Evoluția stelelor de diferite mase
Astronomii nu pot observa viața unei stele de la început până la sfârșit, deoarece chiar și cele mai scurte stele există de milioane de ani - mai mult decât viața întregii omeniri. Modificări ale caracteristicilor fizice și compoziției chimice a stelelor de-a lungul timpului, de ex. Astronomii studiază evoluția stelară comparând caracteristicile multor stele în diferite stadii de evoluție.
Modelele fizice care leagă caracteristicile observate ale stelelor sunt reflectate în diagrama culoare-luminozitate - diagrama Hertzsprung - Russell, pe care stelele formează grupuri separate - secvențe: secvența principală de stele, secvențe de supergiganți, giganți strălucitori și slabi, subgiganți, subpitici și pitici albi.
Pentru cea mai mare parte a vieții sale, orice stea este pe așa-numita secvența principală diagrame culoare-luminozitate. Toate celelalte etape ale evoluției stelei înainte de formarea unei rămășițe compacte durează nu mai mult de 10% din acest timp. Acesta este motivul pentru care majoritatea stelelor observate în galaxia noastră sunt modeste pitice roșii cu masa Soarelui sau mai mică. Secvența principală conține aproximativ 90% din toate stelele observate.
Durata de viață a unei stele și în ce se transformă la sfârșit drumul vietii, este complet determinată de masa sa. Stelele cu mase mai mari decât Soarele trăiesc mult mai puțin decât Soarele, iar durata de viață a celor mai masive stele este de doar milioane de ani. Pentru marea majoritate a stelelor, durata de viață este de aproximativ 15 miliarde de ani. După ce o stea își epuizează sursele de energie, începe să se răcească și să se contracte. Produsul final al evoluției stelare sunt obiecte compacte, masive, a căror densitate este de multe ori mai mare decât cea a stelelor obișnuite.
Stele greutăți diferite ajung în cele din urmă într-una din cele trei stări: pitice albe, stele neutronice sau găuri negre. Dacă masa stelei este mică, atunci forțele gravitaționale sunt relativ slabe și compresia stelei (colapsul gravitațional) se oprește. Ea intră în stare echilibrată pitic alb. Dacă masa depășește o valoare critică, compresia continuă. La densități foarte mari, electronii se combină cu protonii pentru a forma neutroni. În curând, aproape întreaga stea constă numai din neutroni și are o densitate atât de enormă încât masa stelară uriașă este concentrată într-o minge foarte mică cu o rază de câțiva kilometri și compresia se oprește - se formează o stea neutronică. Dacă masa stelei este atât de mare încât chiar și formarea unei stele neutronice nu va opri colapsul gravitațional, atunci etapa finală a evoluției stelei va fi o gaură neagră.
Soarele nostru strălucește de mai bine de 4,5 miliarde de ani. În același timp, consumă constant hidrogen. Este absolut clar că oricât de mari ar fi rezervele sale, acestea se vor epuiza cândva. Și ce se va întâmpla cu luminatorul? Există un răspuns la această întrebare. Ciclu de viață stelele pot fi studiate din alte formațiuni cosmice similare. La urma urmei, există adevărați patriarhi în spațiu, a căror vârstă este de 9-10 miliarde de ani. Și sunt vedete foarte tinere. Ele nu au mai mult de câteva zeci de milioane de ani.
În consecință, observând starea diferitelor stele cu care este „împrăștiat” Universul, se poate înțelege cum se comportă acestea în timp. Aici putem face o analogie cu un observator extraterestru. A zburat pe Pământ și a început să studieze oamenii: copii, adulți, bătrâni. Astfel, într-o perioadă foarte scurtă de timp, a înțeles ce schimbări se întâmplă oamenilor de-a lungul vieții.
Soarele este în prezent o pitică galbenă - 1
Vor trece miliarde de ani și va deveni o gigantă roșie - 2
Și apoi se va transforma într-o pitică albă - 3
Prin urmare, putem spune cu toată încrederea că când rezervele de hidrogen din partea centrală a Soarelui sunt epuizate, reacția termonucleară nu se va opri. Zona în care va continua acest proces va începe să se deplaseze spre suprafața stelei noastre. Dar, în același timp, forțele gravitaționale nu vor mai putea influența presiunea care este generată ca urmare a reacției termonucleare.
Prin urmare, steaua va începe să crească în dimensiune și să se transforme treptat într-o gigantă roșie. Acesta este un obiect spațial dintr-o etapă târzie de evoluție. Dar se întâmplă și într-un stadiu incipient în timpul formării stelelor. Numai în al doilea caz uriașul roșu se micșorează și se transformă în steaua secvenței principale. Adică, una în care are loc reacția de sinteză a heliului din hidrogen. Într-un cuvânt, acolo unde începe ciclul de viață al unei stele este locul unde se termină.
Soarele nostru va crește atât de mult în dimensiune încât va înghiți planetele din apropiere. Acestea sunt Mercur, Venus și Pământ. Dar nu-ți fie frică. Steaua va începe să moară peste câteva miliarde de ani. În acest timp, zeci și poate sute de civilizații se vor schimba. O persoană va ridica un club de mai multe ori, iar după mii de ani se va așeza din nou la un computer. Aceasta este ciclicitatea obișnuită pe care se bazează întregul Univers.
Dar a deveni un gigant roșu nu înseamnă sfârșit. Reacția termonucleară va arunca învelișul exterior în spațiu. Și în centru va rămâne un miez de heliu lipsit de energie. Sub influența forțelor gravitaționale, se va comprima și, în cele din urmă, se va transforma într-o formațiune cosmică extrem de densă, cu o masă mare. Se numesc astfel de rămășițe de stele dispărute și care se răcesc încet pitice albe.
Pitica noastră albă va avea o rază de 100 de ori mai mică decât raza Soarelui, iar luminozitatea sa va scădea de 10 mii de ori. În acest caz, masa va fi comparabilă cu cea solară actuală, iar densitatea va fi de un milion de ori mai mare. Există o mulțime de astfel de pitice albe în Galaxia noastră. Numărul lor este de 10% din numărul total de stele.
Trebuie remarcat faptul că piticele albe sunt hidrogen și heliu. Dar nu vom merge în sălbăticie, ci vom observa doar că, cu o compresie puternică, se poate produce colapsul gravitațional. Și aceasta este plină de o explozie colosală. În acest caz, se observă o explozie de supernovă. Termenul „supernova” nu descrie vârsta, ci luminozitatea blițului. Doar că pitica albă nu a fost vizibilă multă vreme în abisul cosmic și dintr-o dată a apărut o strălucire strălucitoare.
Majoritatea supernovelor care explodează se împrăștie prin spațiu cu o viteză extraordinară. Și partea centrală rămasă este comprimată într-o formațiune și mai densă și se numește stea neutronică. Este produsul final al evoluției stelare. Masa sa este comparabilă cu cea a soarelui, iar raza sa atinge doar câteva zeci de kilometri. Un cub cm stea de neutroni poate cântări milioane de tone. Există destul de multe astfel de formațiuni în spațiu. Numărul lor este de aproximativ o mie de ori mai mic decât sorii obișnuiți cu care este presărat cerul de noapte al Pământului.
Trebuie spus că ciclul de viață al unei stele este direct legat de masa ei. Dacă se potrivește cu masa Soarelui nostru sau este mai mică decât aceasta, atunci apare o pitică albă la sfârșitul vieții sale. Cu toate acestea, există corpuri de iluminat care sunt de zeci și sute de ori mai mari decât Soarele.
Când astfel de giganți se micșorează pe măsură ce îmbătrânesc, ei distorsionează spațiul și timpul atât de mult încât în loc de pitică albă apare o pitică albă. gaură neagră. Atracția sa gravitațională este atât de puternică încât chiar și acele obiecte care se mișcă cu viteza luminii nu o pot depăși. Dimensiunile gaurii sunt caracterizate de raza gravitationala. Aceasta este raza sferei delimitată de orizontul evenimentelor. Reprezintă o limită spațiu-timp. Orice corp cosmic, depășindu-l, dispare pentru totdeauna și nu se întoarce niciodată înapoi.
Există multe teorii despre găurile negre. Toate se bazează pe teoria gravitației, deoarece gravitația este una dintre cele mai importante forțe din Univers. Și principala sa calitate este versatilitate. Cel puțin, astăzi nu a fost descoperit un singur obiect spațial care să nu aibă interacțiune gravitațională.
Există o presupunere că prin gaură neagră poti intra in o lume paralelă. Adică este un canal către o altă dimensiune. Orice este posibil, dar orice afirmație necesită dovezi practice. Cu toate acestea, niciun muritor nu a reușit încă să efectueze un astfel de experiment.
Astfel, ciclul de viață al unei stele este format din mai multe etape. În fiecare dintre ele, luminarul apare într-o anumită capacitate, care este radical diferită de cele anterioare și viitoare. Aceasta este unicitatea și misterul spațiului cosmic. Cunoscându-l, începi involuntar să te gândești că o persoană trece și ea prin mai multe etape în dezvoltarea sa. Iar coaja în care existăm acum este doar o etapă de tranziție către o altă stare. Dar această concluzie necesită din nou o confirmare practică..
Fuziunea termonucleară în interiorul stelelor
În acest moment, pentru stelele cu o masă mai mare de 0,8 mase solare, miezul devine transparent la radiații, iar transferul de energie radiativă în nucleu predomină, în timp ce învelișul din partea de sus rămâne convectivă. Nimeni nu știe cu siguranță cum ajung stelele cu masă mai mică în secvența principală, deoarece timpul petrecut de aceste stele în categoria tânără depășește vârsta Universului. Toate ideile noastre despre evoluția acestor stele se bazează pe calcule numerice.
Pe măsură ce steaua se contractă, presiunea gazului electron degenerat începe să crească, iar la o anumită rază a stelei, această presiune oprește creșterea temperaturii centrale și apoi începe să o scadă. Și pentru stelele mai mici de 0,08, acest lucru se dovedește a fi fatal: energia eliberată în timpul reacțiilor nucleare nu va fi niciodată suficientă pentru a acoperi costurile radiațiilor. Astfel de sub-stele sunt numite pitice brune, iar soarta lor este compresia constantă până când presiunea gazului degenerat o oprește și apoi răcirea treptată odată cu oprirea tuturor reacțiilor nucleare.
Stele tinere de masă intermediară
Stele tinere de masă intermediară (de la 2 la 8 ori masa Soarelui) evoluează calitativ exact în același mod ca și surorile lor mai mici, cu excepția faptului că nu au zone convective până la secvența principală.
Obiectele de acest tip sunt asociate cu așa-numitele. Stele Ae\Be Herbit cu variabile neregulate de tip spectral B-F5. Au și discuri cu jet bipolare. Viteza de scurgere, luminozitatea și temperatura efectivă sunt semnificativ mai mari decât pentru τ Taur, astfel încât ei încălzesc și dispersează eficient rămășițele norului protostelar.
Stele tinere cu o masă mai mare de 8 mase solare
De fapt, acestea sunt deja vedete normale. În timp ce masa miezului hidrostatic se acumula, steaua a reușit să sară prin toate etapele intermediare și să se încălzească reactii nucleareîn așa măsură încât compensează pierderile de radiații. Pentru aceste stele, fluxul de masă și luminozitate este atât de mare încât nu numai că oprește colapsul regiunilor exterioare rămase, dar le împinge înapoi. Astfel, masa stelei rezultate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar. Cel mai probabil, acest lucru explică absența în galaxia noastră a stelelor de peste 100-200 de ori masa Soarelui.
Ciclul mijlociu al unei stele
Printre stelele formate există o mare varietate de culori și dimensiuni. Ele variază în tipul spectral de la albastru fierbinte la roșu rece și în masă - de la 0,08 la mai mult de 200 de mase solare. Luminozitatea și culoarea unei stele depind de temperatura suprafeței sale, care, la rândul ei, este determinată de masa sa. Toate stelele noi „își iau locul” în secvența principală în funcție de compoziția lor chimică și de masă. Nu vorbim despre mișcarea fizică a stelei - doar despre poziția sa pe diagrama indicată, în funcție de parametrii stelei. Adică vorbim, de fapt, doar despre schimbarea parametrilor stelei.
Ceea ce se întâmplă în continuare depinde din nou de masa stelei.
Anii mai târziu și moartea stelelor
Stele vechi cu masă mică
Până în prezent, nu se știe cu certitudine ce se întâmplă cu stelele luminoase după ce aprovizionarea lor cu hidrogen este epuizată. Întrucât universul are 13,7 miliarde de ani, ceea ce nu este suficient de lung pentru a-și epuiza rezerva de combustibil cu hidrogen, teorii moderne se bazează pe modelarea computerizată a proceselor care au loc în astfel de stele.
Unele stele pot sintetiza heliu doar în unele zonele active, provocând instabilitate și vânturi solare puternice. În acest caz, formarea unei nebuloase planetare nu are loc, iar steaua doar se evaporă, devenind chiar mai mică decât o pitică maro.
Dar o stea cu o masă mai mică de 0,5 solară nu va putea niciodată să sintetizeze heliu chiar și după ce reacțiile care implică hidrogen încetează în miez. Învelișul lor stelar nu este suficient de masiv pentru a depăși presiunea generată de miez. Aceste stele includ pitice roșii (cum ar fi Proxima Centauri), care au fost pe secvența principală de sute de miliarde de ani. După încetarea reacțiilor termonucleare în miezul lor, aceștia, răcindu-se treptat, vor continua să emită slab în intervalele de infraroșu și microunde ale spectrului electromagnetic.
Stele de dimensiuni medii
Când vedeta ajunge mărime medie(de la 0,4 la 3,4 mase solare) faza gigant roșie, straturile sale exterioare continuă să se extindă, miezul se contractă și reacțiile încep să sintetizeze carbonul din heliu. Fuziunea eliberează multă energie, oferind vedetei o amânare temporară. Pentru o stea de dimensiuni similare cu Soarele, acest proces poate dura aproximativ un miliard de ani.
Modificările cantității de energie emisă fac ca steaua să treacă prin perioade de instabilitate, inclusiv modificări ale dimensiunii, temperaturii suprafeței și producției de energie. Ieșirea de energie se deplasează către radiații de joasă frecvență. Toate acestea sunt însoțite de creșterea pierderii de masă din cauza vântului solar puternic și a pulsațiilor intense. Stelele din această fază sunt numite stele de tip târziu, stele OH -IR sau stele asemănătoare Mira, în funcție de caracteristicile lor exacte. Gazul ejectat este relativ bogat în elemente grele produse în interiorul stelei, cum ar fi oxigenul și carbonul. Gazul formează o înveliș în expansiune și se răcește pe măsură ce se îndepărtează de stea, permițând formarea de particule și molecule de praf. Cu radiații infraroșii puternice de la steaua centrală, în astfel de cochilii se formează condiții ideale pentru activarea maserelor.
Reacțiile de ardere a heliului sunt foarte sensibile la temperatură. Uneori, acest lucru duce la o mare instabilitate. Au loc pulsații violente, care în cele din urmă conferă suficientă energie cinetică straturilor exterioare pentru a fi ejectate și a deveni o nebuloasă planetară. În centrul nebuloasei rămâne nucleul stelei care, pe măsură ce se răcește, se transformă într-o pitică albă de heliu, având de obicei o masă de până la 0,5-0,6 solar și un diametru de ordinul diametrului Pământului. .
Pitici albi
Marea majoritate a stelelor, inclusiv Soarele, își încheie evoluția contractându-se până când presiunea electronilor degenerați echilibrează gravitația. În această stare, când dimensiunea stelei scade de o sută de ori, iar densitatea devine de un milion de ori mai mare decât densitatea apei, steaua este numită pitică albă. Este lipsit de surse de energie și, răcindu-se treptat, devine întunecat și invizibil.
În stelele mai masive decât Soarele, presiunea electronilor degenerați nu poate conține compresia nucleului și continuă până când majoritatea particulelor sunt transformate în neutroni, împachetate atât de strâns încât dimensiunea stelei este măsurată în kilometri și este de 100. apă de milioane de ori mai densă. Un astfel de obiect se numește stea neutronică; echilibrul său este menținut prin presiunea materiei neutronice degenerate.
Stele supermasive
După ce straturile exterioare ale unei stele cu o masă mai mare de cinci mase solare s-au împrăștiat pentru a forma o supergigantă roșie, miezul începe să se comprime din cauza forțelor gravitaționale. Pe măsură ce compresia crește, temperatura și densitatea cresc și începe o nouă secvență de reacții termonucleare. În astfel de reacții, sunt sintetizate elemente grele, ceea ce limitează temporar colapsul nucleului.
În cele din urmă, pe măsură ce se formează elemente din ce în ce mai grele ale tabelului periodic, fierul-56 este sintetizat din siliciu. Până în acest moment, sinteza elementelor a eliberat o cantitate mare de energie, dar nucleul de fier -56 este cel care are defectul de masă maximă, iar formarea nucleelor mai grele este nefavorabilă. Prin urmare, atunci când nucleul de fier al unei stele atinge o anumită valoare, presiunea din el nu mai este capabilă să reziste forței colosale a gravitației și se produce prăbușirea imediată a nucleului odată cu neutronizarea materiei sale.
Ce se întâmplă în continuare nu este complet clar. Dar orice ar fi, provoacă o explozie de supernovă de o putere incredibilă în câteva secunde.
Explozia însoțitoare de neutrini provoacă o undă de șoc. Jeturi puternice de neutrini și un câmp magnetic rotativ împing în afară o mare parte din materialul acumulat de stele - așa-numitele elemente semințe, inclusiv fier și elemente mai ușoare. Materia care explodează este bombardată de neutroni emiși din nucleu, captându-i și creând astfel un set de elemente mai grele decât fierul, inclusiv radioactive, până la uraniu (și poate chiar californiu). Astfel, exploziile de supernove explică prezența unor elemente mai grele decât fierul în materia interstelară.
Unda de explozie și jeturile de neutrini transportă material departe de steaua pe moarte în spațiul interstelar. Ulterior, deplasându-se prin spațiu, acest material de supernovă se poate ciocni cu alte resturi spațiale și poate participa la formarea de noi stele, planete sau sateliți.
Procesele care au loc în timpul formării unei supernove sunt încă studiate și, până acum, nu există claritate cu privire la această problemă. De asemenea, este discutabil ce rămâne de fapt din steaua originală. Cu toate acestea, sunt luate în considerare două opțiuni:
Stele neutronice
Se știe că în unele supernove, gravitația puternică în adâncurile supergigantului face ca electronii să cadă în nucleul atomic, unde se fuzionează cu protoni pentru a forma neutroni. Forțele electromagnetice care separă nucleele din apropiere dispar. Miezul stelei este acum o minge densă de nuclee atomice și neutroni individuali.
Astfel de stele, cunoscute sub numele de stele neutronice, sunt extrem de mici - nu mai mult de dimensiunea unui oraș mare - și au o densitate inimaginabil de mare. Perioada lor orbitală devine extrem de scurtă pe măsură ce dimensiunea stelei scade (datorită conservării momentului unghiular). Unii fac 600 de rotații pe secundă. Când axa care leagă polii magnetici nord și sud ai acestei stele care se rotește rapid îndreaptă către Pământ, un puls de radiație poate fi detectat care se repetă la intervale egale cu perioada orbitală a stelei. Astfel de stele neutronice au fost numite „pulsari” și au devenit primele stele cu neutroni care au fost descoperite.
Găuri negre
Nu toate supernovele devin stele neutronice. Dacă steaua are o masă suficient de mare, atunci prăbușirea stelei va continua și neutronii înșiși vor începe să cadă în interior până când raza sa devine mai mică decât raza Schwarzschild. După aceasta, steaua devine o gaură neagră.
Existența găurilor negre a fost prezisă de teoria generală a relativității. Conform relativității generale, materia și informația nu pot părăsi o gaură neagră în nicio condiție. Cu toate acestea, mecanica cuantică face posibile excepții de la această regulă.
A mai rămas un număr întrebări deschise. Principalul dintre ei: „Există găuri negre?” La urma urmei, pentru a spune cu siguranță că un anumit obiect este o gaură neagră, este necesar să-i observăm orizontul de evenimente. Toate încercările de a face acest lucru s-au încheiat cu un eșec. Dar există încă speranță, deoarece unele obiecte nu pot fi explicate fără a implica acreția și acreția pe un obiect fără o suprafață solidă, dar acest lucru nu dovedește însăși existența găurilor negre.
Întrebările sunt și ele deschise: este posibil ca o stea să se prăbușească direct într-o gaură neagră, ocolind o supernova? Există supernove care mai târziu vor deveni găuri negre? Care este influența exactă a masei inițiale a unei stele asupra formării obiectelor la sfârșitul ciclului său de viață?
Ca orice corp din natură, stelele nu pot rămâne neschimbate. Ei se nasc, se dezvoltă și în cele din urmă „mor”. Evoluția stelelor durează miliarde de ani, dar există dezbateri cu privire la momentul formării lor. Anterior, astronomii credeau că procesul de „naștere” lor din praful de stele a durat milioane de ani, dar nu cu mult timp în urmă au fost obținute fotografii ale regiunii cerului din Marea Nebuloasă Orion. Pe parcursul mai multor ani, un mic
Fotografiile din 1947 au arătat un grup mic de obiecte asemănătoare stelelor în această locație. Până în 1954, unele dintre ele deveniseră deja alungite, iar cinci ani mai târziu aceste obiecte s-au rupt în altele separate. Astfel, pentru prima dată, procesul nașterii stelelor a avut loc literalmente sub ochii astronomilor.
Să ne uităm în detaliu la structura și evoluția stelelor, unde viața lor nesfârșită, după standardele umane, începe și se termină.
În mod tradițional, oamenii de știință presupun că stelele se formează ca urmare a condensării norilor de gaz și praf. Sub influența forțelor gravitaționale, din norii rezultați se formează o minge de gaz opac, densă ca structură. A lui presiunea internă nu poate echilibra forțele gravitaționale care o comprimă. Treptat, mingea se contractă atât de mult încât temperatura interiorului stelar crește, iar presiunea gazului fierbinte din interiorul bilei se echilibrează. forțe externe. După aceasta, compresia se oprește. Durata acestui proces depinde de masa stelei și de obicei variază de la două până la câteva sute de milioane de ani.
Structura stelelor presupune temperaturi foarte ridicate în nucleele lor, ceea ce contribuie la procesele termonucleare continue (hidrogenul care le formează se transformă în heliu). Aceste procese sunt cele care provoacă radiații intense de la stele. Timpul în care consumă cantitatea disponibilă de hidrogen este determinat de masa lor. De aceasta depinde și durata radiației.
Când rezervele de hidrogen sunt epuizate, evoluția stelelor se apropie de stadiul de formare.Acest lucru se întâmplă după cum urmează. După ce eliberarea energiei încetează, forțele gravitaționale încep să comprime miezul. În același timp, steaua crește semnificativ în dimensiune. Luminozitatea crește și ea pe măsură ce procesul continuă, dar numai la strat subțire la limita nucleului.
Acest proces este însoțit de o creștere a temperaturii miezului de heliu care se contractă și de transformarea nucleelor de heliu în nuclee de carbon.
Se prevede că Soarele nostru ar putea deveni o gigantă roșie în opt miliarde de ani. Raza sa va crește de câteva zeci de ori, iar luminozitatea sa va crește de sute de ori în comparație cu nivelurile actuale.
Durata de viață a unei stele, așa cum sa menționat deja, depinde de masa ei. Obiectele cu o masă mai mică decât Soarele își „utiliza” rezervele foarte economic, astfel încât să strălucească timp de zeci de miliarde de ani.
Evoluția stelelor se încheie cu formarea.Aceasta se întâmplă celor dintre ele a căror masă este apropiată de masa Soarelui, adică. nu depășește 1,2 din acesta.
Stelele gigantice tind să-și epuizeze rapid rezerva de combustibil nuclear. Acest lucru este însoțit de o pierdere semnificativă de masă, în special din cauza vărsării învelișurilor exterioare. Ca urmare, rămâne doar o parte centrală care se răcește treptat, în care reacțiile nucleare s-au oprit complet. În timp, astfel de stele încetează să emită și devin invizibile.
Dar uneori evoluția și structura normală a stelelor sunt perturbate. Cel mai adesea, aceasta se referă la obiecte masive care au epuizat toate tipurile de combustibil termonuclear. Apoi pot fi convertiți în neutroni, sau și cu cât oamenii de știință învață mai mulți despre aceste obiecte, cu atât apar mai multe întrebări noi.
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. Succes fizica nucleara a 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 intestinele stelelor în condiții foarte predominante. temperatura ridicata(aproximativ 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 posibilă observarea protostelelor în stadiile incipiente ale evoluției 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 ne întrerupem povestea despre maserii cosmici pentru a ne gândi la fenomenele uimitoare pe care le întâlnesc astronomii 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. Reacții termonucleare care susțin radiația Soarelui și a stelelor (vezi. de mai jos), a 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 pâlcuri de mase diferite, evoluând în protostele. 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, succesul teoriei structura interna iar evoluția stelelor ar fi fost imposibilă 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. Este despre 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
