Fusion thermonucléaire à l'intérieur des étoiles

À ce moment-là, pour les étoiles dont la masse est supérieure à 0,8 masse solaire, le noyau devient transparent au rayonnement et le transfert d'énergie radiative dans le noyau prévaut, tandis que la coquille au sommet reste convective. Personne ne sait avec certitude comment les étoiles de masse inférieure arrivent sur la séquence principale, puisque le temps que ces étoiles passent dans la catégorie jeune dépasse l'âge de l'Univers. Toutes nos idées sur l’évolution de ces étoiles sont basées sur des calculs numériques.

Au fur et à mesure que l'étoile se contracte, la pression du gaz électronique dégénéré commence à augmenter, et dans un certain rayon de l'étoile, cette pression arrête l'augmentation de la température centrale, puis commence à la baisser. Et pour les étoiles inférieures à 0,08, cela s’avère fatal : l’énergie libérée lors des réactions nucléaires ne suffira jamais à couvrir les coûts des radiations. Ces sous-étoiles sont appelées naines brunes et leur destin est une compression constante jusqu'à ce que la pression du gaz dégénéré l'arrête, puis un refroidissement progressif avec l'arrêt de toutes les réactions nucléaires.

Jeunes étoiles de masse intermédiaire

Les jeunes étoiles de masse intermédiaire (de 2 à 8 fois la masse du Soleil) évoluent qualitativement exactement de la même façon que leurs petites sœurs, sauf qu'elles ne présentent pas de zones convectives jusqu'à la séquence principale.

Les objets de ce type sont associés à ce qu'on appelle. Étoiles Ae\Be Herbit à variables irrégulières de type spectral B-F5. Ils possèdent également des disques à réaction bipolaires. La vitesse d'écoulement, la luminosité et la température effective sont nettement plus élevées que pour τ Taureau, ils chauffent et dispersent donc efficacement les restes du nuage protostellaire.

Jeunes étoiles d'une masse supérieure à 8 masses solaires

En fait, ce sont déjà des étoiles normales. Pendant que la masse du noyau hydrostatique s'accumulait, l'étoile a réussi à franchir tous les étages intermédiaires et à se réchauffer. réactions nucléairesà tel point qu'ils compensent les pertes par rayonnement. Pour ces étoiles, la fuite de masse et de luminosité est si importante qu'elle non seulement arrête l'effondrement des régions extérieures restantes, mais les repousse. Ainsi, la masse de l’étoile résultante est sensiblement inférieure à la masse du nuage protostellaire. Très probablement, cela explique l'absence dans notre galaxie d'étoiles représentant plus de 100 à 200 fois la masse du Soleil.

Cycle de vie d'une étoile

Parmi les étoiles formées, il existe une grande variété de couleurs et de tailles. Leur type spectral va du bleu chaud au rouge froid, et leur masse varie de 0,08 à plus de 200 masses solaires. La luminosité et la couleur d’une étoile dépendent de la température de sa surface, elle-même déterminée par sa masse. Toutes les nouvelles étoiles « prennent leur place » sur la séquence principale en fonction de leur composition chimique et de leur masse. Nous ne parlons pas du mouvement physique de l'étoile - seulement de sa position sur le diagramme indiqué, en fonction des paramètres de l'étoile. Autrement dit, nous parlons en fait uniquement de la modification des paramètres de l'étoile.

Ce qui se passe ensuite dépend encore une fois de la masse de l’étoile.

Années ultérieures et mort des étoiles

Vieilles étoiles de faible masse

À ce jour, on ne sait pas avec certitude ce qui arrive aux étoiles lumineuses une fois que leur réserve d’hydrogène est épuisée. Étant donné que l'âge de l'univers est de 13,7 milliards d'années, ce qui n'est pas suffisant pour épuiser les réserves d'hydrogène, les théories modernes sont basées sur des simulations informatiques des processus qui se produisent dans ces étoiles.

Certaines étoiles ne peuvent fusionner l'hélium que dans certaines régions actives, provoquant une instabilité et de forts vents solaires. Dans ce cas, la formation d'une nébuleuse planétaire ne se produit pas et l'étoile ne fait que s'évaporer, devenant encore plus petite qu'une naine brune.

Mais une étoile d’une masse inférieure à 0,5 solaire ne sera jamais capable de synthétiser de l’hélium même après la fin des réactions impliquant l’hydrogène dans le noyau. Leur enveloppe stellaire n’est pas assez massive pour vaincre la pression générée par le noyau. Ces étoiles comprennent des naines rouges (telles que Proxima Centauri), qui figurent sur la séquence principale depuis des centaines de milliards d'années. Après l'arrêt des réactions thermonucléaires dans leur noyau, ils, en se refroidissant progressivement, continueront à émettre faiblement dans les domaines infrarouge et micro-onde du spectre électromagnétique.

Étoiles de taille moyenne

Lorsqu'une étoile de taille moyenne (de 0,4 à 3,4 masses solaires) atteint la phase géante rouge, ses couches externes continuent de s'étendre, le noyau se contracte et des réactions commencent pour synthétiser du carbone à partir de l'hélium. La fusion libère beaucoup d’énergie, donnant un répit temporaire à l’étoile. Pour une étoile de taille similaire au Soleil, ce processus peut prendre environ un milliard d’années.

Les changements dans la quantité d'énergie émise entraînent l'étoile à traverser des périodes d'instabilité, notamment des changements de taille, de température de surface et de production d'énergie. La production d’énergie se déplace vers un rayonnement basse fréquence. Tout cela s’accompagne d’une perte de masse croissante due aux forts vents solaires et aux pulsations intenses. Les étoiles de cette phase sont appelées étoiles de type tardif, Étoiles OH-IR ou des étoiles de type Mira, selon leurs caractéristiques exactes. Le gaz éjecté est relativement riche en éléments lourds produits à l'intérieur de l'étoile, comme l'oxygène et le carbone. Le gaz forme une coquille en expansion et se refroidit à mesure qu’il s’éloigne de l’étoile, permettant la formation de particules et de molécules de poussière. Avec le fort rayonnement infrarouge de l'étoile centrale, conditions idéales pour activer les masers.

Les réactions de combustion de l'hélium sont très sensibles à la température. Cela conduit parfois à une grande instabilité. De violentes pulsations se produisent, qui finissent par transmettre suffisamment d'énergie cinétique aux couches externes pour être éjectées et devenir une nébuleuse planétaire. Au centre de la nébuleuse reste le noyau de l'étoile qui, en refroidissant, se transforme en une naine blanche à l'hélium, ayant généralement une masse allant jusqu'à 0,5-0,6 solaire et un diamètre de l'ordre du diamètre de la Terre. .

Naines blanches

La grande majorité des étoiles, dont le Soleil, terminent leur évolution en se contractant jusqu'à ce que la pression des électrons dégénérés équilibre la gravité. Dans cet état, lorsque la taille de l'étoile diminue de cent fois et que la densité devient un million de fois supérieure à la densité de l'eau, l'étoile est appelée naine blanche. Il est privé de sources d'énergie et, en se refroidissant progressivement, devient sombre et invisible.

Dans les étoiles plus massives que le Soleil, la pression des électrons dégénérés ne peut pas contenir la compression du noyau, et elle continue jusqu'à ce que la plupart des particules soient converties en neutrons, si étroitement compactés que la taille de l'étoile se mesure en kilomètres et est de 100. une eau un million de fois plus dense. Un tel objet s’appelle une étoile à neutrons ; son équilibre est maintenu par la pression de la matière neutronique dégénérée.

Étoiles supermassives

Une fois que les couches externes d’une étoile d’une masse supérieure à cinq masses solaires se sont dispersées pour former une supergéante rouge, le noyau commence à se comprimer en raison des forces gravitationnelles. À mesure que la compression augmente, la température et la densité augmentent et une nouvelle séquence de réactions thermonucléaires commence. Dans de telles réactions, des éléments lourds sont synthétisés, ce qui limite temporairement l'effondrement du noyau.

En fin de compte, à mesure que des éléments de plus en plus lourds du tableau périodique se forment, le fer 56 est synthétisé à partir du silicium. Jusqu'à présent, la synthèse des éléments libérés un grand nombre de En énergie, cependant, c'est le noyau de fer -56 qui présente le défaut de masse maximal et la formation de noyaux plus lourds est défavorable. Par conséquent, lorsque le noyau de fer d'une étoile atteint une certaine valeur, la pression qui y règne n'est plus capable de résister à la force colossale de la gravité, et l'effondrement immédiat du noyau se produit avec la neutronisation de sa matière.

Ce qui se passera ensuite n’est pas tout à fait clair. Mais quoi qu’il en soit, cela provoque une explosion de supernova d’une puissance incroyable en quelques secondes.

L’explosion de neutrinos qui l’accompagne provoque une onde de choc. De puissants jets de neutrinos et un champ magnétique rotatif repoussent une grande partie de la matière accumulée par l'étoile - les éléments dits germes, notamment le fer et les éléments plus légers. La matière qui explose est bombardée par des neutrons émis par le noyau, les capturant et créant ainsi un ensemble d'éléments plus lourds que le fer, y compris des éléments radioactifs, jusqu'à l'uranium (et peut-être même le californium). Ainsi, les explosions de supernova expliquent la présence d'éléments plus lourds que le fer dans la matière interstellaire.

L'onde de choc et les jets de neutrinos transportent la matière de l'étoile mourante vers l'espace interstellaire. Par la suite, en se déplaçant dans l’espace, ce matériau de supernova pourrait entrer en collision avec d’autres débris spatiaux, et éventuellement participer à la formation de nouvelles étoiles, planètes ou satellites.

Les processus se produisant lors de la formation d'une supernova sont encore à l'étude et jusqu'à présent, cette question n'est pas claire. On peut également se demander ce qu’il reste réellement de l’étoile d’origine. Toutefois, deux options sont envisagées :

Étoiles à neutrons

On sait que dans certaines supernovae, la forte gravité dans les profondeurs de la supergéante fait tomber les électrons dans le noyau atomique, où ils fusionnent avec les protons pour former des neutrons. Les forces électromagnétiques séparant les noyaux voisins disparaissent. Le noyau de l'étoile est désormais une boule dense de noyaux atomiques et de neutrons individuels.

Ces étoiles, connues sous le nom d'étoiles à neutrons, sont extrêmement petites - pas plus de grande ville, et ont une densité incroyablement élevée. Leur période orbitale devient extrêmement courte à mesure que la taille de l'étoile diminue (en raison de la conservation du moment cinétique). Certains font 600 tours par seconde. Lorsque l'axe reliant les pôles magnétiques nord et sud de cette étoile en rotation rapide pointe vers la Terre, une impulsion de rayonnement peut être détectée se répétant à des intervalles égaux à la période orbitale de l'étoile. Ces étoiles à neutrons furent appelées « pulsars » et furent les premières étoiles à neutrons découvertes.

Trous noirs

Toutes les supernovae ne deviennent pas des étoiles à neutrons. Si l'étoile a une masse suffisamment grande, alors l'effondrement de l'étoile se poursuivra et les neutrons eux-mêmes commenceront à tomber vers l'intérieur jusqu'à ce que son rayon devienne inférieur au rayon de Schwarzschild. Après cela, l'étoile devient trou noir.

L’existence des trous noirs a été prédite par la théorie de la relativité générale. Selon la relativité générale, la matière et l’information ne peuvent en aucun cas quitter un trou noir. Cependant, la mécanique quantique permet des exceptions à cette règle.

Un certain nombre de questions restent ouvertes. Le principal d’entre eux : « Y a-t-il des trous noirs ? » Après tout, pour affirmer avec certitude qu'un objet donné est un trou noir, il est nécessaire d'observer son horizon des événements. Toutes les tentatives pour y parvenir se sont soldées par un échec. Mais il y a encore de l'espoir, puisque certains objets ne peuvent être expliqués sans impliquer une accrétion, et une accrétion sur un objet sans surface solide, mais cela ne prouve pas l'existence même des trous noirs.

Des questions sont également ouvertes : est-il possible qu’une étoile s’effondre directement dans un trou noir, en contournant une supernova ? Existe-t-il des supernovae qui deviendront plus tard des trous noirs ? Quelle est l'influence exacte de la masse initiale d'une étoile sur la formation des objets à la fin de son cycle de vie ?

Bonjour chers lecteurs ! Je voudrais parler du magnifique ciel nocturne. Pourquoi la nuit ? Tu demandes. Parce que les étoiles y sont bien visibles, ces beaux petits points lumineux sur le fond noir-bleu de notre ciel. Mais en réalité, ils ne sont pas petits, mais simplement énormes, et à cause de la grande distance, ils semblent si petits..

L'un d'entre vous a-t-il imaginé comment naissent les stars, comment elles vivent leur vie, à quoi ressemble leur vie en général ? Je vous suggère de lire cet article maintenant et d'imaginer l'évolution des étoiles au fil du temps. J'ai préparé quelques vidéos pour un exemple visuel 😉

Le ciel est parsemé de nombreuses étoiles, parmi lesquelles se trouvent d'énormes nuages ​​​​de poussière et de gaz, principalement de l'hydrogène. Les étoiles naissent précisément dans ces nébuleuses, ou régions interstellaires.

Une étoile vit si longtemps (jusqu'à des dizaines de milliards d'années) que les astronomes sont incapables de retracer la vie d'une seule d'entre elles, du début à la fin. Mais ils ont la possibilité d’observer différentes étapes du développement des étoiles.

Les scientifiques ont combiné les données obtenues et ont pu retracer les étapes de la vie d'étoiles typiques : le moment de la naissance d'une étoile dans un nuage interstellaire, sa jeunesse, âge moyen, la vieillesse et la mort parfois très spectaculaire.

La naissance d'une étoile.

La formation d’une étoile commence par le compactage de la matière à l’intérieur d’une nébuleuse. Progressivement, le compactage qui en résulte diminue en taille, se rétrécissant sous l'influence de la gravité. Durant cette compression, ou s'effondrer, de l'énergie est libérée qui chauffe la poussière et le gaz et les fait briller.

Il existe ce qu'on appelle Protoétoile. La température et la densité de la matière en son centre, ou noyau, sont maximales. Lorsque la température atteint environ 10 000 000°C, des réactions thermonucléaires commencent à se produire dans le gaz.

Les noyaux des atomes d’hydrogène commencent à se combiner et à se transformer en noyaux d’atomes d’hélium. Cette fusion libère une énorme quantité d’énergie. Cette énergie, par le processus de convection, est transférée à la couche superficielle, puis, sous forme de lumière et de chaleur, est émise dans l'espace. C'est ainsi qu'une protoétoile se transforme en une véritable étoile.

Le rayonnement provenant du noyau chauffe l’environnement gazeux, créant une pression dirigée vers l’extérieur et empêchant ainsi l’effondrement gravitationnel de l’étoile.

Le résultat est qu’il trouve l’équilibre, c’est-à-dire qu’il a des dimensions constantes, une température de surface constante et une quantité constante d’énergie libérée.

Les astronomes appellent une étoile à ce stade de développement étoile de la séquence principale, indiquant ainsi la place qu'il occupe sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. Ce diagramme exprime la relation entre la température et la luminosité d'une étoile.

Les protoétoiles, qui ont une petite masse, ne se réchauffent jamais aux températures requises pour initier une réaction thermonucléaire. Ces étoiles, suite à la compression, deviennent sombres naines rouges , voire un variateur naines brunes . La première étoile naine brune n’a été découverte qu’en 1987.

Géants et nains.

Le diamètre du Soleil est d'environ 1 400 000 km, sa température de surface est d'environ 6 000°C et il émet une lumière jaunâtre. Elle fait partie de la séquence principale des étoiles depuis 5 milliards d'années.

Le « carburant » hydrogène d’une telle étoile sera épuisé dans environ 10 milliards d’années, et l’hélium restera principalement dans son noyau. Lorsqu’il n’y a plus rien à « brûler », l’intensité du rayonnement dirigé depuis le noyau n’est plus suffisante pour équilibrer l’effondrement gravitationnel du noyau.

Mais l'énergie libérée dans ce cas est suffisante pour réchauffer la matière environnante. Dans cette coquille, la synthèse des noyaux d’hydrogène commence et davantage d’énergie est libérée.

L'étoile commence à briller plus fort, mais maintenant avec une lumière rougeâtre, et en même temps elle se dilate également, augmentant sa taille des dizaines de fois. Maintenant une telle star appelé une géante rouge.

Le noyau de la géante rouge se contracte et la température monte jusqu'à 100 000 000°C ou plus. Ici se produit la réaction de fusion des noyaux d'hélium, le transformant en carbone. Grâce à l’énergie libérée au cours de ce processus, l’étoile brille encore pendant environ 100 millions d’années.

Une fois l’hélium épuisé et les réactions éteintes, l’étoile entière se rétrécit progressivement, sous l’influence de la gravité, jusqu’à atteindre presque la taille de . L'énergie libérée dans ce cas est suffisante pour que l'étoile (maintenant une naine blanche) a continué à briller pendant un certain temps.

Le degré de compression de la matière dans une naine blanche est très élevé et, par conséquent, sa densité est très élevée - le poids d'une cuillère à soupe peut atteindre mille tonnes. C’est ainsi qu’évoluent les étoiles de la taille de notre Soleil.

Vidéo montrant l'évolution de notre Soleil en naine blanche

Une étoile ayant cinq fois la masse du Soleil a un cycle de vie beaucoup plus court et évolue quelque peu différemment. Une telle étoile est beaucoup plus brillante et sa température de surface est de 25 000 °C ou plus ; la période de séjour dans la séquence principale d'étoiles n'est que d'environ 100 millions d'années.

Quand une telle star entre en scène géant rouge , la température en son cœur dépasse 600 000 000°C. Il subit des réactions de fusion de noyaux de carbone, qui sont convertis en éléments plus lourds, dont le fer.

L'étoile, sous l'influence de l'énergie libérée, s'étend jusqu'à atteindre des tailles des centaines de fois supérieures à sa taille d'origine. Une star à ce stade appelé une supergéante .

Le processus de production d’énergie dans le noyau s’arrête soudainement et diminue en quelques secondes. Avec tout cela, une énorme quantité d’énergie est libérée et une onde de choc catastrophique se forme.

Cette énergie traverse toute l'étoile et en expulse une partie importante avec une force explosive dans l'espace, provoquant un phénomène connu sous le nom de explosion de supernova .

Pour meilleure performance Tout cela a été écrit, regardons le schéma du cycle évolutif des étoiles

En février 1987, une éruption similaire a été observée dans une galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan. Cette supernova a brièvement brillé plus fort qu'un billion de soleils.

Le noyau de la supergéante se comprime et forme un corps céleste d'un diamètre de seulement 10 à 20 km, et sa densité est si élevée qu'une cuillère à café de sa substance peut peser 100 millions de tonnes !!! Un tel corps céleste est constitué de neutrons etappelée étoile à neutrons .

Une étoile à neutrons qui vient de se former a une vitesse de rotation élevée et un magnétisme très puissant.

Cela crée un puissant champ électromagnétique qui émet des ondes radio et d’autres types de rayonnements. Ils se propagent de pôles magnétiquesétoiles sous forme de rayons.

Ces rayons, dus à la rotation de l’étoile autour de son axe, semblent balayer l’espace. Lorsqu’ils passent devant nos radiotélescopes, nous les percevons comme de courts éclairs ou impulsions. C'est pourquoi ces étoiles sont appelées pulsars.

Les pulsars ont été découverts grâce aux ondes radio qu'ils émettent. On sait désormais que nombre d’entre eux émettent de la lumière et des impulsions de rayons X.

Le premier pulsar lumineux a été découvert dans la nébuleuse du Crabe. Ses impulsions se répètent 30 fois par seconde.

Les impulsions des autres pulsars se répètent beaucoup plus souvent : PIR (source radio pulsée) 1937+21 clignote 642 fois par seconde. C'est même difficile d'imaginer cela !

Les étoiles qui ont la plus grande masse, des dizaines de fois celle du Soleil, éclatent également comme des supernovae. Mais en raison de leur masse énorme, leur effondrement est bien plus catastrophique.

La compression destructrice ne s'arrête pas même au stade de la formation d'une étoile à neutrons, créant une région dans laquelle la matière ordinaire cesse d'exister.

Il ne reste qu’une seule gravité, si forte que rien, pas même la lumière, ne peut échapper à son influence. Cette zone est appelée trou noir.Ouais, l'évolution grandes étoiles effrayant et très dangereux.

Dans cette vidéo, nous parlerons de la façon dont une supernova se transforme en pulsar et en trou noir.

Je ne sais pas pour vous, chers lecteurs, mais personnellement, j’aime beaucoup et je m’intéresse beaucoup à l’espace et à tout ce qui s’y rapporte, c’est tellement mystérieux et beau, c’est époustouflant ! L'évolution des étoiles nous a beaucoup appris sur l'avenir de notre planète. et tout.

Formé par condensation du milieu interstellaire. Grâce à des observations, il a été possible de déterminer que les étoiles sont apparues en temps différent et se posent encore aujourd'hui.

Le principal problème de l'évolution des étoiles est la question de l'origine de leur énergie, grâce à laquelle elles brillent et émettent d'énormes quantités d'énergie. Auparavant, de nombreuses théories avaient été avancées pour identifier les sources d'énergie des étoiles. On croyait qu’une source continue d’énergie stellaire était la compression continue. Cette source est certes bonne, mais ne peut pas maintenir longtemps un rayonnement approprié. Au milieu du XXe siècle, la réponse à cette question a été trouvée. La source de rayonnement sont les réactions de fusion thermonucléaire. À la suite de ces réactions, l'hydrogène se transforme en hélium et l'énergie libérée traverse les entrailles de l'étoile, est transformée et émise dans l'espace (il est à noter que plus la température est élevée, plus ces réactions se produisent rapidement ; c'est pourquoi les étoiles massives et chaudes quittent la séquence principale plus rapidement).

Imaginez maintenant l'émergence d'une étoile...

Un nuage de gaz interstellaire et de poussière a commencé à se condenser. De ce nuage se forme une boule de gaz assez dense. La pression à l'intérieur de la boule n'est pas encore capable d'équilibrer les forces d'attraction, elle va donc rétrécir (peut-être qu'à ce moment-là, des amas avec moins de masse se formeront autour de l'étoile, qui finiront par se transformer en planètes). Lorsqu'il est comprimé, la température augmente. Ainsi, la star se pose progressivement sur la séquence principale. Ensuite, la pression du gaz à l’intérieur de l’étoile équilibre la gravité et la protoétoile se transforme en étoile.

Le stade précoce de l'évolution de l'étoile est très petit et l'étoile est à ce moment immergée dans une nébuleuse, la protoétoile est donc très difficile à détecter.

La conversion de l'hydrogène en hélium ne se produit que dans les régions centrales de l'étoile. Dans les couches externes, la teneur en hydrogène reste pratiquement inchangée. La quantité d’hydrogène étant limitée, elle s’épuise tôt ou tard. La libération d'énergie au centre de l'étoile s'arrête et le noyau de l'étoile commence à rétrécir et la coquille commence à gonfler. De plus, si l’étoile fait moins de 1,2 masse solaire, elle perd sa couche externe (formation d’une nébuleuse planétaire).

Une fois que l’enveloppe s’est séparée de l’étoile, ses couches internes très chaudes sont exposées, et pendant ce temps l’enveloppe s’éloigne de plus en plus. Après plusieurs dizaines de milliers d'années, la coquille se désintégrera et il ne restera qu'une étoile très chaude et dense, en se refroidissant progressivement, elle se transformera en naine blanche ; En se refroidissant progressivement, elles se transforment en naines noires invisibles. Les naines noires sont des étoiles très denses et froides, légèrement plus grandes que la Terre, mais avec une masse comparable à celle du Soleil. Le processus de refroidissement des naines blanches dure plusieurs centaines de millions d'années.

Si la masse d'une étoile est comprise entre 1,2 et 2,5 solaires, alors une telle étoile explosera. Cette explosion s'appelle explosion de supernova. L’étoile flamboyante augmente sa luminosité des centaines de millions de fois en quelques secondes. De telles épidémies se produisent extrêmement rarement. Dans notre Galaxie, une explosion de supernova se produit environ une fois tous les cent ans. Après une telle épidémie, il reste une nébuleuse, qui émet beaucoup de radio et se disperse également très rapidement, ainsi qu'une soi-disant étoile à neutrons (nous en parlerons un peu plus tard). En plus de l’énorme émission radio, une telle nébuleuse sera également une source de rayonnement X, mais ce rayonnement est absorbé par l’atmosphère terrestre et ne peut donc être observé que depuis l’espace.

Il existe plusieurs hypothèses sur la cause des explosions d’étoiles (supernovae), mais il n’existe pas encore de théorie généralement acceptée. On suppose que cela est dû au déclin trop rapide des couches internes de l'étoile vers le centre. L'étoile se contracte rapidement jusqu'à une taille catastrophiquement petite de l'ordre de 10 km, et sa densité dans cet état est de 10 17 kg/m 3, ce qui est proche de la densité noyau atomique. Cette étoile est constituée de neutrons (en même temps, les électrons sont pressés en protons), c'est pourquoi on l'appelle "NEUTRON". Sa température initiale est d'environ un milliard de Kelvin, mais à l'avenir, elle se refroidira rapidement.

Cette étoile, en raison de sa petite taille et de son refroidissement rapide, a longtemps été considérée comme impossible à observer. Mais après un certain temps, des pulsars ont été découverts. Ces pulsars se sont révélés être des étoiles à neutrons. Ils sont ainsi nommés en raison de l'émission à court terme d'impulsions radio. Ceux. l’étoile semble « cligner des yeux ». Cette découverte a été faite complètement par hasard et il n'y a pas si longtemps, à savoir en 1967. Ces impulsions périodiques sont dues au fait que lors d'une rotation très rapide, le cône de l'axe magnétique défile constamment devant notre regard, ce qui forme un angle avec l'axe de rotation.

Un pulsar ne peut être détecté pour nous que dans les conditions d'orientation de l'axe magnétique, et cela représente environ 5% de leur nombre total. Certains pulsars ne sont pas situés dans les radionébuleuses, car les nébuleuses se dissipent relativement rapidement. Après cent mille ans, ces nébuleuses cessent d'être visibles et l'âge des pulsars est de plusieurs dizaines de millions d'années.

Si la masse d'une étoile dépasse 2,5 solaires, alors à la fin de son existence elle semblera s'effondrer sur elle-même et être écrasée par son propre poids. En quelques secondes, il se transformera en un point. Ce phénomène était appelé « effondrement gravitationnel », et cet objet était également appelé « trou noir ».

De tout ce qui a été dit ci-dessus, il est clair que l'étape finale de l'évolution d'une étoile dépend de sa masse, mais il faut aussi prendre en compte la perte inévitable de cette même masse et de sa rotation.

En contemplant le ciel nocturne clair, loin des lumières de la ville, il est facile de remarquer que l’Univers est plein d’étoiles. Comment la nature a-t-elle réussi à créer une myriade de ces objets ? Après tout, on estime qu’il y a environ 100 milliards d’étoiles rien que dans la Voie Lactée. De plus, des étoiles naissent encore aujourd’hui, 10 à 20 milliards d’années après la formation de l’Univers. Comment se forment les étoiles ? Quels changements une étoile subit-elle avant d’atteindre un état stable comme notre Soleil ?

D'un point de vue physique, une étoile est une boule de gaz

D'un point de vue physique, c'est une boule de gaz. La chaleur et la pression générées par les réactions nucléaires, principalement la fusion de l'hélium et de l'hydrogène, empêchent l'étoile de s'effondrer sous sa propre gravité. La vie de cet objet relativement simple suit un scénario bien précis. Premièrement, une étoile naît d'un nuage diffus de gaz interstellaire, puis ça prend beaucoup de temps jour du Jugement dernier Mais finalement, lorsque tout le combustible nucléaire sera épuisé, il se transformera en une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir faiblement lumineux.

Cette description peut donner l’impression qu’une analyse détaillée de la formation et des premiers stades de l’évolution stellaire ne devrait pas présenter de difficultés significatives. Mais l’interaction de la gravité et de la pression thermique entraîne un comportement imprévisible des étoiles.
Considérons, par exemple, l'évolution de la luminosité, c'est-à-dire le changement de la quantité d'énergie émise par la surface stellaire par unité de temps. La température interne de la jeune étoile est trop basse pour que les atomes d’hydrogène fusionnent, sa luminosité devrait donc être relativement faible. Il peut augmenter lorsque les réactions nucléaires commencent et ce n’est qu’alors qu’il peut diminuer progressivement. En fait, la très jeune étoile est extrêmement brillante. Sa luminosité diminue avec l'âge, atteignant un minimum temporaire lors de la combustion de l'hydrogène.

Au cours des premiers stades de l’évolution, divers processus physiques se produisent dans les étoiles.

Au cours des premières étapes de leur évolution, les étoiles subissent divers processus physiques, dont certains sont encore mal compris. Ce n'est qu'au cours des deux dernières décennies que les astronomes ont commencé à construire photo détailléeévolution des étoiles basée sur les réalisations, les théories et les observations.
Les étoiles naissent de gros nuages, invisibles à la lumière visible, situés dans les disques des galaxies spirales. Les astronomes appellent ces objets des complexes moléculaires géants. Le terme « moléculaire » reflète le fait que le gaz présent dans les complexes est principalement constitué d'hydrogène sous forme moléculaire. Ces nuages ​​constituent les plus grandes formations de la Galaxie, atteignant parfois plus de 300 années-lumière. années de diamètre.

Après une analyse plus approfondie de l'évolution de l'étoile

Une analyse plus minutieuse révèle que les étoiles se forment à partir de condensations individuelles – des zones compactes – dans un nuage moléculaire géant. Les astronomes ont étudié les propriétés des zones compactes à l’aide de grands radiotélescopes, les seuls instruments capables de détecter de faibles nuages ​​millimo. Des observations de ce rayonnement, il résulte qu'une zone compacte typique a un diamètre de plusieurs mois-lumière, une densité de 30 000 molécules d'hydrogène par cm^ et une température de 10 Kelvin.
Sur la base de ces valeurs, il a été conclu que la pression du gaz dans les zones compactes est telle qu'il peut résister à la compression sous l'influence des forces d'autogravitation.

Par conséquent, pour qu’une étoile se forme, la zone compacte doit être comprimée à partir d’un état instable, et de telle sorte que les forces gravitationnelles dépassent la pression interne du gaz.
On ne sait pas encore comment les zones compactes se condensent à partir du nuage moléculaire initial et acquièrent un état aussi instable. Néanmoins, avant même la découverte des zones compactes, les astrophysiciens avaient l'occasion de simuler le processus de formation des étoiles. Déjà dans les années 1960, les théoriciens utilisaient des simulations informatiques pour déterminer comment les nuages ​​instables s’effondrent.
Bien qu'une large gamme de conditions initiales ait été utilisée pour les calculs théoriques, les résultats obtenus sont les mêmes : dans un nuage trop instable, la partie interne est comprimée en premier, c'est-à-dire que la substance au centre subit d'abord une chute libre, tandis que la les régions périphériques restent stables. Progressivement, la zone de compression s'étend vers l'extérieur, couvrant l'ensemble du nuage.

Au plus profond de la région contractante, l'évolution des étoiles commence

Au plus profond de la région contractante, la formation d'étoiles commence. Le diamètre de l'étoile n'est que d'une seconde-lumière, soit un millionième du diamètre de la zone compacte. Pour des tailles relativement petites grande image la compression des nuages ​​n'est pas significative, mais Le rôle principal la vitesse à laquelle la matière tombe sur l'étoile joue ici un rôle

La vitesse à laquelle la matière tombe peut varier, mais elle dépend directement de la température du nuage. Plus la température est élevée, plus la vitesse est grande. Les calculs montrent qu'une masse égale à la masse du Soleil peut s'accumuler au centre d'une zone compacte qui s'effondre sur une période de 100 000 à 1 million d'années. Un corps formé au centre d'un nuage qui s'effondre est appelé une protoétoile. À l’aide de simulations informatiques, les astronomes ont développé un modèle décrivant la structure de la protoétoile.
Il s’est avéré que le gaz tombant frappe la surface de la protoétoile à une vitesse très élevée. Par conséquent, un puissant front de choc se forme (une transition brusque vers une très haute pression). Dans le front de choc, le gaz s'échauffe jusqu'à près d'un million de Kelvin, puis lors du rayonnement à la surface, il se refroidit rapidement jusqu'à environ 10 000 K, formant une protoétoile couche par couche.

La présence d'un front de choc explique la grande luminosité des jeunes étoiles

La présence d'un front de choc explique la grande luminosité des jeunes étoiles. Si la masse du protozoaire est égale à celle du solaire, alors sa luminosité peut dépasser dix fois celle du solaire. Mais cela n'est pas causé par des réactions de fusion thermonucléaire, comme dans les étoiles ordinaires, mais énergie cinétique substance acquise dans le champ gravitationnel.
Les protoétoiles peuvent être observées, mais pas avec les télescopes optiques conventionnels.
Tous les gaz interstellaires, y compris celui à partir duquel les étoiles se forment, contiennent de la « poussière » – un mélange de particules solides de taille submicronique. Le rayonnement du front de choc rencontre un grand nombre de ces particules sur son trajet, tombant avec le gaz sur la surface de la protoétoile.
Froid particules de poussière absorber les photons émis par le front de choc et les réémettre à des longueurs d'onde plus longues. Ce rayonnement à ondes longues est à son tour absorbé puis réémis par des poussières encore plus lointaines. Ainsi, lorsqu’un photon traverse des nuages ​​de poussière et de gaz, sa longueur d’onde se retrouve dans la région infrarouge du spectre électromagnétique. Mais à seulement quelques heures-lumière de la protoétoile, la longueur d'onde du photon devient trop longue pour que la poussière puisse l'absorber, et il peut enfin se précipiter sans entrave vers les télescopes terrestres sensibles à l'infrarouge.
Malgré les capacités étendues des détecteurs modernes, les astronomes ne peuvent pas prétendre que les télescopes enregistrent réellement le rayonnement des protoétoiles. Apparemment, ils sont profondément cachés dans les profondeurs de zones compactes enregistrées dans la portée radio. L'incertitude dans la détection vient du fait que les détecteurs ne peuvent pas distinguer une protoétoile des étoiles plus anciennes noyées dans le gaz et la poussière.
Pour une identification fiable, un télescope infrarouge ou un radiotélescope doit détecter le décalage Doppler des raies d'émission spectrales de la protoétoile. Le décalage Doppler révélerait le véritable mouvement du gaz tombant à sa surface.
Dès que, suite à la chute de matière, la masse de la protoétoile atteint plusieurs dixièmes de la masse du Soleil, la température au centre devient suffisante pour le déclenchement des réactions de fusion thermonucléaire. Cependant, les réactions thermonucléaires dans les protoétoiles sont fondamentalement différentes des réactions dans les étoiles d'âge moyen. La source d'énergie de ces étoiles réside dans les réactions de fusion thermonucléaire de l'hélium à partir de l'hydrogène.

L'hydrogène est l'élément chimique le plus abondant dans l'Univers

L'hydrogène est l'élément chimique le plus abondant dans l'Univers. A la naissance de l'Univers (Big Bang), cet élément s'est formé sous sa forme habituelle avec un noyau constitué d'un proton. Mais deux noyaux sur 100 000 sont des noyaux de deutérium, constitués d’un proton et d’un neutron. Cet isotope de l’hydrogène est présent à l’époque moderne dans le gaz interstellaire, à partir duquel il pénètre dans les étoiles.
Il est à noter que cette minuscule impureté joue un rôle prédominant dans la vie des protoétoiles. La température dans leurs profondeurs est insuffisante pour les réactions de l'hydrogène ordinaire, qui se produisent à 10 millions de Kelvin. Mais du fait de la compression gravitationnelle, la température au centre d'une protoétoile peut facilement atteindre 1 million de Kelvin, lorsque commence la fusion des noyaux de deutérium, qui libère également une énergie colossale.

L'opacité de la matière protostellaire est trop grande

L'opacité de la matière protostellaire est trop grande pour que cette énergie puisse être transférée par transfert radiatif. Par conséquent, l’étoile devient instable par convection : des bulles de gaz chauffées par le « feu nucléaire » flottent à la surface. Ces flux ascendants sont équilibrés par des flux descendants de gaz froid vers le centre. Des mouvements convectifs similaires, mais à une échelle beaucoup plus réduite, ont lieu dans une pièce chauffée à la vapeur. Dans une protoétoile, des vortex convectifs transportent le deutérium de la surface vers son intérieur. Le combustible nécessaire aux réactions thermonucléaires parvient ainsi au cœur de l’étoile.
Malgré la très faible concentration des noyaux de deutérium, la chaleur dégagée lors de leur fusion a Forte influenceà une protoétoile. La principale conséquence des réactions de combustion du deutérium est le « gonflement » de la protoétoile. En raison du transfert efficace de chaleur par convection résultant de la « combustion » du deutérium, la protoétoile augmente de taille, qui dépend de sa masse. Une protoétoile d'une masse solaire a un rayon égal à cinq masses solaires. D'une masse égale à trois solaires, la protoétoile se gonfle jusqu'à un rayon égal à 10 solaires.
La masse d’une zone compacte typique est supérieure à la masse de l’étoile qu’elle produit. Par conséquent, il doit exister un mécanisme qui élimine l’excès de masse et arrête la chute de matière. La plupart des astronomes sont convaincus qu'un fort vent stellaire s'échappant de la surface de la protoétoile en est la cause. Le vent stellaire souffle le gaz tombant dans la direction opposée et finit par disperser la zone compacte.

Idée de vent stellaire

L'« idée de vent stellaire » ne découle pas de calculs théoriques. Et les théoriciens surpris ont reçu des preuves de ce phénomène : des observations de flux de gaz moléculaires provenant de sources de rayonnement infrarouge. Ces flux sont associés au vent protostellaire. Son origine est l’un des mystères les plus profonds des jeunes stars.
Lorsque la zone compacte se dissipe, un objet est exposé et peut être observé dans le domaine optique : une jeune étoile. Comme une protoétoile, elle possède une luminosité élevée, qui est davantage déterminée par la gravité que par la fusion thermonucléaire. La pression à l’intérieur d’une étoile empêche un effondrement gravitationnel catastrophique. Cependant, la chaleur responsable de cette pression est rayonnée par la surface de l'étoile, de sorte que l'étoile brille très fort et se contracte lentement.
Au fur et à mesure de sa contraction, sa température interne augmente progressivement pour atteindre finalement 10 millions de Kelvin. Ensuite, les réactions de fusion des noyaux d’hydrogène commencent à former de l’hélium. La chaleur générée crée une pression qui empêche la compression, et l'étoile brillera longtemps jusqu'à ce que le combustible nucléaire contenu dans ses profondeurs s'épuise.
Notre Soleil, une étoile typique, a mis environ 30 millions d’années pour passer de la taille protostellaire à la taille moderne. Grâce à la chaleur dégagée lors des réactions thermonucléaires, elle a conservé ces dimensions pendant environ 5 milliards d'années.
C'est ainsi que naissent les étoiles. Mais malgré les succès évidents des scientifiques, qui nous ont permis de découvrir l'un des nombreux secrets de l'univers, de nombreuses propriétés plus connues des jeunes étoiles ne sont pas encore entièrement comprises. Cela fait référence à leur variabilité irrégulière, à leur vent stellaire colossal et à leurs éruptions lumineuses inattendues. Il n’y a pas encore de réponses sûres à ces questions. Mais ces problèmes non résolus doivent être considérés comme des ruptures dans une chaîne dont les principaux maillons sont déjà soudés. Et nous pourrons boucler cette chaîne et compléter la biographie des jeunes stars si nous trouvons la clé créée par la nature elle-même. Et cette clé clignote ciel clair dessus de nous.

Vidéo Une star est née :

Chacun de nous a regardé le ciel étoilé au moins une fois dans sa vie. Quelqu'un a regardé cette beauté, éprouvant des sentiments romantiques, un autre a essayé de comprendre d'où vient toute cette beauté. La vie dans l’espace, contrairement à la vie sur notre planète, se déroule à une vitesse différente. Temps dans Cosmos vit dans ses propres catégories, les distances et les tailles dans l'Univers sont colossales. Nous pensons rarement au fait que l’évolution des galaxies et des étoiles se déroule constamment sous nos yeux. Chaque objet dans le vaste espace est le résultat de certains processus physiques. Les galaxies, les étoiles et même les planètes connaissent des phases principales de développement.

Notre planète et nous dépendons tous de notre étoile. Combien de temps encore le Soleil nous ravira-t-il par sa chaleur, insufflant la vie au système solaire ? Qu’est-ce qui nous attend dans le futur après des millions et des milliards d’années ? À cet égard, il est intéressant d'en savoir plus sur les étapes d'évolution des objets astronomiques, d'où viennent les étoiles et comment se termine la vie de ces merveilleux luminaires dans le ciel nocturne.

Origine, naissance et évolution des étoiles

L'évolution des étoiles et des planètes habitant notre galaxie voie Lactée et l'Univers entier, pour la plupart bien étudié. Dans l’espace, les lois de la physique sont inébranlables et aident à comprendre l’origine des objets spatiaux. Dans ce cas, il est d'usage de s'appuyer sur la théorie du Big Bang, qui constitue désormais la doctrine dominante sur le processus d'origine de l'Univers. L’événement qui a ébranlé l’univers et conduit à la formation de l’univers est, selon les normes cosmiques, rapide comme l’éclair. Pour le cosmos, des moments s'écoulent depuis la naissance d'une étoile jusqu'à sa mort. Les vastes distances créent l’illusion de la constance de l’Univers. Une étoile qui brille au loin brille sur nous pendant des milliards d’années, après quoi elle n’existe peut-être plus.

La théorie de l’évolution des galaxies et des étoiles est un développement de la théorie du Big Bang. La doctrine de la naissance des étoiles et de l'émergence systèmes stellaires diffère par l'ampleur de ce qui se passe et le laps de temps qui, contrairement à l'Univers dans son ensemble, peut être observé moyens modernes Les sciences.

Étudier cycle de vieétoiles en utilisant l'exemple de l'astre le plus proche de nous. Le Soleil est l’une des centaines de milliards d’étoiles dans notre champ de vision. De plus, la distance de la Terre au Soleil (150 millions de km) offre une opportunité unique d'étudier l'objet sans quitter système solaire. Les informations obtenues permettront de comprendre en détail comment sont structurées les autres étoiles, à quelle vitesse ces gigantesques sources de chaleur s'épuisent, quelles sont les étapes de développement d'une étoile, et quelle sera la fin de cette brillante vie - calme et sombre. ou pétillant, explosif.

Après le Big Bang, de minuscules particules ont formé des nuages ​​interstellaires, qui sont devenus la « maternité » de milliards d’étoiles. Il est caractéristique que toutes les étoiles soient nées en même temps à la suite d’une compression et d’une expansion. La compression dans les nuages ​​​​de gaz cosmique s'est produite sous l'influence de sa propre gravité et de processus similaires dans les nouvelles étoiles voisines. L'expansion est due à la pression interne du gaz interstellaire et à l'influence des champs magnétiques à l'intérieur du nuage de gaz. Dans le même temps, le nuage tournait librement autour de son centre de masse.

Les nuages ​​​​de gaz formés après l’explosion sont constitués à 98 % d’hydrogène et d’hélium atomiques et moléculaires. Seulement 2% de ce massif est constitué de poussières et de particules solides microscopiques. Auparavant, on croyait qu'au centre de toute étoile se trouvait un noyau de fer chauffé à une température d'un million de degrés. C'est cet aspect qui expliquait la masse gigantesque de l'étoile.

A l'opposé des forces physiques, les forces de compression prédominaient, puisque la lumière résultant de la libération d'énergie ne pénètre pas dans le nuage de gaz. La lumière, ainsi qu'une partie de l'énergie libérée, se propagent vers l'extérieur, créant une température inférieure à zéro et une zone à l'intérieur d'une accumulation dense de gaz. basse pression. Étant dans cet état, le gaz cosmique se contracte rapidement, l'influence des forces d'attraction gravitationnelle conduit au fait que les particules commencent à former de la matière stellaire. Lorsqu’un ensemble de gaz est dense, la compression intense provoque la formation d’un amas d’étoiles. Lorsque la taille du nuage de gaz est petite, la compression conduit à la formation d’une seule étoile.

Une brève description de ce qui se passe est que la future étoile passe par deux étapes : une compression rapide et lente jusqu'à l'état de protoétoile. En langage simple et compréhensible, la compression rapide est la chute de la matière stellaire vers le centre de la protoétoile. Une compression lente se produit dans le contexte du centre formé de la protoétoile. Au cours des centaines de milliers d’années suivantes, la nouvelle formation diminue en taille et sa densité augmente des millions de fois. Peu à peu, la protoétoile devient opaque en raison de haute densité matière stellaire, et la compression en cours déclenche le mécanisme de réactions internes. Une augmentation de la pression interne et de la température conduit à la formation du centre de gravité de la future étoile.

La protoétoile reste dans cet état pendant des millions d'années, dégageant lentement de la chaleur et rétrécissant progressivement, diminuant ainsi de taille. En conséquence, les contours de la nouvelle étoile émergent et la densité de sa matière devient comparable à la densité de l'eau.

En moyenne, la densité de notre étoile est de 1,4 kg/cm3, soit presque la même que la densité de l'eau salée de la Mer Morte. Au centre, le Soleil a une densité de 100 kg/cm3. La matière stellaire n’est pas à l’état liquide, mais existe sous forme de plasma.

Sous l'influence d'une pression et d'une température énormes d'environ 100 millions de K, les réactions thermonucléaires du cycle de l'hydrogène commencent. La compression s'arrête, la masse de l'objet augmente lorsque l'énergie gravitationnelle se transforme en combustion thermonucléaire de l'hydrogène. A partir de ce moment, la nouvelle étoile, émettant de l'énergie, commence à perdre de la masse.

La version décrite ci-dessus de la formation des étoiles n'est qu'un diagramme primitif qui décrit Première étapeévolution et naissance d'une étoile. Aujourd'hui, de tels processus dans notre galaxie et dans tout l'Univers sont pratiquement invisibles en raison de l'épuisement intense de la matière stellaire. Dans toute l’histoire consciente des observations de notre Galaxie, seules des apparitions isolées de nouvelles étoiles ont été constatées. A l’échelle de l’Univers, ce chiffre peut être augmenté des centaines et des milliers de fois.

Pendant la majeure partie de leur vie, les protoétoiles sont cachées à l’œil humain par une coquille poussiéreuse. Le rayonnement du noyau ne peut être observé que dans l’infrarouge, seul moyen de voir la naissance d’une étoile. Par exemple, dans la nébuleuse d'Orion en 1967, des astrophysiciens ont découvert dans le domaine infrarouge nouvelle étoile, dont la température de rayonnement était de 700 degrés Kelvin. Par la suite, il s'est avéré que les lieux de naissance des protoétoiles sont des sources compactes qui existent non seulement dans notre galaxie, mais également dans d'autres coins éloignés de l'Univers. En plus rayonnement infrarouge Les lieux de naissance des nouvelles étoiles sont marqués par des signaux radio intenses.

Le processus d'étude et l'évolution des étoiles

L'ensemble du processus de connaissance des étoiles peut être divisé en plusieurs étapes. Au tout début, vous devez déterminer la distance à l'étoile. Les informations sur la distance entre l'étoile et la durée pendant laquelle la lumière en provient donnent une idée de ce qui est arrivé à l'étoile pendant cette période. Après que l'homme ait appris à mesurer la distance jusqu'aux étoiles lointaines, il est devenu clair que les étoiles sont identiques aux soleils, à la seule différence que des tailles différentes et avec des destins différents. Connaissant la distance à l'étoile, le niveau de lumière et la quantité d'énergie émise peuvent être utilisés pour retracer le processus de fusion thermonucléaire de l'étoile.

Après avoir déterminé la distance à l'étoile, vous pouvez utiliser l'analyse spectrale pour calculer la composition chimique de l'étoile et connaître sa structure et son âge. Grâce à l’avènement du spectrographe, les scientifiques ont la possibilité d’étudier la nature de la lumière des étoiles. Cet appareil peut déterminer et mesurer composition du gaz matière stellaire qu'une étoile possède à différents stades de son existence.

En étudiant l'analyse spectrale de l'énergie du Soleil et d'autres étoiles, les scientifiques sont arrivés à la conclusion que l'évolution des étoiles et des planètes a des racines communes. Tous les corps cosmiques ont le même type, une composition chimique similaire et sont issus de la même matière, issue du Big Bang.

La matière stellaire est constituée de la même éléments chimiques(jusqu'au fer) que notre planète. La seule différence réside dans la quantité de certains éléments et dans les processus qui se produisent sur le Soleil et à l'intérieur de la surface solide de la Terre. C'est ce qui distingue les étoiles des autres objets de l'Univers. L’origine des étoiles doit également être considérée dans le contexte d’une autre discipline physique : la mécanique quantique. Selon cette théorie, la matière qui définit la matière stellaire consisterait à diviser constamment des atomes et particules élémentaires créant leur propre microcosme. Dans cette optique, la structure, la composition, la structure et l’évolution des étoiles présentent un intérêt. Il s'est avéré que la majeure partie de la masse de notre étoile et de nombreuses autres étoiles est constituée de seulement deux éléments : l'hydrogène et l'hélium. Un modèle théorique décrivant la structure des étoiles nous permettra de comprendre leur structure et la principale différence avec les autres objets spatiaux.

La principale caractéristique est que de nombreux objets dans l’Univers ont une certaine taille et forme, tandis qu’une étoile peut changer de taille au fur et à mesure de son développement. Un gaz chaud est une combinaison d’atomes faiblement liés les uns aux autres. Des millions d’années après la formation d’une étoile, la couche superficielle de matière stellaire commence à se refroidir. L'étoile dégage la majeure partie de son énergie dans l'espace, sa taille diminuant ou augmentant. La chaleur et l'énergie sont transférées de l'intérieur de l'étoile vers la surface, affectant l'intensité du rayonnement. En d’autres termes, la même étoile semble différente selon les périodes de son existence. Les processus thermonucléaires basés sur les réactions du cycle de l'hydrogène contribuent à la transformation des atomes d'hydrogène légers en éléments plus lourds - hélium et carbone. Selon les astrophysiciens et les scientifiques nucléaires, une telle réaction thermonucléaire est la plus efficace en termes de quantité de chaleur générée.

Pourquoi la fusion thermonucléaire du noyau ne se termine-t-elle pas par l’explosion d’un tel réacteur ? Le fait est que les forces du champ gravitationnel peuvent retenir la matière stellaire dans un volume stabilisé. De là, nous pouvons tirer une conclusion sans ambiguïté : toute étoile est un corps massif qui conserve sa taille grâce à l'équilibre entre les forces de gravité et l'énergie des réactions thermonucléaires. Le résultat d’un tel modèle naturel idéal est une source de chaleur capable de fonctionner longue durée. On suppose que les premières formes de vie sur Terre sont apparues il y a 3 milliards d’années. Le soleil d’autrefois réchauffait notre planète comme il le fait aujourd’hui. Par conséquent, notre étoile a peu changé, malgré le fait que l'ampleur de la chaleur et de l'énergie solaire émises est colossale - plus de 3 à 4 millions de tonnes par seconde.

Il n'est pas difficile de calculer combien de poids notre étoile a perdu au cours de toutes les années de son existence. Ce sera un chiffre énorme, mais en raison de sa masse énorme et de sa densité élevée, de telles pertes à l'échelle de l'Univers semblent insignifiantes.

Étapes de l'évolution des étoiles

Le sort de l'étoile dépend de sa masse initiale et de sa composition chimique. Alors que les principales réserves d'hydrogène sont concentrées dans le noyau, l'étoile reste dans la séquence dite principale. Dès que la taille de l'étoile a tendance à augmenter, cela signifie que la principale source de fusion thermonucléaire s'est tarie. Le long chemin final de transformation du corps céleste a commencé.

Les luminaires formés dans l’Univers sont initialement divisés en trois types les plus courants :

• étoiles normales (naines jaunes) ;
• étoiles naines ;
• étoiles géantes.

Les étoiles de faible masse (naines) brûlent lentement leurs réserves d’hydrogène et vivent leur vie assez sereinement.

Ces étoiles sont majoritaires dans l’Univers, et notre étoile, une naine jaune, en fait partie. Avec l’arrivée de la vieillesse, une naine jaune devient une géante rouge ou une supergéante.

Basé sur la théorie de l'origine des étoiles, le processus de formation des étoiles dans l'Univers n'est pas terminé. Le plus étoiles brillantes dans notre galaxie sont non seulement les plus grands par rapport au Soleil, mais aussi les plus jeunes. Les astrophysiciens et les astronomes appellent ces étoiles des supergéantes bleues. En fin de compte, elles subiront le même sort que des milliards d’autres étoiles. Il y a d’abord une naissance rapide, une vie brillante et ardente, après quoi vient une période de lente décadence. Les étoiles de la taille du Soleil ont un long cycle de vie, étant dans la séquence principale (dans sa partie médiane).

En utilisant des données sur la masse d'une étoile, nous pouvons supposer son chemin de développement évolutif. Une illustration claire de cette théorie est l’évolution de notre étoile. Rien ne dure éternellement. À la suite de la fusion thermonucléaire, l'hydrogène est converti en hélium, ses réserves initiales sont donc consommées et réduites. Un jour, pas très tôt, ces réserves s’épuiseront. À en juger par le fait que notre Soleil continue de briller pendant plus de 5 milliards d'années, sans changer de taille, l'âge adulte de l'étoile peut encore durer à peu près la même période.

L'épuisement des réserves d'hydrogène entraînera le fait que, sous l'influence de la gravité, le noyau du Soleil commencera à rétrécir rapidement. La densité du noyau deviendra très élevée, ce qui entraînera le déplacement des processus thermonucléaires vers les couches adjacentes au noyau. Cet état est appelé effondrement, et peut être provoqué par le passage de réactions thermonucléaires dans couches supérieuresétoiles. La haute pression déclenche des réactions thermonucléaires impliquant l’hélium.

Les réserves d'hydrogène et d'hélium de cette partie de l'étoile dureront des millions d'années. Il ne faudra pas longtemps avant que l'épuisement des réserves d'hydrogène entraîne une augmentation de l'intensité du rayonnement, une augmentation de la taille de la coquille et de la taille de l'étoile elle-même. En conséquence, notre Soleil deviendra très grand. Si vous imaginez cette image dans des dizaines de milliards d'années, alors au lieu d'un disque brillant et éblouissant, un disque rouge chaud aux proportions gigantesques sera suspendu dans le ciel. Les géantes rouges constituent une phase naturelle dans l’évolution d’une étoile, son état de transition vers la catégorie des étoiles variables.

À la suite de cette transformation, la distance entre la Terre et le Soleil diminuera, de sorte que la Terre tombera dans la zone d'influence de la couronne solaire et commencera à y « frire ». La température à la surface de la planète va décupler, ce qui entraînera la disparition de l’atmosphère et l’évaporation de l’eau. En conséquence, la planète se transformera en un désert rocheux sans vie.

Les dernières étapes de l'évolution stellaire

Ayant atteint la phase géante rouge, une étoile normale devient une naine blanche sous l'influence de processus gravitationnels. Si la masse d'une étoile est approximativement égale à la masse de notre Soleil, tous les principaux processus se dérouleront calmement, sans impulsions ni réactions explosives. La naine blanche mourra pendant longtemps, brûlant jusqu'au sol.

Dans les cas où l'étoile avait initialement une masse supérieure à 1,4 fois celle du Soleil, la naine blanche ne sera pas l'étape finale. Avec une grande masse à l'intérieur de l'étoile, les processus de compactage de la matière stellaire sur l'atome, niveau moléculaire. Les protons se transforment en neutrons, la densité de l'étoile augmente et sa taille diminue rapidement.

Les étoiles à neutrons connues de la science ont un diamètre de 10 à 15 km. Avec une si petite taille, une étoile à neutrons a une masse colossale. Un centimètre cube de matière stellaire peut peser des milliards de tonnes.

Dans le cas où il s’agirait initialement d’une étoile de masse élevée, la dernière étape de l’évolution prend d’autres formes. Le destin d'une étoile massive est un trou noir - un objet à la nature inexplorée et au comportement imprévisible. L’énorme masse de l’étoile contribue à une augmentation des forces gravitationnelles, qui entraînent les forces de compression. Il n'est pas possible de suspendre ce processus. La densité de la matière augmente jusqu'à devenir infinie, formant un espace singulier (théorie de la relativité d'Einstein). Le rayon d’une telle étoile finira par devenir nul, devenant ainsi un trou noir dans l’espace. Il y aurait beaucoup plus de trous noirs si les étoiles massives et supermassives occupaient la majeure partie de l’espace.

Il convient de noter que lorsqu'une géante rouge se transforme en étoile à neutrons ou en trou noir, l'Univers peut expérimenter phénomène unique— la naissance d'un nouvel objet spatial.

La naissance d’une supernova constitue l’étape finale la plus spectaculaire de l’évolution des étoiles. Une loi naturelle de la nature opère ici : la cessation de l'existence d'un corps donne naissance à une nouvelle vie. La période d'un cycle tel que la naissance d'une supernova concerne principalement les étoiles massives. Les réserves épuisées d'hydrogène conduisent à l'inclusion d'hélium et de carbone dans le processus de fusion thermonucléaire. À la suite de cette réaction, la pression augmente à nouveau et un noyau de fer se forme au centre de l'étoile. Sous l’influence de fortes forces gravitationnelles, le centre de masse se déplace vers la partie centrale de l’étoile. Le noyau devient si lourd qu'il est incapable de résister à sa propre gravité. En conséquence, une expansion rapide du noyau commence, conduisant à une explosion instantanée. La naissance d'une supernova est une explosion, une onde de choc d'une force monstrueuse, un éclair lumineux dans les vastes étendues de l'Univers.

Il convient de noter que notre Soleil n'est pas une étoile massive, donc un sort similaire ne le menace pas, et notre planète ne devrait pas avoir peur d'une telle fin. Dans la plupart des cas, les explosions de supernova se produisent dans des galaxies lointaines, raison pour laquelle elles sont rarement détectées.

Enfin

L'évolution des étoiles est un processus qui s'étend sur des dizaines de milliards d'années. Notre idée des processus en cours n'est qu'un modèle mathématique et physique, une théorie. Le temps terrestre n’est qu’un instant dans l’immense cycle temporel dans lequel vit notre Univers. Nous ne pouvons qu’observer ce qui s’est passé il y a des milliards d’années et imaginer ce à quoi les futures générations de terriens pourraient être confrontées.

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