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. În comparație cu durata vieții umane, 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 nu s-a oprit nici măcar o secundă. corpuri cereşti. 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 datorită răcirii straturi interioare corp 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 termală, care este vizibil numai în domeniul infraroșu.
Pe baza proceselor descrise, putem concluziona că evoluția stelelor reprezintă o schimbare consistentă a surselor de energie stelară. În astrofizica modernă, procesele de transformare a stelelor pot fi aranjate în conformitate cu trei scări:
- cronologie nucleară;
- perioada termică a vieții unei stele;
- segment dinamic (final) al vieții unui luminar.
În fiecare caz individual, sunt luate în considerare procesele care determină vârsta stelei, caracteristicile sale fizice și tipul de moarte a obiectului. Cronologia nucleară este interesantă atâta timp cât obiectul este alimentat de propriile surse de căldură și emite energie care este un produs al reacțiilor nucleare. Durata acestei etape este estimată prin determinarea cantității de hidrogen care va fi transformată în heliu în timpul fuziunii termonucleare. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât este mai mare intensitatea reacțiilor nucleare și, în consecință, cu atât luminozitatea obiectului este mai mare.
Dimensiuni și mase ale diferitelor stele, de la o supergigantă la o pitică roșie
Scala de timp termic definește stadiul de evoluție în care o stea își cheltuiește toată energia termică. Acest proces începe din momentul în care ultimele rezerve de hidrogen sunt epuizate și reacțiile nucleare se opresc. Pentru a menține echilibrul obiectului, este pornit un proces de compresie. Materia stelară cade spre centru. În acest caz, energia cinetică este convertită în energie termică, care este cheltuită pentru menținerea echilibrului termic necesar în interiorul stelei. O parte din energie scapă în spațiul cosmic.
Având în vedere faptul că luminozitatea stelelor este determinată de masa lor, în momentul comprimării unui obiect, luminozitatea acestuia în spațiu nu se modifică.
O stea în drum spre secvența principală
Formarea stelelor are loc în funcție de o scară de timp dinamică. Gazul stelar cade liber spre interior, spre centru, crescând densitatea și presiunea în intestinele viitorului obiect. Cu cât densitatea în centrul mingii de gaz este mai mare, cu atât temperatură mai mareîn interiorul obiectului. 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 ciclul lor scurt de viață. Dintre stelele cunoscute astăzi, unele au o masă de 70M. Obiectele a căror masă depășește limita superioară de 100M pot să nu se formeze deloc.
Corpurile cerești a căror masă este mai mică de 0,08 M nu au posibilitatea de a depăși masa critică necesară pentru declanșarea fuziunii termonucleare și rămân reci pe tot parcursul vieții. Cele mai mici protostele se prăbușesc și formează pitici asemănătoare planetelor.
O pitică maro asemănătoare unei planete în comparație cu o stea normală (Soarele nostru) și planeta Jupiter
În partea de jos a secvenței se află obiecte concentrate dominate de stele cu o masă egală cu masa Soarelui nostru și puțin mai mult. Limita imaginară dintre părțile superioare și inferioare ale secvenței principale sunt obiecte a căror masă este – 1,5M.
Etapele ulterioare ale evoluției stelare
Fiecare dintre opțiunile de dezvoltare a stării unei stele este determinată de masa acesteia și de durata de timp în care are loc transformarea materiei stelare. Cu toate acestea, Universul este un mecanism multifațetat și complex, astfel încât evoluția stelelor poate 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:
- trăiește-ți viața calm și odihnește-te liniștit în vastele întinderi ale Universului;
- intră în faza gigant roșu și îmbătrânește încet;
- 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 în acest caz,, este cheltuit 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. Din cauza densitate mare miezul devine degenerat, 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 și termodinamice prelungite, materia își schimbă proprietățile 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 sunt materialul de construcție al stelelor. 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.
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 intră într-o reacție de fuziune termonucleară ( 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 poate servi drept combustibil pentru alte reacții 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
Prima parte ASPECT ASTRONOMIC AL PROBLEMEI
4. Evoluția stelelor Astronomia modernă are o cantitate mare argumente în favoarea afirmației că stelele se formează prin condensarea norilor de gaz și praf în mediul interstelar. Procesul de formare a stelelor din acest mediu continuă până în zilele noastre. Clarificarea acestei circumstanțe este una dintre cele mai mari realizări ale astronomiei moderne. Până de curând, se credea că toate stelele s-au format aproape simultan cu multe miliarde de ani în urmă. Prăbușirea acestor idei metafizice a fost facilitată, în primul rând, de progresul astronomiei observaționale și de dezvoltarea teoriei structurii și evoluției stelelor. Drept urmare, a devenit clar că multe dintre stelele observate sunt obiecte relativ tinere, iar unele dintre ele au apărut când omul era deja pe Pământ. Un argument important în favoarea concluziei că stelele se formează din mediul interstelar de gaz și praf este localizarea unor grupuri de stele evident tinere (așa-numitele „asocieri”) în brațele spirale ale Galaxiei. Cert este că, conform observațiilor radioastronomice, gazul interstelar este concentrat în principal în brațele spirale ale galaxiilor. În special, acest lucru se întâmplă în Galaxia noastră. Mai mult, din „imagini radio” detaliate ale unor galaxii apropiate de noi, rezultă că cea mai mare densitate de gaz interstelar este observată pe marginile interioare (față de centrul galaxiei corespunzătoare) ale spiralei, ceea ce are o explicație naturală, asupra cărora nu ne putem opri aici detaliile. Dar tocmai în aceste părți ale spiralelor sunt observate „zonele HII”, adică nori de gaz interstelar ionizat, prin metode de astronomie optică. În cap. 3 s-a spus deja că cauza ionizării unor astfel de nori poate fi doar radiația ultravioletă de la stele fierbinți masive - în mod evident obiecte tinere (vezi mai jos). În centrul problemei evoluției stelelor este problema surselor de energie a acestora. Într-adevăr, de unde provine, de exemplu, cantitatea enormă de energie necesară pentru a menține radiația Soarelui la aproximativ nivelul observat timp de câteva miliarde de ani? În fiecare secundă Soarele emite 4x10 33 ergi, iar peste 3 miliarde de ani a emis 4x10 50 ergi. Nu există nicio îndoială că vârsta Soarelui este de aproximativ 5 miliarde de ani. Acest lucru rezultă cel puțin din estimările moderne ale vârstei Pământului folosind diferite metode radioactive. Este puțin probabil ca Soarele să fie „mai tânăr” decât Pământul. În secolul trecut și la începutul acestui secol s-au propus diverse ipoteze despre natura surselor de energie ale Soarelui și stelelor. Unii oameni de știință, de exemplu, credeau că sursa energie solara este căderea continuă a meteoroizilor pe suprafața sa; alții au căutat sursa în comprimarea continuă a Soarelui. Energia potențială eliberată în timpul unui astfel de proces se poate transforma, în anumite condiții, în radiații. După cum vom vedea mai jos, această sursă poate fi destul de eficientă într-un stadiu incipient al evoluției stelare, dar nu poate furniza radiații de la Soare pentru timpul necesar. Progresele în fizica nucleară au făcut posibilă rezolvarea problemei surselor de energie stelară încă de la sfârșitul anilor treizeci ai secolului nostru. O astfel de sursă sunt reacțiile de fuziune termonucleară care au loc în adâncurile stelelor la temperatura foarte ridicată care predomină acolo (de ordinul a zece milioane Kelvin). Ca urmare a acestor reacții, a căror viteză depinde puternic de temperatură, protonii se transformă în nuclee de heliu, iar energia eliberată „se scurge” încet prin adâncimea stelelor și, în cele din urmă, transformată semnificativ, este emisă în spațiul cosmic. Aceasta este o sursă extrem de puternică. Dacă presupunem că inițial Soarele era format doar din hidrogen, care în urma reacțiilor termonucleare a fost complet transformat în heliu, atunci cantitatea de energie eliberată va fi de aproximativ 10 52 erg. Astfel, pentru a menține radiația la nivelul observat timp de miliarde de ani, este suficient ca Soarele să „utilizeze” nu mai mult de 10% din rezerva sa inițială de hidrogen. Acum ne putem imagina evoluția unei stele după cum urmează. Din anumite motive (mai multe dintre ele pot fi specificate), un nor de gaz interstelar și mediu de praf a început să se condenseze. Destul de curând (la scară astronomică, desigur!), sub influența forțelor gravitației universale, din acest nor se va forma o minge de gaz opac relativ dens. Strict vorbind, această minge nu poate fi încă numită stea, deoarece în regiunile sale centrale temperatura nu este suficientă pentru a începe reacțiile termonucleare. Presiunea gazului din interiorul mingii nu este încă capabilă să echilibreze forțele de atracție ale părților sale individuale, așa că se va comprima continuu. Unii astronomi credeau anterior că astfel de „protostele” au fost observate în nebuloase individuale sub formă de formațiuni compacte foarte întunecate, așa-numitele globule (Fig. 12). Succesele radioastronomiei ne-au obligat însă să renunțăm la acest punct de vedere destul de naiv (vezi mai jos). De obicei, nu se formează o singură protostea în același timp, ci un grup mai mult sau mai puțin numeros dintre ele. Ulterior, aceste grupuri devin asociații și clustere stelare, bine cunoscute astronomilor. Este foarte probabil ca în această etapă foarte timpurie a evoluției stelei, în jurul ei să se formeze aglomerări de masă mai mică, care apoi se transformă treptat în planete (vezi capitolul 9).Orez. 12. Globuli într-o nebuloasă de difuzie
Când o protostea se contractă, temperatura acesteia crește și o parte semnificativă din energia potențială eliberată este radiată în spațiul înconjurător. Deoarece dimensiunile mingii de gaz care se prăbușesc sunt foarte mari, radiația pe unitatea de suprafață a acesteia va fi nesemnificativă. Deoarece fluxul de radiație pe unitatea de suprafață este proporțional cu a patra putere a temperaturii (legea Stefan-Boltzmann), temperatura straturilor de suprafață ale stelei este relativ scăzută, în timp ce luminozitatea sa este aproape aceeași cu cea a unei stele obișnuite cu aceeași masă. Prin urmare, pe diagrama spectru-luminozitate, astfel de stele vor fi situate în dreapta secvenței principale, adică vor cădea în regiunea giganților roșii sau a piticelor roșii, în funcție de valorile maselor lor inițiale. Ulterior, protostarul continuă să se contracte. Dimensiunile sale devin mai mici, iar temperatura suprafeței crește, drept urmare spectrul devine din ce în ce mai „devreme”. Astfel, deplasându-se de-a lungul diagramei spectru-luminozitate, protostarul se va „așeza” destul de repede pe secvența principală. În această perioadă, temperatura interiorului stelar este deja suficientă pentru ca acolo să înceapă reacțiile termonucleare. În acest caz, presiunea gazului din interiorul viitoarei stele echilibrează atracția și bila de gaz încetează să se comprima. O protostea devine o stea. Este nevoie de relativ puțin timp pentru ca protostele să treacă prin această etapă timpurie a evoluției lor. Dacă, de exemplu, masa protostelei este mai mare decât cea solară, durează doar câteva milioane de ani, dacă mai puțin, câteva sute de milioane de ani. Deoarece timpul de evoluție al protostelelor este relativ scurt, această fază timpurie a dezvoltării stelelor este dificil de detectat. Cu toate acestea, se pare că stele într-o astfel de etapă sunt observate. Adică foarte vedete interesante tip T Tauri, de obicei scufundat în nebuloase întunecate. În 1966, în mod destul de neașteptat, a devenit posibil să se observe protostele pe primele etape evolutia lor. Am menționat deja în al treilea capitol al acestei cărți despre descoperirea prin radioastronomie a unui număr de molecule în mediul interstelar, în primul rând hidroxil OH și vapori de apă H2O. Surpriza radioastronomilor a fost mare atunci când, la supravegherea cerului la o lungime de undă de 18 cm, corespunzătoare liniei radio OH, strălucitoare, extrem de compactă (adică având mici dimensiuni). dimensiuni unghiulare) surse. Acest lucru a fost atât de neașteptat încât la început au refuzat să creadă chiar că astfel de linii radio luminoase ar putea aparține unei molecule de hidroxil. S-a emis ipoteza că aceste linii aparțineau unei substanțe necunoscute, căreia i s-a dat imediat numele „corespunzător” „mysterium”. Cu toate acestea, „mysterium” a împărtășit foarte curând soarta „fraților” săi optici - „nebulia” și „corona”. Faptul este că, timp de multe decenii, liniile luminoase ale nebuloaselor și ale coroanei solare nu au putut fi identificate cu nicio linii spectrale cunoscute. Prin urmare, acestea au fost atribuite anumitor elemente ipotetice necunoscute pe pământ - „nebuliu” și „coroană”. Să nu zâmbim condescendent față de ignoranța astronomilor de la începutul secolului nostru: până la urmă, atunci nu exista o teorie atomică! Dezvoltarea fizicii nu a lăsat-o tabelul periodic Locul lui Mendeleev pentru „celeste” exotice: în 1927, „nebulium” a fost dezmințit, ale cărui linii au fost identificate complet cu liniile „interzise” de oxigen și azot ionizat, iar în 1939 -1941. S-a demonstrat în mod convingător că liniile misterioase „coroniu” aparțin atomilor ionizați multiplicați de fier, nichel și calciu. Dacă a fost nevoie de zeci de ani pentru a „demachia” „nebuliul” și „codonia”, atunci în câteva săptămâni de la descoperire a devenit clar că liniile de „misteriu” aparțin hidroxilului obișnuit, dar numai în condiții neobișnuite. Observații ulterioare, în primul rând, au relevat faptul că sursele „misterului” au dimensiuni unghiulare extrem de mici. Acest lucru a fost arătat folosind noul de atunci, foarte metoda eficienta cercetare, numită „interferometrie radio la linii de bază foarte lungi”. Esența metodei se rezumă la observarea simultană a surselor pe două radiotelescoape situate la distanțe de câteva mii de km unul de celălalt. După cum se dovedește, rezoluția unghiulară este determinată de raportul dintre lungimea de undă și distanța dintre radiotelescoape. În cazul nostru, această valoare poate fi ~3x10 -8 rad sau câteva miimi de secundă de arc! Rețineți că în astronomia optică o astfel de rezoluție unghiulară este încă complet de neatins. Astfel de observații au arătat că există cel puțin trei clase de surse de „misteriu”. Aici ne vor interesa sursele de clasa I. Toate acestea sunt situate în interiorul nebuloaselor ionizate gazoase, cum ar fi celebra Nebuloasă Orion. După cum am menționat deja, dimensiunile lor sunt extrem de mici, de multe mii de ori dimensiuni mai mici nebuloase. Cel mai interesant lucru este că au o structură spațială complexă. Luați în considerare, de exemplu, o sursă situată într-o nebuloasă numită W3.
Orez. 13. Profilele celor patru componente ale liniei hidroxil
În fig. Figura 13 prezintă profilul liniei OH emisă de această sursă. După cum puteți vedea, constă dintr-un număr mare de linii luminoase înguste. Fiecare linie corespunde unei anumite viteze de mișcare de-a lungul liniei de vedere a norului care emite această linie. Mărimea acestei viteze este determinată de efectul Doppler. Diferența de viteze (de-a lungul liniei de vedere) între diferiți nori ajunge la ~10 km/s. Observațiile interferometrice menționate mai sus au arătat că norii care emit fiecare linie nu sunt aliniați spațial. Imaginea se dovedește astfel: într-o zonă cu dimensiunea de aproximativ 1,5 secunde, arcurile se mișcă cu la viteze diferite aproximativ 10 nori compacti. Fiecare nor emite o linie specifică (de frecvență). Dimensiunile unghiulare ale norilor sunt foarte mici, de ordinul a câteva miimi de secundă de arc. Deoarece distanța până la nebuloasa W3 este cunoscută (aproximativ 2000 pc), dimensiunile unghiulare pot fi ușor convertite în cele liniare. Rezultă că dimensiunile liniare ale regiunii în care se mișcă norii sunt de ordinul a 10 -2 pc, iar dimensiunile fiecărui nor sunt doar cu un ordin de mărime mai mari decât distanța de la Pământ la Soare. Apar întrebări: ce fel de nori sunt aceștia și de ce emit atât de mult în liniile radio hidroxil? Răspunsul la a doua întrebare a fost primit destul de repede. S-a dovedit că mecanismul de radiație este destul de similar cu cel observat în masere și lasere de laborator. Deci, sursele de „misteriu” sunt masere cosmice uriașe, naturale care operează la valul liniei hidroxil, a căror lungime este de 18 cm. Este în masere (și la frecvențe optice și infraroșii - în lasere) acea luminozitate enormă în linia este realizată, iar lățimea sa spectrală este mică. După cum se știe, amplificarea radiației în linii datorită acestui efect este posibilă atunci când mediul în care se propagă radiația este „activat” într-un fel. Aceasta înseamnă că o sursă de energie „externă” (așa-numita „pompare”) face concentrația de atomi sau molecule la nivelul inițial (superior) anormal de mare. Fără o „pompare” permanentă, un maser sau laser este imposibil. Problema naturii mecanismului de „pompare” maserelor cosmice nu a fost încă rezolvată complet. Cu toate acestea, cel mai probabil „pomparea” este asigurată de radiații infraroșii destul de puternice. Un alt mecanism posibil de pompare ar putea fi anumite reacții chimice. Merită să întrerupem povestea noastră despre maseri cosmici pentru a ne gândi la ce fenomene uimitoare astronomii se întâlnesc în spațiu. Una dintre cele mai mari invenții tehnice ale secolului nostru turbulent, care joacă un rol semnificativ în revoluția științifică și tehnologică pe care o trăim acum, se realizează cu ușurință în condiții naturale și, mai mult, la scară uriașă! Fluxul de emisie radio de la unele masere cosmice este atât de mare încât ar fi putut fi detectat chiar și la nivelul tehnic al radioastronomiei în urmă cu 35 de ani, adică chiar înainte de inventarea maserelor și laserelor! Pentru a face acest lucru, trebuia „doar” să cunoașteți lungimea de undă exactă a legăturii radio OH și să fiți interesat de problemă. Apropo, nu este prima dată când cele mai importante probleme științifice și tehnice cu care se confruntă omenirea au fost realizate în condiții naturale. Reacțiile termonucleare care susțin radiația Soarelui și a stelelor (vezi mai jos) au stimulat dezvoltarea și implementarea proiectelor de producere a „combustibilului” nuclear pe Pământ, care în viitor ar trebui să rezolve toate problemele noastre energetice. Din păcate, suntem încă departe de a rezolva această problemă cea mai importantă, pe care natura a rezolvat-o „cu ușurință”. În urmă cu un secol și jumătate, fondatorul teoriei ondulatorii a luminii, Fresnel, a remarcat (cu o altă ocazie, desigur): „Natura râde de dificultățile noastre.” După cum vedem, remarca lui Fresnel este și mai adevărată astăzi. Să revenim, totuși, la maserii cosmici. Deși mecanismul de „pompare” a acestor masere nu este încă complet clar, este totuși posibil să ne facem o idee aproximativă a condițiilor fizice din nori care emit linia de 18 cm folosind mecanismul maser. că acești nori sunt destul de denși: pe centimetru cub există cel puțin 10 8 -10 9 particule, iar o parte semnificativă (și poate cea mai mare parte) dintre ele sunt molecule. Este puțin probabil ca temperatura să depășească două mii Kelvin, cel mai probabil este de aproximativ 1000 Kelvin. Aceste proprietăți sunt net diferite de proprietățile chiar și ale celor mai denși nori de gaz interstelar. Considerând încă relativ dimensiuni mici nori, ajungem involuntar la concluzia că ei seamănă mai degrabă cu atmosferele extinse, destul de reci, ale stelelor supergigant. Este foarte probabil ca acești nori să nu fie altceva decât o etapă incipientă în dezvoltarea protostelelor, imediat după condensarea lor din mediul interstelar. Alte fapte susțin și această afirmație (pe care autorul acestei cărți a exprimat-o încă din 1966). În nebuloasele în care se observă masere cosmice, sunt vizibile stele tinere, fierbinți (vezi mai jos). În consecință, procesul de formare a stelelor de acolo sa încheiat recent și, cel mai probabil, continuă și în prezent. Poate cel mai curios lucru este că, așa cum arată observațiile de radioastronomie, maserii cosmici de acest tip sunt, parcă, „cufundați” în nori mici și foarte denși de hidrogen ionizat. Acești nori conțin mult praf cosmic, ceea ce îi face inobservabili în domeniul optic. Astfel de „coconi” sunt ionizați de steaua tânără, fierbinte, aflată în interiorul lor. Astronomia în infraroșu s-a dovedit a fi foarte utilă în studierea proceselor de formare a stelelor. Într-adevăr, pentru razele infraroșii, absorbția interstelară a luminii nu este atât de semnificativă. Ne putem imagina acum următoarea imagine: din norul mediului interstelar, prin condensarea acestuia, se formează mai multe aglomerări greutăți diferite, evoluând în protostaruri. Rata de evoluție este diferită: pentru aglomerări mai masive va fi mai mare (vezi Tabelul 2 de mai jos). Prin urmare, cel mai masiv pâlc se va transforma mai întâi într-o stea fierbinte, în timp ce restul va persista mai mult sau mai puțin în stadiul de protostea. Le observăm ca surse de radiație maser în imediata apropiere a unei stele fierbinți „nou-născute”, ionizând hidrogenul „cocon” care nu s-a condensat în aglomerări. Desigur, această schemă brută va fi rafinată și mai mult și, desigur, vor fi aduse modificări semnificative. Dar adevărul rămâne: s-a dovedit în mod neașteptat că de ceva timp (cel mai probabil un timp relativ scurt) protostele nou-născuți, la figurat vorbind, „țipă” despre nașterea lor, folosind folosind cele mai recente metode radiofizică cuantică (adică maseri)... La 2 ani de la descoperirea maserelor cosmice pe hidroxil (linia de 18 cm) - s-a constatat că aceleași surse emit simultan (tot printr-un mecanism maser) o linie de vapori de apă, cu lungimea de undă de care este de 1, 35 cm. Intensitatea maserului „apă” este chiar mai mare decât a celui „hidroxil”. Norii care emit linia H2O, deși se află în același volum mic ca norii „hidroxil”, se mișcă cu viteze diferite și sunt mult mai compacti. Nu poate fi exclus ca în viitorul apropiat să fie descoperite și alte linii maser*. Astfel, în mod destul de neașteptat, radioastronomia a transformat problema clasică a formării stelelor într-o ramură a astronomiei observaționale**. Ajunsă în secvența principală și încetând să se mai contracte, steaua radiază mult timp, practic fără a-și schimba poziția pe diagrama spectru-luminozitate. Radiația sa este susținută de reacții termonucleare care au loc în regiunile centrale. Astfel, secvența principală este, așa cum ar fi, o locație geometrică a punctelor pe diagrama spectru-luminozitate în care o stea (în funcție de masa sa) poate emite mult timp și în mod constant datorită reacțiilor termonucleare. Locul unei stele în secvența principală este determinat de masa sa. Trebuie remarcat faptul că mai există un parametru care determină poziția stelei emițătoare de echilibru pe diagrama spectru-luminozitate. Acest parametru este compoziția chimică inițială a stelei. Dacă abundența relativă a elementelor grele scade, steaua va „cădea” în diagrama de mai jos. Această împrejurare explică prezența unei secvențe de subpitici. După cum am menționat mai sus, abundența relativă a elementelor grele în aceste stele este de zeci de ori mai mică decât în stelele din secvența principală. Timpul pe care o stea rămâne pe secvența principală este determinat de masa sa inițială. Dacă masa este mare, radiația stelei are o putere enormă și își epuizează rapid rezervele de hidrogen „combustibil”. De exemplu, stelele din secvența principală cu o masă de câteva zeci de ori mai mare decât Soarele (acestea sunt giganți albaștri fierbinți din clasa spectrală O) pot emite în mod constant, rămânând în această secvență doar câteva milioane de ani, în timp ce stelele cu o masă apropiată de solare, au fost pe secvența principală timp de 10-15 miliarde de ani. Mai jos este tabelul. 2, indicând durata calculată a compresiei gravitaționale și rămânerea în secvența principală pentru stele din diferite clase spectrale. Același tabel prezintă valorile maselor, razelor și luminozităților stelelor în unități solare.
masa 2
| ani | |||||
|
Clasa spectrală |
Luminozitate |
compresie gravitațională |
rămâneți pe secvența principală | ||
|
G2 (soare) |
|||||
Orez. 14. Urme evolutive pentru stele de diferite mase pe diagrama luminozitate-temperatura
Orez. 15. Diagrama Hertzsprung-Russell pentru clusterul stelar NGC 2254
Orez. 16. Diagrama Hertzsprung - Russell pentru clusterul globular M 3. De-a lungul axei verticale - mărimea relativă
Diagrama corespunzătoare arată în mod clar întreaga secvență principală, inclusiv partea din stânga sus, unde sunt situate stelele fierbinți masive (un indice de culoare de 0,2 corespunde unei temperaturi de 20 mii K, adică un spectru de clasă B). Clusterul globular M3 este un obiect „vechi”. Este clar vizibil că aproape nu există stele în partea superioară a diagramei secvenței principale construite pentru acest cluster. Dar ramura gigant roșie a lui M 3 este foarte bogat reprezentată, în timp ce NGC 2254 are foarte puține giganți roșii. Acest lucru este de înțeles: vechiul cluster are M 3 număr mare stelele au „părăsit” deja secvența principală, în timp ce în grupul tânăr NGC 2254 acest lucru sa întâmplat doar cu un număr mic de stele relativ masive, cu evoluție rapidă. Este de remarcat faptul că ramura gigantică pentru M 3 merge destul de abrupt în sus, în timp ce pentru NGC 2254 este aproape orizontală. Din punct de vedere teoretic, acest lucru poate fi explicat prin conținutul semnificativ mai scăzut de elemente grele din M 3. Și într-adevăr, în stelele din clustere globulare (precum și în alte stele care se concentrează nu atât spre planul galactic, cât spre centrul galactic), abundența relativă a elementelor grele este nesemnificativă. În diagrama „indice de culoare - luminozitate” pentru M 3, este vizibilă o altă ramură aproape orizontală. Nu există nicio ramură similară în diagrama construită pentru NGC 2254. Teoria explică apariția acestei ramuri după cum urmează. După ce temperatura nucleului dens de heliu contractant al stelei - o gigantă roșie - atinge 100-150 milioane K, o nouă reacție nucleară va începe să aibă loc acolo. Această reacție constă în formarea unui nucleu de carbon din trei nuclee de heliu. De îndată ce începe această reacție, compresia nucleului se va opri. Ulterior, straturile de suprafață
stelele își măresc temperatura și steaua din diagrama spectru-luminozitate se va deplasa spre stânga. Din astfel de stele se formează a treia ramură orizontală a diagramei pentru M 3.
Orez. 17. Rezumat Diagrama Hertzsprung-Russell pentru 11 clustere de stele
În fig. Figura 17 prezintă schematic o diagramă sumar „culoare-luminozitate” pentru 11 clustere, dintre care două (M 3 și M 92) sunt globulare. Este clar vizibil modul în care secvențele principale ale diferitelor clustere „se îndoaie” spre dreapta și în sus, în deplin acord cu conceptele teoretice care au fost deja discutate. Din fig. 17 se poate determina imediat care clustere sunt tinere și care sunt bătrâne. De exemplu, clusterul „dublu” X și h Perseus este tânăr. A „conservat” o parte semnificativă a secvenței principale. Clusterul M 41 este mai vechi, clusterul Hyades este chiar mai vechi, iar clusterul M 67 este foarte vechi, diagrama culoare-luminozitate pentru care este foarte asemănătoare cu diagrama similară pentru clusterele globulare M 3 și M 92. Numai gigantul ramura clusterelor globulare este mai mare în acord cu diferențele în compoziție chimică, care au fost menționate mai devreme. Astfel, datele observaționale confirmă și justifică pe deplin concluziile teoriei. Ar părea dificil să ne așteptăm la verificarea observațională a teoriei proceselor din interioarele stelare, care ne sunt ascunse de o grosime uriașă a materiei stelare. Și totuși teoria de aici este monitorizată constant de practica observațiilor astronomice. Trebuie remarcat faptul că compilarea unui număr mare de diagrame culoare-luminozitate a necesitat o muncă enormă din partea astronomilor observatori și o îmbunătățire radicală a metodelor de observare. Pe de altă parte, progresele în teoria structurii interne și a evoluției stelelor ar fi fost imposibile fără tehnologia modernă de calcul bazată pe utilizarea mașinilor electronice de calcul de mare viteză. Cercetările din domeniul fizicii nucleare au oferit, de asemenea, un serviciu neprețuit teoriei, ceea ce a făcut posibilă obținerea de caracteristici cantitative ale acelor reacții nucleare care au loc în interiorul stelelor. Fără exagerare, putem spune că dezvoltarea teoriei structurii și evoluției stelelor este una dintre cele mai mari realizări în astronomie din a doua jumătate a secolului XX. Dezvoltarea fizicii moderne deschide posibilitatea testării observaționale directe a teoriei structurii interne a stelelor și în special a Soarelui. Vorbim despre posibilitatea detectării unui flux puternic de neutrini, care ar trebui să fie emis de Soare dacă au loc reacții nucleare în adâncurile sale. Este bine cunoscut faptul că neutrinii interacționează extrem de slab cu alții particule elementare. De exemplu, un neutrin poate zbura prin toată grosimea Soarelui aproape fără absorbție, în timp ce radiația de raze X poate trece prin doar câțiva milimetri de materie din interiorul solar fără absorbție. Dacă ne imaginăm că un fascicul puternic de neutrini cu energia fiecărei particule înăuntru
Se știe că stelele își obțin energia din reacțiile de fuziune termonucleară și fiecare stea ajunge mai devreme sau mai târziu într-un punct în care combustibilul termonuclear se epuizează. Cu cât masa unei stele este mai mare, cu atât mai repede arde tot ce poate și intră în stadiul final al existenței sale. Alte evenimente pot urma diferite scenarii, dintre care unul depinde în primul rând de mase.
În timp ce hidrogenul din centrul stelei „se stinge”, un miez de heliu este eliberat în el, comprimând și eliberând energie. Ulterior, reacțiile de combustie ale heliului și ale elementelor ulterioare pot începe în el (a se vedea mai jos). Straturile exterioare se extind de multe ori sub influența presiunii crescute venite din miezul încălzit, steaua devine o gigantă roșie.
În funcție de masa stelei, în ea pot apărea diferite reacții. Aceasta determină ce compoziție va avea steaua în momentul în care fuziunea se stinge.
Pitici albi
Pentru stelele cu mase de până la aproximativ 10 MC, miezul cântărește mai puțin de 1,5 MC. După terminarea reacțiilor termonucleare, presiunea radiației încetează, iar miezul începe să se micșoreze sub influența gravitației. Se contractă până când presiunea gazului electron degenerat, cauzată de principiul Pauli, începe să interfereze. Straturile exterioare se scurg și se risipesc, formând o nebuloasă planetară. Prima astfel de nebuloasă a fost descoperită de astronomul francez Charles Messier în 1764 și a catalogat-o sub numărul M27.
Ceea ce iese din miez se numește pitică albă. Piticele albe au o densitate mai mare de 10 7 g/cm 3 și o temperatură la suprafață de ordinul 10 4 K. Luminozitatea este cu 2-4 ordine de mărime mai mică decât luminozitatea Soarelui. Fuziunea termonucleara nu are loc in ea, toata energia emisa de acesta s-a acumulat mai devreme.Astfel, piticele albe se racesc incet si inceteaza sa fie vizibile.
O pitică albă mai are șansa de a fi activă dacă face parte dintr-o stea binară și trage masa însoțitorului său asupra ei (de exemplu, însoțitorul a devenit o gigantă roșie și și-a umplut întregul lob Roche cu masa sa). În acest caz, fie sinteza hidrogenului în ciclul CNO poate începe cu ajutorul carbonului conținut în pitica albă, terminând cu eliberarea stratului exterior de hidrogen (o stea „nouă”). Sau masa piticei albe ar putea crește atât de mare încât componenta sa carbon-oxigen se aprinde într-un val de ardere explozivă care vine din centru. Ca rezultat, se formează elemente grele cu eliberarea de cantități mari de energie:
12 C + 16 O → 28 Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV
Luminozitatea stelei crește puternic timp de 2 săptămâni, apoi scade rapid în alte 2 săptămâni, după care continuă să scadă de aproximativ 2 ori în 50 de zile. Energia principală (aproximativ 90%) este emisă sub formă de raze gamma din lanțul de descompunere a izotopului de nichel.Acest fenomen se numește supernova de tip 1.
Nu există pitice albe cu o masă de 1,5 sau mai multe mase solare. Acest lucru se explică prin faptul că pentru existența unei pitice albe este necesară echilibrarea compresiei gravitaționale cu presiunea gazului de electroni, dar acest lucru se întâmplă la mase de cel mult 1,4 M C, această limitare se numește limită Chandrasekhar. Valoarea poate fi obținută ca condiție de egalitate a forțelor de presiune cu forțele de compresie gravitațională în ipoteza că momentele electronilor sunt determinate de relația de incertitudine pentru volumul pe care îl ocupă și se deplasează cu o viteză apropiată de viteza luminii. .
Stele neutronice
În cazul stelelor mai masive (> 10 M C), totul se întâmplă puțin diferit.Temperatura ridicată în nucleu activează reacții de absorbție a energiei, cum ar fi lovirea de protoni, neutroni și particule alfa din nuclee, precum și e- captarea electronilor de înaltă energie, compensând diferența de masă a două nuclee. A doua reacție creează un exces de neutroni în nucleu. Ambele reacții duc la răcirea acesteia și la comprimarea generală a stelei. Când energia de fuziune nucleară se epuizează, compresia se transformă într-o cădere aproape liberă a carcasei pe miezul care se prăbușește. În același timp, viteza fuziunii termonucleare în straturile exterioare care căde se accelerează brusc, ceea ce duce la emisia unei cantități uriașe de energie în câteva minute (comparabilă cu energia pe care o emit stelele luminoase pe parcursul întregii lor existențe).
Datorită masei sale mari, miezul care se prăbușește învinge presiunea gazului de electroni și se contractă în continuare. În acest caz, au loc reacții p + e - → n + ν e, după care aproape că nu mai rămân electroni în nucleu care interferează cu compresia. Compresia are loc la dimensiuni de 10 − 30 km, corespunzătoare densității stabilite de presiunea gazului degenerat cu neutroni. Materia care cade pe miez primește o undă de șoc reflectată de miezul de neutroni și o parte din energia eliberată în timpul comprimării sale, ceea ce duce la o ejecție rapidă a învelișului exterior în lateral. Obiectul rezultat se numește stea neutronică. Cea mai mare parte (90%) a energiei eliberate din compresia gravitațională este transportată de neutrini în primele secunde după prăbușire. Procesul de mai sus se numește explozie de supernovă de tip 2. Energia exploziei este de așa natură încât unele dintre ele sunt (rar) vizibile cu ochiul liber chiar și în în timpul zilei. Prima supernovă a fost înregistrată de astronomii chinezi în anul 185 d.Hr. În prezent, câteva sute de focare sunt înregistrate pe an.
Steaua de neutroni rezultată are o densitate de ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . Conservarea momentului unghiular în timpul compresiei stelei duce la perioade orbitale foarte scurte, de obicei variind de la 1 la 1000 ms. Pentru vedetele obișnuite astfel de perioade sunt imposibile, deoarece Gravitația lor nu va putea contracara forțele centrifuge ale unei astfel de rotații. O stea neutronică are un câmp magnetic foarte mare, atingând 10 12 -10 13 Gauss la suprafață, ceea ce duce la radiații electromagnetice puternice. O axă magnetică care nu coincide cu axa de rotație duce la faptul că steaua neutronică trimite periodice (cu perioadă de rotație) impulsuri de radiație într-o direcție dată. O astfel de stea se numește pulsar. Acest fapt a ajutat descoperirea lor experimentală și este folosit pentru detectare. Detectarea unei stele neutronice folosind metode optice este mult mai dificilă din cauza luminozității sale scăzute. Perioada orbitală scade treptat datorită trecerii energiei în radiații.
Stratul exterior al unei stele neutronice este format din materie cristalină, în principal fier și elementele învecinate. Cea mai mare parte a restului de masă este neutroni; pionii și hiperonii pot fi găsiți chiar în centru. Densitatea stelei crește spre centru și poate atinge valori sensibil mai mari decât densitatea materiei nucleare. Comportamentul materiei la astfel de densități este puțin înțeles. Există teorii despre quarcii liberi, incluzând nu numai prima generație, la astfel de densități extreme de materie hadronică. Sunt posibile stările supraconductoare și superfluide ale materiei neutronice.
Există 2 mecanisme pentru răcirea unei stele neutronice. Una dintre ele este emisia de fotoni, ca peste tot. Al doilea mecanism este neutrino. Ea predomină atâta timp cât temperatura centrală este peste 10 8 K. Aceasta corespunde de obicei unei temperaturi de suprafață peste 10 6 K și durează 10 5 −10 6 ani. Există mai multe moduri de a emite neutrini:
Găuri negre
Dacă masa stelei originale a depășit 30 de mase solare, atunci nucleul format în explozia supernovei va fi mai greu de 3 M C. La această masă, presiunea gazului neutron nu mai poate reține gravitația, iar miezul nu se oprește în stadiul stelei neutronice, ci continuă să se prăbușească (cu toate acestea, stelele neutronice detectate experimental au mase de cel mult 2 mase solare, nu trei). De data aceasta nimic nu va împiedica prăbușirea și se formează o gaură neagră. Acest obiect are o natură pur relativistă și nu poate fi explicat fără relativitatea generală. În ciuda faptului că materia, conform teoriei, s-a prăbușit într-un punct - o singularitate, gaura neagră are o rază diferită de zero, numită raza Schwarzschild:
R Ø = 2GM/s 2.
Raza marchează limita câmpului gravitațional al găurii negre, care este de netrecut chiar și pentru fotoni, numit orizont de evenimente. De exemplu, raza Schwarzschild a Soarelui este de numai 3 km. În afara orizontului de evenimente, câmpul gravitațional al unei găuri negre este același cu cel al unui obiect obișnuit cu masa sa. O gaură neagră poate fi observată doar prin efecte indirecte, deoarece ea însăși nu emite nicio energie vizibilă.
Chiar dacă nimic nu poate scăpa de orizontul evenimentelor, o gaură neagră poate crea radiații. În vidul fizic cuantic, perechile virtuale particule-antiparticule se nasc și dispar în mod constant. Cel mai puternic câmp gravitațional al unei găuri negre poate interacționa cu ele înainte ca acestea să dispară și să absoarbă antiparticulele. Dacă energia totală a antiparticulei virtuale a fost negativă, gaura neagră pierde masă, iar particula rămasă devine reală și primește energie suficientă pentru a zbura departe de câmpul găurii negre. Această radiație se numește radiație Hawking și are un spectru de corp negru. I se poate atribui o anumită temperatură:
Efectul acestui proces asupra masei majorității găurilor negre este neglijabil în comparație cu energia pe care o primesc chiar și din radiația cosmică de fond cu microunde. Excepție fac găurile negre microscopice relicve, care s-ar fi putut forma în primele etape ale evoluției Universului. Dimensiunile mici accelerează procesul de evaporare și încetinesc procesul de creștere a masei. Etapele finale ale evaporării unor astfel de găuri negre ar trebui să se încheie cu o explozie. Nu au fost înregistrate vreodată explozii care să corespundă descrierii.
Materia care cade într-o gaură neagră se încălzește și devine o sursă de raze X, care servește drept semn indirect al prezenței unei găuri negre. Când materia cu moment unghiular mare cade pe o gaură neagră, formează un disc de acreție rotativ în jurul acesteia, în care particulele pierd energie și moment unghiular înainte de a cădea în gaura neagră. În cazul unei găuri negre supermasive, de-a lungul axei discului apar două direcții distincte, în care presiunea radiației emise și efectele electromagnetice accelerează particulele ejectate de pe disc. Acest lucru creează jeturi puternice de substanță în ambele direcții, care pot fi, de asemenea, înregistrate. Potrivit unei teorii, așa sunt structurați nucleele galactice și quasarii activi.
O gaură neagră care se învârte este un obiect mai complex. Odată cu rotația sa, „capturează” o anumită regiune a spațiului dincolo de orizontul evenimentului („efectul Lense-Thirring”). Această zonă se numește ergosferă, limita ei se numește limita staticității. Limita statică este un elipsoid care coincide cu orizontul evenimentelor la cei doi poli ai rotației găurii negre.
Găurile negre rotative au un mecanism suplimentar de pierdere de energie prin transferul de energie către particulele prinse în ergosferă. Această pierdere de energie este însoțită de o pierdere a momentului unghiular și încetinește rotația.
Bibliografie
- S.B.Popov, M.E.Prokhorov „Astrofizica stelelor cu un singur neutron: stele și magnetare radio-silențioase” SAI MSU, 2002
- William J. Kaufman „Frontierele cosmice ale relativității” 1977
- Alte surse de internet
20 decembrie 10 g.
Evoluția stelară în astronomie este succesiunea schimbărilor pe care o stea le suferă în timpul vieții sale, adică pe parcursul a sute de mii, milioane sau miliarde de ani în timp ce emite lumină și căldură. În perioade atât de enorme, schimbările sunt destul de semnificative.
Evoluția unei stele începe într-un nor molecular gigant, numit și leagăn stelar. Majoritatea spațiului „gol” dintr-o galaxie conține de fapt între 0,1 și 1 moleculă pe cm 3 . Un nor molecular are o densitate de aproximativ un milion de molecule pe cm 3 . Masa unui astfel de nor depășește masa Soarelui de 100.000–10.000.000 de ori datorită dimensiunii sale: de la 50 la 300 de ani lumină.
Evoluția unei stele începe într-un nor molecular gigant, numit și leagăn stelar.
În timp ce norul se rotește liber în jurul centrului galaxiei sale natale, nu se întâmplă nimic. Cu toate acestea, din cauza neomogenității câmpului gravitațional, în acesta pot apărea perturbări, ducând la concentrații locale de masă. Astfel de perturbări provoacă colapsul gravitațional al norului. Unul dintre scenariile care duc la aceasta este ciocnirea a doi nori. Un alt eveniment care provoacă colapsul ar putea fi trecerea unui nor prin brațul dens al unei galaxii spirale. De asemenea, un factor critic ar putea fi explozia unei supernove din apropiere, a cărei undă de șoc se va ciocni cu norul molecular cu o viteză enormă. Este, de asemenea, posibil ca galaxiile să se ciocnească, ceea ce ar putea provoca o explozie de formare de stele, deoarece norii de gaz din fiecare galaxie sunt comprimați în urma coliziunii. În general, orice neomogenități în forțele care acționează asupra masei norului pot declanșa procesul de formare a stelelor.
orice neomogenități în forțele care acționează asupra masei norului pot declanșa procesul de formare a stelelor.
În timpul acestui proces, neomogenitățile norului molecular se vor comprima sub influența propriei gravitații și vor lua treptat forma unei mingi. Când este comprimată, energia gravitațională se transformă în căldură, iar temperatura obiectului crește.
Când temperatura din centru atinge 15-20 milioane K, reacțiile termonucleare încep și compresia se oprește. Obiectul devine o stea cu drepturi depline.
Etapele ulterioare ale evoluției unei stele depind aproape în întregime de masa acesteia și doar la sfârșitul evoluției unei stele poate juca un rol compoziția sa chimică.
Prima etapă a vieții unei stele este similară cu cea a soarelui - este dominată de reacțiile ciclului hidrogenului.
Rămâne în această stare pentru cea mai mare parte a vieții sale, fiind pe secvența principală a diagramei Hertzsprung–Russell, până când rezervele de combustibil din miezul său se epuizează. Când tot hidrogenul din centrul stelei este transformat în heliu, se formează un miez de heliu, iar arderea termonucleară a hidrogenului continuă la periferia miezului.
Piticile mici și roșii reci își ard încet rezervele de hidrogen și rămân pe secvența principală timp de zeci de miliarde de ani, în timp ce supergiganții masivi părăsesc secvența principală la câteva zeci de milioane (și unele doar câteva milioane) de ani de la formare.
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 13,8 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.
Conform conceptelor teoretice, unele dintre stelele luminoase, pierzându-și materia (vânt stelar), se vor evapora treptat, devenind din ce în ce mai mici. Altele, piticele roșii, se vor răci încet de-a lungul miliardelor de ani, în timp ce continuă să emită emisii slabe în intervalele de infraroșu și microunde ale spectrului electromagnetic.
Stelele de dimensiuni medii precum Soarele rămân pe secvența principală timp de o medie de 10 miliarde de ani.
Se crede că Soarele este încă pe el, deoarece se află la mijlocul ciclului său de viață. Odată ce o stea rămâne fără hidrogen în miezul său, ea părăsește secvența principală.
Odată ce o stea rămâne fără hidrogen în miezul său, ea părăsește secvența principală.
Fără presiunea care a apărut în timpul reacțiilor termonucleare și a echilibrat gravitația internă, steaua începe să se micșoreze din nou, așa cum a făcut anterior în timpul procesului de formare.
Temperatura și presiunea cresc din nou, dar, spre deosebire de stadiul protostar, la un nivel mult mai ridicat.
Prăbușirea continuă până când, la o temperatură de aproximativ 100 milioane K, încep reacțiile termonucleare care implică heliu, timp în care heliul este transformat în elemente mai grele (heliul în carbon, carbonul în oxigen, oxigenul în siliciu și, în final, siliciul în fier).
Colapsul continuă până când reacțiile termonucleare care implică heliu încep la o temperatură de aproximativ 100 milioane K.
„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.
Steaua devine o gigantă roșie, iar faza de ardere a heliului durează aproximativ câteva milioane de ani.
Ce se întâmplă în continuare depinde și de masa stelei.
La stele mărime medie reacția de ardere termonucleară a heliului poate duce la eliberarea explozivă a straturilor exterioare ale stelei cu formarea de nebuloasă planetară. Miezul stelei, în care se opresc reacțiile termonucleare, se răcește și 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.
Pentru stelele masive și supermasive (cu o masă de cinci mase solare sau mai mult), procesele care au loc în miezul lor pe măsură ce compresia gravitațională crește duc la o explozie supernova cu eliberarea unei energii enorme. Explozia este însoțită de ejectarea unei mase semnificative de materie stelară în spațiul interstelar. Această substanță participă ulterior la formarea de noi stele, planete sau sateliți. Datorită supernovelor, Universul ca întreg și fiecare galaxie în particular evoluează chimic. Miezul stelar rămas după explozie poate ajunge să evolueze ca stea neutronică (pulsar) dacă masa stelei din stadiul târziu depășește limita Chandrasekhar (1,44 mase solare) sau ca o gaură neagră dacă masa stelei depășește limita Oppenheimer-Volkoff (valori estimate de 2,5-3 mase solare).
Procesul de evoluție stelară în Univers este continuu și ciclic - stelele vechi se estompează și altele noi se aprind pentru a le înlocui.
Conform conceptelor științifice moderne, elementele necesare pentru apariția planetelor și a vieții pe Pământ s-au format din materie stelară. Deși nu există un singur punct de vedere general acceptat asupra modului în care a apărut viața.
