei crește, materia devine mai transparentă, iar stelele cu align="absmiddle" width="90" height="17"> au miez radiant, dar învelișurile rămân convective. Stelele mai puțin masive rămân complet convective. Luminozitatea lor este controlată de un strat radiant subțire din fotosferă. Cu cât steaua este mai masivă și cu cât temperatura ei efectivă este mai mare, cu atât miezul radiativ este mai mare (în stele cu align="absmiddle" width="74" height="17"> nucleul radiativ apare imediat). În cele din urmă, aproape întreaga stea (cu excepția zonei convective de suprafață pentru stelele cu masă) intră într-o stare de echilibru radiativ, în care toată energia eliberată în miez este transferată prin radiație.

3. Evolutie bazata pe reactii nucleare

La o temperatură în nuclee de ~ 10 6 K, încep primele reacții nucleare - se arde deuteriu, litiu, bor. Cantitatea primară a acestor elemente este atât de mică încât arderea lor practic nu rezistă la compresie. Compresia se oprește atunci când temperatura din centrul stelei atinge ~ 10 6 K și hidrogenul se aprinde, deoarece Energia eliberată în timpul arderii termonucleare a hidrogenului este suficientă pentru a compensa pierderile de radiație (vezi). Stele omogene, în miezurile cărora arde hidrogenul, se formează pe G.-R.D. secvența principală inițială (IMS). Stelele masive ajung în NGP mai repede decât stelele cu masă mică, deoarece rata lor de pierdere de energie pe unitatea de masă și, prin urmare, rata de evoluție, este mai mare decât cea a stelelor cu masă mică. De când a intrat în NGP E.z. are loc pe baza arderii nucleare, ale cărei etape principale sunt rezumate în tabel. Arderea nucleară poate avea loc înainte de formarea elementelor grupului de fier, care au cea mai mare energie de legare dintre toate nucleele. Evoluţie. urme de vedete pe G.-R.D. sunt prezentate în Fig. 2. Evoluția valorilor centrale ale temperaturii și densității stelelor este prezentată în Fig. 3. La K principal. sursa de energie yavl. reacția ciclului hidrogenului, în general T- reacții ale ciclului carbon-azot (CNO) (vezi). Un efect secundar al ciclului CNO este. stabilirea concentraţiilor de echilibru ale nuclizilor 14 N, 12 C, 13 C - 95%, 4% şi respectiv 1% în greutate. Predominanța azotului în straturile în care s-a produs arderea hidrogenului este confirmată de rezultatele observațiilor, în care aceste straturi apar la suprafață ca urmare a pierderii energiei externe. straturi. În stelele în centrul cărora se realizează ciclul CNO ( align="absmiddle" width="74" height="17">), apare un nucleu convectiv. Motivul pentru aceasta este dependența foarte puternică a eliberării de energie de temperatură: . Fluxul de energie radiantă ~ T 4(vezi), prin urmare, nu poate transfera toată energia eliberată și trebuie să aibă loc convecția, care este mai eficientă decât transferul radiativ. În cele mai masive stele, mai mult de 50% din masa stelară este acoperită de convecție. Importanța nucleului convectiv pentru evoluție este determinată de faptul că combustibilul nuclear este epuizat uniform într-o regiune mult mai mare decât regiunea de ardere efectivă, în timp ce la stelele fără miez convectiv acesta arde inițial doar într-o mică vecinătate a centrului. , unde temperatura este destul de ridicată. Timpul de ardere a hidrogenului variază de la ~ 10 10 ani pentru până la ani pentru . Timpul tuturor etapelor ulterioare ale arderii nucleare nu depășește 10% din timpul arderii hidrogenului, prin urmare stelele în stadiul de ardere a hidrogenului se formează pe G.-R.D. regiune dens populată - (GP). În stelele cu o temperatură în centru care nu atinge niciodată valorile necesare arderii hidrogenului, ele se micșorează la infinit, transformându-se în pitici „negri”. Epuizarea hidrogenului duce la o creștere a mediei. greutatea moleculară a substanței de bază și, prin urmare, pentru a menține hidrostatică. echilibru, presiunea din centru trebuie să crească, ceea ce presupune o creștere a temperaturii în centru și a gradientului de temperatură de-a lungul stelei și, în consecință, a luminozității. O creștere a luminozității rezultă și din scăderea opacității materiei odată cu creșterea temperaturii. Miezul se contractă pentru a menține condițiile de eliberare a energiei nucleare cu o scădere a conținutului de hidrogen, iar carcasa se extinde datorită necesității de a transfera fluxul de energie crescut din miez. Pe G.-R.d. steaua se deplasează în dreapta NGP. O scădere a opacității duce la moartea nucleelor ​​convective în toate stelele, cu excepția celor mai masive. Rata de evoluție a stelelor masive este cea mai mare și sunt primele care părăsesc MS. Durata de viață pe MS este pentru stele cu cca. 10 milioane de ani, de la cca. 70 de milioane de ani, iar de la cca. 10 miliarde de ani.

Când conținutul de hidrogen din miez scade la 1%, expansiunea învelișurilor stelelor cu align="absmiddle" width="66" height="17"> este înlocuită cu o contracție generală a stelei necesară pentru a menține eliberarea de energie. . Comprimarea carcasei determină încălzirea hidrogenului în stratul adiacent miezului de heliu la temperatura arderii sale termonucleare și apare o sursă de eliberare a stratului de energie. În stelele cu masă , în care aceasta depinde mai puțin de temperatură și regiunea de eliberare a energiei nu este atât de puternic concentrată spre centru, nu există o etapă de compresie generală.

E.z. după arderea hidrogenului depinde de masa lor. Cel mai important factor, influențând cursul evoluției stelelor cu masă , yavl. degenerarea gazului de electroni la densități mari. Datorită densității mari, numărul de stări cuantice cu energie scăzută este limitat datorită principiului Pauli și electronii umplu nivelurile cuantice cu energie mare, depășind semnificativ energia mișcării lor termice. Cea mai importantă caracteristică a unui gaz degenerat este presiunea acestuia p depinde numai de densitate: pentru degenerescenta non-relativista si pentru degenerescenta relativista. Presiunea gazului a electronilor este mult mai mare decât presiunea ionilor. Aceasta urmează ceea ce este fundamental pentru E.Z. concluzie: deoarece forța gravitațională care acționează asupra unei unități de volum a unui gaz relativ degenerat depinde de densitate în același mod ca și gradientul de presiune, trebuie să existe o masă limită (vezi), astfel încât la align="absmiddle" width="66 " înălțime ="15"> presiunea electronilor nu poate contracara gravitația și începe compresia. Limitați greutatea align="absmiddle" width="139" height="17">. Limita regiunii în care gazul de electroni este degenerat este prezentată în Fig. 3. În stelele cu masă mică, degenerescența joacă deja un rol vizibil în procesul de formare a nucleelor ​​de heliu.

Al doilea factor care determină E.z. în etapele ulterioare, acestea sunt pierderi de energie neutrino. În adâncul stelelor T~10 8 K principal. un rol în naștere îl au: procesul fotoneutrino, dezintegrarea cuantelor de oscilație a plasmei (plasmonii) în perechi neutrino-antineutrino (), anihilarea perechilor electron-pozitroni () și (vezi). Cea mai importantă caracteristică a neutrinilor este că materia stelei este aproape transparentă pentru ei, iar neutrinii transportă în mod liber energia departe de stea.

Miezul de heliu, în care încă nu au apărut condițiile pentru arderea heliului, este comprimat. Temperatura din sursa stratificată adiacentă miezului crește, iar viteza de ardere a hidrogenului crește. Necesitatea de a transfera un flux de energie crescut duce la extinderea carcasei, pentru care o parte din energie este irosită. Întrucât luminozitatea stelei nu se modifică, temperatura suprafeței sale scade, iar pe G.-R.D. steaua se deplasează în regiunea ocupată de giganți roșii.Timpul de restructurare al stelei este cu două ordine de mărime mai mic decât timpul necesar pentru arderea hidrogenului în miez, așa că există puține stele între banda MS și regiunea supergiganților roșii. . Odată cu scăderea temperaturii cochiliei, transparența acesteia crește, drept urmare apare un aspect exterior. zona convectivă și luminozitatea stelei crește.

Îndepărtarea energiei din miez prin conductibilitatea termică a electronilor degenerați și pierderile de neutrini în stele întârzie momentul arderii heliului. Temperatura începe să crească vizibil doar atunci când miezul devine aproape izoterm. Arderea a 4 El determină E.Z. din momentul în care eliberarea de energie depăşeşte pierderea de energie prin conductivitate termică şi radiaţie neutrină. Aceeași condiție se aplică arderii tuturor tipurilor ulterioare de combustibil nuclear.

O caracteristică remarcabilă a nucleelor ​​stelare formate din gaz degenerat, răcit de neutrini, este „convergența” - convergența pistelor, care caracterizează relația dintre densitate și temperatură. Tcîn centrul stelei (Fig. 3). Viteza de eliberare a energiei în timpul comprimării miezului este determinată de rata de adăugare a materiei la acesta printr-o sursă de strat și depinde numai de masa miezului pentru un anumit tip de combustibil. Un echilibru de intrare și ieșire de energie trebuie menținut în miez, prin urmare aceeași distribuție a temperaturii și a densității se stabilește în nucleele stelelor. În momentul în care 4 He se aprinde, masa nucleului depinde de conținutul de elemente grele. În nucleele de gaz degenerat, arderea lui 4 El are caracterul unei explozii termice, deoarece energia eliberată în timpul arderii crește energia mișcării termice a electronilor, dar presiunea rămâne aproape neschimbată odată cu creșterea temperaturii până când energie termală electronii nu este egal cu energia gazului degenerat al electronilor. Apoi degenerarea este îndepărtată și miezul se extinde rapid - are loc o fulgerare de heliu. Ecranele de heliu sunt probabil însoțite de pierderea materiei stelare. În , unde stelele masive au terminat de mult evoluția și giganții roșii au mase, stelele aflate în stadiul de ardere a heliului se află pe ramura orizontală a G.-R.D.

În nucleele de heliu ale stelelor cu align="absmiddle" width="90" height="17"> gazul nu este degenerat, 4 El se aprinde în liniște, dar nucleele se extind și datorită creșterii Tc. În cele mai masive stele, arderea lui 4 He are loc chiar și atunci când sunt active. supergiganți albaștri. Expansiunea miezului duce la o scădere Tîn regiunea sursei stratului de hidrogen, iar luminozitatea stelei după izbucnirea heliului scade. Pentru a menține echilibrul termic, coaja se contractă, iar steaua părăsește regiunea supergiganților roșii. Când 4 He din miez este epuizat, compresia miezului și expansiunea cochiliei reîncep, steaua devine din nou o supergigantă roșie. Se formează o sursă de ardere stratificată de 4 He, care domină eliberarea de energie. Extern apare din nou. zona convectiva. Pe măsură ce heliul și hidrogenul se ard, grosimea surselor de strat scade. Un strat subțire de ardere a heliului se dovedește a fi instabil din punct de vedere termic, deoarece cu o sensibilitate foarte puternică a eliberării energiei la temperatură (), conductivitatea termică a substanței este insuficientă pentru a stinge perturbările termice din stratul de ardere. În timpul focarelor termice, în strat are loc convecția. Dacă pătrunde în straturi bogate în hidrogen, atunci ca urmare a unui proces lent ( s-procesează, vezi) elementele sunt sintetizate cu mase atomice de la 22 Ne la 209 B.

Presiunea radiațiilor asupra prafului și a moleculelor formate în învelișurile reci și extinse ale supergiganților roșii duce la pierderea continuă de materie cu o rată de până la un an. Pierderea continuă de masă poate fi completată cu pierderi cauzate de instabilitatea arderii stratului sau de pulsații, care pot duce la eliberarea unuia sau mai multor. scoici. Când cantitatea de substanță deasupra miezului de carbon-oxigen devine mai mică decât o anumită limită, carcasa este forțată să se comprima pentru a menține temperatura în straturile de ardere până când compresia este capabilă să mențină arderea; stea pe G.-R.D. se deplasează aproape orizontal spre stânga. În această etapă, instabilitatea straturilor de ardere poate duce și la extinderea carcasei și la pierderea de materie. În timp ce steaua este suficient de fierbinte, este observată ca un nucleu cu unul sau mai multe. scoici. Când sursele de strat se deplasează spre suprafața stelei atât de mult încât temperatura din ele devine mai mică decât cea necesară arderii nucleare, steaua se răcește, transformându-se într-o pitică albă cu , radiind din cauza consumului de energie termică a componentei ionice a materia sa. Timpul caracteristic de răcire al piticelor albe este de ~ 10 9 ani. Limita inferioară a maselor de stele singure care se transformă în pitice albe este neclară, este estimată la 3-6. În stele c, gazul de electroni degenerează în stadiul de creștere a nucleelor ​​stelare carbon-oxigen (C,O-). Ca și în nucleele de heliu ale stelelor, din cauza pierderilor de energie neutrină, are loc o „convergență” a condițiilor în centru și în momentul arderii carbonului în nucleul C,O. Arderea a 12 C în astfel de condiții are cel mai probabil natura unei explozii și duce la distrugerea completă a stelei. Distrugerea completă poate să nu aibă loc dacă . O astfel de densitate este realizabilă atunci când rata de creștere a miezului este determinată de acumularea de materie satelit într-un sistem binar apropiat.

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 faraonii egipteni le puteau vedea, dar 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 istoriceîn 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 stelară, care se încheie inevitabil cu îmbătrânirea corpului ceresc și moartea acestuia.

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 oferă o perspectivă asupra proces dificil fuziunea nucleară, datorită căreia există o stea, care emite căldură și dă 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. Viteza de evoluție a obiectelor este influențată de compoziția lor chimică și, într-o oarecare măsură, de parametrii astrofizici existenți - viteza de rotație și starea câmpului magnetic. Nu se poate vorbi exact 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 forțelor gravitaționale externe și interne, este comprimat 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 doar 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 compus în proporție de 75% din hidrogen molecular, 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

Deși unele reacții de fuziune au început la mai mult temperaturi 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 formă nouă reproducerea energiei stelare – nucleară. Energia cinetică eliberată în timpul comprimării unui obiect dispare 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 parte importantă evoluția 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 durata lor scurtă ciclu 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 lua 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, iar reacțiile termonucleare se deplasează la 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 influența temperaturii ridicate, crește doar rata de fisiune a heliului, care este însoțită de o reacție explozivă. În astfel de momente putem observa un fulger 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 izotermic 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 tranziția existenței lor. Etapa finală a evoluției stelare 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 reacțiile nucleare pe termen lung, poate explica apariția gazului de electroni degenerați, neutronizarea și anihilarea ulterioară a acestuia. 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. Există o pierdere constantă de masă, densitatea spațiului interstelar scade într-o parte a spațiului 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.

In cele din urma

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 construcții 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, fizică cuantică si termodinamica. În studiul acestei probleme ar trebui inclusă teoria probabilității relative, care permite curbura spațiului, permițând transformarea unei energii în alta, a unei stări în alta.

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 opac de praf molecular (gaz-praf) care este observat pe fundal nori strălucitori gaz și praf sub formă de formațiune rotundă întunecată. 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 ​​norii convenționali de gaz și praf cel mai dens, 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 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 cărui parte ulterioară 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 unul tânăr, ale cărui caracteristici fizice depind de masa și compoziția chimică inițială.

Principala sursă de energie pentru o stea în curs de dezvoltare este aparent energia eliberată în timpul compresiei gravitaționale. Această ipoteză rezultă din teorema virială: în sistem staționar suma energiei potenţiale E p toți membrii sistemului și energie cinetică dublă 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 este atinsă 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 lui. 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 internăȘi . 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, piticii reci se află în etapa de secvență principală de-a lungul existenței Galaxiei. 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 rezultat al încălzirii cauzate de compresia gravitațională a miezului de heliu, hidrogenul „se aprinde” și eliberarea de energie începe în 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 A -proces: din trei A -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 eliberare de energie explozivă - o erupție de heliu, care pentru o anumită stea poate fi repetată 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 ale sistemului 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! Accelerația gravitațională pe suprafață 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 maxima electronii din gaz este comparabil cu viteza luminii, gazul degenerat devine relativist, iar 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 de stele din Galaxie.

În fig. 15 prezintă o fotografie a lui Sirius - cea mai strălucitoare stea de pe cer (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 al fluxului luminos pe elementele opticei 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 cu litera B. Mărimea aparentă a lui Sirius este 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 puțin 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 de fier ( Fe ) 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 ( Fe ), 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 chiar în centru substanța 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 în prezența unui câmp magnetic ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Oe) duce adesea la efectul observat al pulsației radiației stelare în diferite intervale undele electromagnetice. Am văzut unul dintre acești pulsari în interiorul Nebuloasei Crabului.

Numărul total 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 dimensiunea magnetosferei este de așa natură încât plasma este oprită de câmpul magnetic înainte de a fi capturată de gravitație.

Dacă este o componentă a închiderii sistem dual, apoi are loc o „pompare” a materiei 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 proceselor fizice din interiorul acesteia nu este încă accesibilă 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.