Deși stelele par eterne pe scara timpului uman, ele, ca tot ce este în natură, se nasc, trăiesc și mor. Conform ipotezei norului de gaz-praf general acceptată, o stea se naște ca urmare a comprimării gravitaționale a unui nor de gaz-praf interstelar. Pe măsură ce un astfel de nor se îngroașă, se formează mai întâi protostar, temperatura din centrul său crește constant până când atinge limita necesară pentru ca viteza de mișcare termică a particulelor să depășească pragul după care protonii sunt capabili să depășească forțele macroscopice de repulsie electrostatică reciprocă ( cm. Legea lui Coulomb) și reacționează termo fuziune nucleară (cm. Dezintegrarea nucleară și fuziunea).
Ca rezultat al unei reacții de fuziune termonucleară în mai multe etape, patru protoni formează în cele din urmă un nucleu de heliu (2 protoni + 2 neutroni) și este eliberată o întreagă fântână de diferite particule elementare. În starea finală, masa totală a particulelor formate este Mai puțin masele celor patru protoni originali, ceea ce înseamnă că în timpul reacției, energie gratis (cm. Teoria relativitatii). Din această cauză, miezul intern al stelei nou-născute se încălzește rapid la temperaturi ultra-înalte, iar excesul său de energie începe să se împroșcă spre suprafața sa mai puțin fierbinte - și în afară. În același timp, presiunea din centrul stelei începe să crească ( cm. Ecuația de stare a unui gaz ideal). Astfel, prin „arderea” hidrogenului în procesul unei reacții termonucleare, steaua nu permite forțelor de atracție gravitațională să se comprima într-o stare super-densă, contracarând colapsul gravitațional cu presiunea termică internă continuu reînnoită, rezultând o stare stabilă. echilibru energetic. Se spune că stelele care ard activ hidrogen se află în „faza primară” a ciclului lor de viață sau a evoluției ( cm. diagrama Hertzsprung-Russell). Transformarea unui element chimic în altul în interiorul unei stele se numește fuziune nucleară sau nucleosinteză.
În special, Soarele se află în stadiul activ de ardere a hidrogenului în procesul de nucleosinteză activă de aproximativ 5 miliarde de ani, iar rezervele de hidrogen din miez pentru continuarea lui ar trebui să fie suficiente pentru lumina noastră pentru încă 5,5 miliarde de ani. Cu cât steaua este mai masivă, cu atât este mai mare cantitatea de hidrogen pe care o are, dar pentru a contracara forțele de colaps gravitațional trebuie să ardă hidrogenul la o intensitate care depășește rata de creștere a rezervelor de hidrogen pe măsură ce masa stelei crește. Astfel, cu cât steaua este mai masivă, cu atât durata sa de viață este mai scurtă, determinată de epuizarea rezervelor de hidrogen, iar cele mai mari stele se ard literalmente în „unele” zeci de milioane de ani. Cele mai mici stele, pe de altă parte, trăiesc confortabil sute de miliarde de ani. Deci, la această scară, Soarele nostru aparține „clasei de mijloc puternice”.
Totuși, mai devreme sau mai târziu, orice stea va consuma tot hidrogenul potrivit pentru ardere în cuptorul său termonuclear. Ce urmeaza? Depinde și de masa stelei. Soarele (și toate stelele care nu își depășesc masa de mai mult de opt ori) îmi termină viața într-un mod foarte banal. Pe măsură ce rezervele de hidrogen din intestinele stelei se epuizează, forțele de compresie gravitațională, care au așteptat cu răbdare această oră încă din momentul nașterii stelei, încep să câștige avantajul - și sub influența lor. steaua începe să se micșoreze și să devină mai densă. Acest proces are un dublu efect: temperatura din straturile imediat din jurul miezului stelei crește la un nivel la care hidrogenul conținut acolo suferă în cele din urmă fuziune termonucleară pentru a forma heliu. În același timp, temperatura din miez însuși, constând acum aproape în întregime din heliu, crește atât de mult încât heliul însuși este un fel de „cenuşă” a degradarii. reacție primară nucleosinteză - intră într-o nouă reacție de fuziune termonucleară: trei nuclee de heliu formează un nucleu de carbon. Acest proces de reacție secundară de fuziune termonucleară, pentru care produsele reacției primare servesc drept combustibil, este unul dintre puncte cheie ciclul de viață al stelelor.
În timpul arderii secundare a heliului în miezul stelei, este eliberată atât de multă energie încât steaua începe să se umfle. În special, învelișul Soarelui în această etapă a vieții se va extinde dincolo de orbita lui Venus. În acest caz, energia totală a radiației stelei rămâne aproximativ la același nivel ca în timpul fazei principale a vieții sale, dar deoarece această energie este acum emisă printr-o suprafață mult mai mare, stratul exterior al stelei se răcește până la partea roșie a spectrului. Steaua se transformă în gigantul rosu.
Pentru stelele din clasa solară, după ce combustibilul care alimentează reacția de nucleosinteză secundară a fost epuizat, etapa colapsului gravitațional începe din nou - de data aceasta finală. Temperatura din interiorul miezului nu mai este capabilă să crească la nivelul necesar pentru a iniția următorul nivel de reacție termonucleară. Prin urmare, steaua se contractă până când forțele de atracție gravitațională sunt echilibrate de următoarea barieră de forță. Rolul lui este jucat de presiunea degenerată a gazului electronic(cm. limita Chandrasekhar). Electronii, care până în această etapă au jucat rolul de figuranți șomeri în evoluția stelei, neparticipând la reacțiile de fuziune nucleară și mișcându-se liber între nuclee în procesul de fuziune, la o anumită etapă de compresie se găsesc privați de „spațiu vital”. și începe să „reziste” la comprimarea gravitațională suplimentară a stelei. Starea stelei se stabilizează și se transformă într-un degenerat pitic alb, care va radia căldură reziduală în spațiu până se răcește complet.
Stelele mai masive decât Soarele se confruntă cu un sfârșit mult mai spectaculos. După arderea heliului, masa lor în timpul compresiei se dovedește a fi suficientă pentru a încălzi miezul și învelișul la temperaturile necesare pentru a lansa următoarele reacții de nucleosinteză - carbon, apoi siliciu, magneziu - și așa mai departe, pe măsură ce masele nucleare cresc. Mai mult, odată cu începerea fiecărei noi reacții în miezul stelei, cea anterioară continuă în învelișul ei. De fapt, totul elemente chimice până la fierul care alcătuiește Universul s-au format tocmai ca urmare a nucleosintezei în adâncurile stelelor muribunde de acest tip. Dar fierul este limita; nu poate servi drept combustibil pentru fuziunea nucleară sau reacțiile de descompunere la orice temperatură sau presiune, deoarece atât degradarea sa, cât și adăugarea de nucleoni suplimentari necesită un aflux de energie externă. Ca rezultat, o stea masivă acumulează treptat un miez de fier în interiorul ei, care nu mai poate servi drept combustibil pentru mai departe reactii nucleare.
Odată ce temperatura și presiunea din interiorul nucleului ating un anumit nivel, electronii încep să interacționeze cu protonii nucleelor de fier, rezultând formarea de neutroni. Și într-o perioadă foarte scurtă de timp - unii teoreticieni cred că acest lucru durează câteva secunde - electronii liberi de-a lungul evoluției anterioare a stelei se dizolvă literalmente în protonii nucleelor de fier, întreaga substanță a nucleului stelei se transformă într-un grămadă solidă de neutroni și începe să se comprima rapid în colaps gravitațional, deoarece presiunea de contracarare a gazului electron degenerat scade la zero. Învelișul exterior al stelei, de sub care toate suporturile sunt eliminate, se prăbușește spre centru. Energia ciocnirii carcasei exterioare prăbușite cu miezul neutronilor este atât de mare încât revine cu o viteză enormă și se împrăștie în toate direcțiile de la miez - iar steaua explodează literalmente într-o fulger orbitoare. supernova stele. În câteva secunde, o explozie de supernovă poate elibera mai multă energie în spațiu decât toate stelele din galaxie reunite în același timp.
După o explozie de supernovă și expansiunea învelișului de stele cu o masă de aproximativ 10-30 de mase solare, colapsul gravitațional în curs duce la formarea unei stele neutronice, a cărei materie este comprimată până când începe să se simtă. presiunea neutronilor degenerați - cu alte cuvinte, acum neutronii (la fel cum au făcut electronii mai devreme) încep să reziste la o comprimare suplimentară, necesitând pentru mine spațiu de locuit. Acest lucru se întâmplă de obicei atunci când steaua atinge o dimensiune de aproximativ 15 km în diametru. Rezultatul este o stea neutronică care se rotește rapid, care emite impulsuri electromagnetice la frecvența de rotație a acesteia; se numesc astfel de stele pulsarii.În cele din urmă, dacă masa nucleului stelei depășește 30 de mase solare, nimic nu poate opri colapsul gravitațional ulterior și o explozie de supernovă are ca rezultat
Nașterea stelelor și a galaxiilor întregi are loc permanent, precum și moartea lor. Dispariția unei stele compensează apariția alteia, așa că ni se pare că aceleași lumini se află în permanență pe cer.
Stelele își datorează nașterea procesului de compresie a norului interstelar, care este afectat de o scădere puternică a presiunii gazului. În funcție de masa gazului comprimat, numărul de stele care se nasc se modifică: dacă este mic, atunci se naște o stea, dacă este mare, atunci este posibilă formarea unui întreg cluster.
Etapele apariției unei stele
Aici este necesar să se distingă două etape principale - compresia rapidă a protostelei și cea lentă. In primul caz trăsătură distinctivă este gravitația: materia protostelei funcționează aproape cădere liberă spre centrul ei. În această etapă, temperatura gazului rămâne neschimbată, durata sa este de aproximativ 100 de mii de ani, iar în acest timp dimensiunea protostelei scade foarte semnificativ.
Și dacă în prima etapă excesul de căldură a plecat în mod constant, atunci protostarul devine mai dens. Îndepărtarea căldurii nu mai are loc la o rată atât de mare; gazul continuă să se comprima și să se încălzească rapid. Comprimarea lentă a protostelei durează și mai mult - mai mult de zece milioane de ani. La atingerea unei temperaturi ultra-înalte (mai mult de un milion de grade), reacțiile termonucleare își fac plăcere, ducând la încetarea compresiei. După care se formează o nouă stea din protostea.
Ciclul de viață al unei stele
Stelele sunt ca organismele vii: se nasc, ating apogeul lor de dezvoltare și apoi mor. Schimbările majore încep atunci când partea centrală a stelei rămâne fără hidrogen. Începe să se ardă deja în coajă, crescându-și treptat dimensiunea, iar steaua se poate transforma într-o gigantă roșie sau chiar într-o supergigantă.
Toate stelele au cicluri de viață complet diferite, totul depinde de masa lor. Cele care cântăresc mai mult trăiesc mai mult și în cele din urmă explodează. Soarele nostru nu este o stea masivă, așa că corpurile cerești de acest tip se confruntă cu un sfârșit diferit: ele dispar treptat și devin o structură densă numită pitică albă.
gigantul rosu
Stelele care și-au epuizat rezerva de hidrogen pot dobândi dimensiuni colosale. Astfel de lumini se numesc giganți roșii. Trăsătura lor distinctivă, pe lângă dimensiunea lor, este atmosfera extinsă și foarte temperatura scazuta suprafete. Cercetările au arătat că nu toate stelele trec prin această etapă de dezvoltare. Doar acele stele cu masă semnificativă devin giganți roșii.
Cei mai frapanți reprezentanți sunt Arcturus și Antare, ale căror straturi vizibile au o temperatură relativ scăzută, iar învelișul descărcat are o întindere considerabilă. În interiorul corpurilor are loc un proces de aprindere a heliului, caracterizat prin absența fluctuații ascuțite luminozitate
pitic alb
Stelele mici ca dimensiune și masă se transformă în pitice albe. Densitatea lor este extrem de mare (de aproximativ un milion de ori mai mare decât densitatea apei), motiv pentru care substanța stelei trece într-o stare numită „gaz degenerat”. În interiorul piticii albe nu se observă reacții termonucleare și doar faptul că se răcește îi dă lumină. Dimensiunea stelei în această stare este extrem de mică. De exemplu, multe pitice albe au dimensiuni similare cu Pământul.
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)
✪ Evoluția stelelor. Evoluția unui gigant albastru în 3 minute
✪ Surdin V.G. Evoluția stelară partea 1
✪ S. A. Lamzin - „Evoluția stelară”
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 masa redusa(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, iar apoi la scăderea acesteia. 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 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 din 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 tipul spectral, 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 acesteia, care la rândul ei este determinată de masa sa. Toate vedetele noi „își iau locul” în secvența principală în funcție de ele compoziție chimică si masa. Desigur, nu vorbim despre mișcarea fizică a stelei - doar despre poziția sa pe diagrama indicată, 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 modelarea computerizată a proceselor 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 stea mărime medie(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 rezultat, conferă suficientă accelerație straturilor exterioare pentru a fi aruncate și transformate într-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 cale posibilă formarea lor, care, de exemplu, este demonstrată de stelele de tehnețiu.
Val de explozie și jeturile de neutrini transportă materia departe de steaua pe moarte [ ] în spațiul 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 decât dimensiunea unui oraș mare - și au densitate 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 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 stelele, după ce trec 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,
Vedetele, ca și oamenii, pot fi nou-născuți, tineri, bătrâni. În fiecare clipă unele stele mor și altele se formează. De obicei, cei mai tineri dintre ei sunt similari cu Soarele. Sunt în stadiul de formare și sunt de fapt protostele. Astronomii le numesc stele T-Taur, după prototipul lor. În ceea ce privește proprietățile lor - de exemplu, luminozitatea - protostelele sunt variabile, deoarece existența lor nu a intrat încă într-o fază stabilă. Multe dintre ele au în jurul lor cantități mari de materie. Curenți puternici de vânt emană din stele de tip T.
Protostele: începutul ciclului lor de viață
Dacă materia cade pe suprafața unei protostele, se arde rapid și se transformă în căldură. În consecință, temperatura protostelelor crește constant. Când se ridică atât de sus încât reacțiile nucleare sunt declanșate în centrul stelei, protostea dobândește statutul de una obișnuită. Odată cu începerea reacțiilor nucleare, steaua are o sursă constantă de energie care își susține viața pentru o lungă perioadă de timp. Cât de lung va fi ciclul de viață al unei stele în Univers depinde de dimensiunea sa inițială. Cu toate acestea, se crede că stelele cu diametrul Soarelui au suficientă energie pentru a exista confortabil timp de aproximativ 10 miliarde de ani. În ciuda acestui fapt, se întâmplă, de asemenea, că și mai multe stele masive trăiesc doar câteva milioane de ani. Acest lucru se datorează faptului că își ard combustibilul mult mai repede.
Stele de dimensiuni normale
Fiecare dintre stele este un pâlc de gaz fierbinte. În adâncul lor, procesul de generare a energiei nucleare are loc în mod constant. Cu toate acestea, nu toate stelele sunt ca Soarele. Una dintre principalele diferențe este culoarea. Stelele nu sunt doar galbene, ci și albăstrui și roșiatici.
Luminozitate și luminozitate
De asemenea, diferă prin caracteristici precum strălucirea și luminozitatea. Cât de strălucitoare va fi o stea observată de pe suprafața Pământului depinde nu numai de luminozitatea sa, ci și de distanța de la planeta noastră. Având în vedere distanța lor de Pământ, stelele pot avea luminozități complet diferite. Acest indicator variază de la o zece miimi din strălucirea Soarelui până la o luminozitate comparabilă cu mai mult de un milion de sori.
Majoritatea stelelor se află la capătul inferior al acestui spectru, fiind slabe. În multe privințe, Soarele este o stea medie, tipică. Cu toate acestea, în comparație cu altele, are o luminozitate mult mai mare. Un număr mare de stele slabe pot fi observate chiar și cu ochiul liber. Motivul pentru care stelele variază în luminozitate se datorează masei lor. Culoarea, strălucirea și modificarea luminozității în timp sunt determinate de cantitatea de substanță.
Încercările de a explica ciclul de viață al stelelor
Oamenii au încercat de mult să urmărească viața stelelor, dar primele încercări ale oamenilor de știință au fost destul de timide. Primul progres a fost aplicarea legii lui Lane la ipoteza Helmholtz-Kelvin a contracției gravitaționale. Acest lucru a adus o nouă înțelegere astronomiei: teoretic, temperatura unei stele ar trebui să crească (indicatorul acesteia este invers proporțional cu raza stelei) până când o creștere a densității încetinește procesele de compresie. Atunci consumul de energie va fi mai mare decât venitul său. În acest moment, steaua va începe să se răcească rapid.
Ipoteze despre viața stelelor
Una dintre ipotezele originale despre ciclul de viață al unei stele a fost propusă de astronomul Norman Lockyer. El credea că stelele apar din materia meteorică. Mai mult, prevederile ipotezei sale s-au bazat nu numai pe concluziile teoretice disponibile în astronomie, ci și pe date din analiza spectrală a stelelor. Lockyer era convins că elementele chimice care participă la evoluția corpurilor cerești constau în particule elementare- „protoelemente”. Spre deosebire de neutronii, protonii și electronii moderni, aceștia nu au un caracter general, ci individual. De exemplu, conform lui Lockyer, hidrogenul se descompune în ceea ce se numește „protohidrogen”; fierul devine „proto-fier”. Alți astronomi au încercat, de asemenea, să descrie ciclul de viață al unei stele, de exemplu, James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.
Stele gigantice și stele pitice
Stele dimensiuni mari sunt cele mai fierbinți și mai strălucitoare. De obicei, au aspect alb sau albăstrui. În ciuda faptului că au dimensiuni gigantice, combustibilul din interiorul lor arde atât de repede încât sunt lipsiți de el în doar câteva milioane de ani.
Stele dimensiuni mici, spre deosebire de cele gigantice, de obicei nu sunt atât de strălucitoare. Au culoarea roșie și trăiesc suficient de mult timp - miliarde de ani. Dar printre stelele strălucitoare de pe cer sunt și roșii și portocalii. Un exemplu este steaua Aldebaran - așa-numitul „ochi al taurului”, situat în constelația Taur; și, de asemenea, în constelația Scorpion. De ce sunt aceste stele cool capabile să concureze în luminozitate cu stelele fierbinți precum Sirius?
Acest lucru se datorează faptului că odată s-au extins foarte mult, iar diametrul lor a început să depășească stelele roșii uriașe (supergiganți). Suprafața imensă permite acestor stele să emită cu un ordin de mărime mai multă energie decât Soarele. Acest lucru se întâmplă în ciuda faptului că temperatura lor este mult mai scăzută. De exemplu, diametrul Betelgeuse, situat în constelația Orion, este de câteva sute de ori mai mare decât diametrul Soarelui. Iar diametrul stelelor roșii obișnuite nu este de obicei nici măcar o zecime din dimensiunea Soarelui. Astfel de stele se numesc pitici. Aceste tipuri de cicluri de viață ale stelelor pot trece prin fiecare corp ceresc- aceeași stea în diferite etape ale vieții sale poate fi atât o gigantă roșie, cât și o pitică.
De regulă, corpurile de iluminat precum Soarele își susțin existența datorită hidrogenului găsit în interior. Se transformă în heliu în interiorul nucleului nuclear al stelei. Soarele are o cantitate uriașă de combustibil, dar chiar și acesta nu este infinit - în ultimii cinci miliarde de ani, jumătate din aprovizionare a fost epuizată.
Viața stelelor. Ciclul de viață al stelelor
Odată ce cantitatea de hidrogen din interiorul unei stele este epuizată, apar schimbări majore. Hidrogenul rămas începe să ardă nu în interiorul miezului său, ci la suprafață. În același timp, durata de viață a unei stele este din ce în ce mai scurtată. În această perioadă, ciclul stelelor, cel puțin majoritatea, intră în stadiul de gigant roșie. Dimensiunea stelei devine mai mare, iar temperatura ei, dimpotrivă, scade. Așa apar majoritatea giganților roșii și supergiganților. Acest proces face parte din succesiune generală schimbări care au loc în stele, pe care oamenii de știință le numesc evoluție stelară. Ciclul de viață al unei stele include toate etapele sale: în cele din urmă, toate stelele îmbătrânesc și mor, iar durata existenței lor este direct determinată de cantitatea de combustibil. Marile vedete își încheie viața cu o explozie uriașă, spectaculoasă. Cei mai modesti, dimpotrivă, mor, micșorându-se treptat la dimensiunea piticelor albe. Apoi pur și simplu dispar.
Cât timp trăiește steaua medie? Ciclu de viață o stea poate dura de la mai puțin de 1,5 milioane de ani până la 1 miliard de ani sau mai mult. Toate acestea, după cum s-a spus, depind de compoziția și dimensiunea sa. Stele precum Soarele trăiesc între 10 și 16 miliarde de ani. Stelele foarte strălucitoare, precum Sirius, au o viață relativ scurtă - doar câteva sute de milioane de ani. Diagrama ciclului de viață a stelei include următoarele etape. Acesta este un nor molecular - colapsul gravitațional al norului - nașterea unei supernove - evoluția unei protostele - sfârșitul fazei protostelare. Urmați apoi etapele: începutul etapei de stea tânără - mijlocul vieții - maturitate - stadiul de gigantă roșie - nebuloasă planetară- stadiul de pitică albă. Ultimele două faze sunt caracteristice stelelor mici.
Natura nebuloaselor planetare
Așadar, ne-am uitat pe scurt la ciclul de viață al unei stele. Dar ce este Transformarea dintr-o gigantă roșie uriașă într-o pitică albă, uneori stelele își pierd straturile exterioare, iar apoi miezul stelei devine expus. Carcasa de gaz începe să strălucească sub influența energiei emise de stea. Această etapă și-a primit numele datorită faptului că bulele de gaz luminoase din această carcasă arată adesea ca niște discuri în jurul planetelor. Dar, în realitate, nu au nimic de-a face cu planetele. Ciclul de viață al stelelor pentru copii poate să nu includă toate detaliile științifice. Se pot descrie doar principalele faze ale evoluției corpurilor cerești.
Grupuri de stele
Astronomilor le place să exploreze. Există o ipoteză că toți luminarii se nasc în grupuri, și nu individual. Deoarece stelele aparținând aceluiași cluster au proprietăți similare, diferențele dintre ele sunt adevărate și nu se datorează distanței până la Pământ. Indiferent de schimbările care au loc în aceste stele, ele își au originea în același timp și în condiții egale. În special, multe cunoștințe pot fi obținute prin studierea dependenței proprietăților lor de masă. La urma urmei, vârsta stelelor din clustere și distanța lor față de Pământ sunt aproximativ egale, așa că diferă doar în acest indicator. Clusterele vor fi de interes nu numai pentru astronomii profesioniști - fiecare amator va fi bucuros să le facă poza frumoasa, admira-i exclusiv vedere frumoasăîn planetariu.
Dacă se acumulează suficientă materie undeva în Univers, aceasta este comprimată într-un bulgăre dens, în care începe o reacție termonucleară. Așa se luminează stelele. Primele au izbucnit în întunericul Universului tânăr cu 13,7 miliarde (13,7 * 10 9) de ani în urmă, iar Soarele nostru - cu doar aproximativ 4,5 miliarde de ani în urmă. Durata de viață a unei stele și procesele care au loc la sfârșitul acestei perioade depind de masa stelei.
În timp ce reacția termonucleară de conversie a hidrogenului în heliu continuă într-o stea, aceasta se află în secvența principală. Timpul petrecut de o stea pe secvența principală depinde de masa sa: cele mai mari și mai grele ajung rapid în stadiul de gigantă roșie și apoi părăsesc secvența principală ca urmare a exploziei unei supernove sau a formării unei pitice albe.
Soarta uriașilor
Cele mai mari și mai masive stele se ard rapid și explodează ca supernove. După o explozie de supernovă, rămâne o stea neutronică sau gaură neagră, iar în jurul lor se află materia ejectată de energia colosală a exploziei, care devine apoi material pentru noi stele. Dintre cei mai apropiați vecini stelari ai noștri, o astfel de soartă ne așteaptă, de exemplu, Betelgeuse, dar este imposibil de calculat când va exploda.
O nebuloasă s-a format ca urmare a ejectării de materie în timpul exploziei unei supernove. În centrul nebuloasei se află o stea neutronică.
O stea neutronică este un fenomen fizic înfricoșător. Miezul unei stele care explodează este comprimat, la fel ca gazul dintr-un motor. combustie interna, doar într-un mod foarte mare și eficient: o minge cu diametrul de sute de mii de kilometri se transformă într-o minge cu diametrul de la 10 la 20 de kilometri. Forța de compresie este atât de puternică încât electronii cad pe nucleele atomice, formând neutroni - de unde și numele.
NASA
Steaua neutronică (viziunea artistului)
Densitatea materiei în timpul unei astfel de compresii crește cu aproximativ 15 ordine de mărime, iar temperatura crește la un incredibil de 10 12 K în centrul stelei neutronice și 1.000.000 K la periferie. O parte din această energie este emisă sub formă de radiații fotonice, în timp ce o parte este transportată de neutrini produși în miezul unei stele neutronice. Dar chiar și datorită răcirii foarte eficiente a neutrinilor, o stea de neutroni se răcește foarte lent: este nevoie de 10 16 sau chiar 10 22 de ani pentru a-și epuiza complet energia. Este greu de spus ce va rămâne în locul stelei neutronice răcite și imposibil de observat: lumea este prea tânără pentru asta. Există o presupunere că o gaură neagră se va forma din nou în locul stelei răcite.
Găurile negre apar din prăbușirea gravitațională a obiectelor foarte masive, cum ar fi exploziile de supernove. Poate că, după trilioane de ani, stelele neutronice răcite se vor transforma în găuri negre.
Soarta stelelor de talie medie
Alte stele, mai puțin masive, rămân pe secvența principală mai mult decât cele mai mari, dar odată ce o părăsesc, mor mult mai repede decât rudele lor cu neutroni. Mai mult de 99% dintre stele din Univers nu vor exploda niciodată și nu se vor transforma nici în găuri negre, fie în stele neutronice - nucleele lor sunt prea mici pentru astfel de drame cosmice. În schimb, stelele de masă intermediară devin giganți roșii la sfârșitul vieții, care, în funcție de masa lor, devin pitice albe, explodează și se risipesc complet sau devin stele neutronice.
Piticile albe reprezintă acum 3 până la 10% din populația stelară a Universului. Temperatura lor este foarte ridicată - peste 20.000 K, de peste trei ori temperatura suprafeței Soarelui - dar totuși mai mică decât cea a stelelor neutronice, atât datorită temperaturii lor mai scăzute, cât și suprafata mai mare piticele albe se racesc mai repede - in 10 14 - 10 15 ani. Aceasta înseamnă că în următorii 10 trilioane de ani - când universul este de o mie de ori mai vechi decât este acum - va exista tip nou obiect: o pitică neagră, un produs al răcirii unei pitici albe.
Nu există încă pitici negre în spațiu. Chiar și cele mai vechi stele care se răcesc până în prezent și-au pierdut maximum 0,2% din energie; pentru o pitică albă cu o temperatură de 20.000 K, aceasta înseamnă răcire la 19.960 K.
Pentru cei mici
Știința știe și mai puțin despre ce se întâmplă atunci când cele mai mici stele, cum ar fi cel mai apropiat vecin al nostru, pitica roșie Proxima Centauri, se răcesc decât despre supernove și piticele negre. Fuziunea termonuclearăîn nucleele lor merge încet și rămân pe secvența principală mai mult decât altele - conform unor calcule, până la 10 12 ani, iar după aceea, probabil, vor continua să trăiască ca pitici albe, adică vor străluci pentru încă 10 14 - 10 15 ani înainte de a deveni pitic negru.
