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 vârsta universului este de 13,7 miliarde de ani, ceea ce nu este suficient pentru a epuiza rezerva de combustibil cu hidrogen, teoriile moderne se bazează pe simulări computerizate ale proceselor care au loc în astfel de stele.

Unele stele pot fuziona heliul doar în anumite regiuni 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 o stea de mărime medie (de la 0,4 la 3,4 mase solare) ajunge în faza gigantului roșu, straturile sale exterioare continuă să se extindă, miezul se contractă, iar 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, conditii ideale pentru a activa masere.

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 punct, sinteza elementelor eliberate un numar mare de energie, totuși, nucleul de fier -56 este cel care are defectul de masă maximă și 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 îndoielnic 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 oraș mareși 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, vedeta devine 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.

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

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

Salutare dragi cititori! Aș vrea să vorbesc despre frumosul cer al nopții. De ce despre noapte? Tu intrebi. Pentru că stelele sunt clar vizibile pe ea, aceste mici puncte frumoase luminoase de pe fundalul negru-albastru al cerului nostru. Dar, de fapt, nu sunt mici, ci pur și simplu uriașe și, din cauza distanței mari, par atât de mici.

Și-a imaginat vreunul dintre voi cum se nasc vedetele, cum își trăiesc viața, cum este pentru ei în general? Vă sugerez să citiți acest articol acum și să vă imaginați evoluția stelelor pe parcurs. Am pregătit câteva videoclipuri pentru un exemplu vizual 😉

Cerul este presărat cu multe stele, printre care sunt împrăștiați nori uriași de praf și gaze, în principal hidrogen. Stelele se nasc tocmai în astfel de nebuloase sau regiuni interstelare.

O stea trăiește atât de mult (până la zeci de miliarde de ani) încât astronomii nu pot urmări viața nici măcar unuia dintre ei de la început până la sfârșit. Dar au ocazia să observe diferite stadii de dezvoltare a stelelor.

Oamenii de știință au combinat datele obținute și au reușit să urmărească etapele vieții stelelor tipice: momentul nașterii unei stele într-un nor interstelar, tinerețea acesteia, varsta medie, bătrânețe și uneori moarte foarte spectaculoasă.

Nașterea unei stele.

Formarea unei stele începe cu compactarea materiei în interiorul unei nebuloase. Treptat, compactarea rezultată scade în dimensiune, micșorându-se sub influența gravitației. În timpul acestei compresii, sau colaps, se eliberează energie care încălzește praful și gazul și le face să strălucească.

Există un așa-zis protostar. Temperatura și densitatea materiei din centrul sau nucleul său este maximă. Când temperatura atinge aproximativ 10.000.000°C, în gaz încep să apară reacții termonucleare.

Nucleele atomilor de hidrogen încep să se combine și să se transforme în nucleele atomilor de heliu. Această fuziune eliberează o cantitate imensă de energie. Această energie, prin procesul de convecție, este transferată în stratul de suprafață, iar apoi, sub formă de lumină și căldură, este emisă în spațiu. Așa se transformă o protostea într-o stea adevărată.

Radiația care provine din nucleu încălzește mediul gazos, creând o presiune care este îndreptată spre exterior și prevenind astfel colapsul gravitațional al stelei.

Rezultatul este că găsește echilibrul, adică are dimensiuni constante, o temperatură constantă a suprafeței și o cantitate constantă de energie eliberată.

Astronomii numesc o stea în acest stadiu de dezvoltare steaua secvenței principale, indicând astfel locul pe care îl ocupă pe diagrama Hertzsprung-Russell. Această diagramă exprimă relația dintre temperatura și luminozitatea unei stele.

Protostelele, care au o masă mică, nu se încălzesc niciodată la temperaturile necesare pentru a iniția o reacție termonucleară. Aceste stele, ca urmare a comprimării, se transformă în slab pitici roșii , sau chiar dimmer pitice brune . Prima stea pitică maro a fost descoperită abia în 1987.

Uriași și pitici.

Diametrul Soarelui este de aproximativ 1.400.000 km, temperatura sa la suprafață este de aproximativ 6.000°C și emite lumină gălbuie. A făcut parte din secvența principală de stele timp de 5 miliarde de ani.

„Combustibilul” de hidrogen de pe o astfel de stea va fi epuizat în aproximativ 10 miliarde de ani, iar în principal heliul va rămâne în miezul său. Când nu mai rămâne nimic de „ars”, intensitatea radiației direcționate din miez nu mai este suficientă pentru a echilibra colapsul gravitațional al miezului.

Dar energia care este eliberată în acest caz este suficientă pentru a încălzi materia înconjurătoare. În această înveliș, începe sinteza nucleelor ​​de hidrogen și se eliberează mai multă energie.

Steaua începe să strălucească mai strălucitor, dar acum cu o lumină roșiatică și, în același timp, se extinde și el, crescând în dimensiune de zeci de ori. Acum o astfel de stea numit uriaș roșu.

Miezul gigantului roșu se contractă, iar temperatura crește la 100.000.000°C sau mai mult. Aici are loc reacția de fuziune a nucleelor ​​de heliu, transformându-l în carbon. Datorită energiei care este eliberată, steaua încă strălucește timp de aproximativ 100 de milioane de ani.

După ce heliul se epuizează și reacțiile se sting, întreaga stea treptat, sub influența gravitației, se micșorează până la aproape dimensiunea de . Energia eliberată în acest caz este suficientă pentru ca steaua (acum o pitică albă) a continuat să strălucească puternic o vreme.

Gradul de compresie a materiei într-o pitică albă este foarte mare și, prin urmare, are o densitate foarte mare - greutatea unei linguri poate ajunge la o mie de tone. Așa are loc evoluția stelelor de mărimea Soarelui nostru.

Videoclip care arată evoluția Soarelui nostru într-o pitică albă

O stea cu masa de cinci ori mai mare a Soarelui are un ciclu de viață mult mai scurt și evoluează oarecum diferit. O astfel de stea este mult mai strălucitoare, iar temperatura de suprafață este de 25.000 ° C sau mai mult; perioada de ședere în secvența principală de stele este de numai aproximativ 100 de milioane de ani.

Când o astfel de vedetă intră pe scenă gigantul rosu , temperatura din miezul său depășește 600.000.000°C. Ea suferă reacții de fuziune a nucleelor ​​de carbon, care sunt transformate în elemente mai grele, inclusiv fier.

Steaua, sub influența energiei eliberate, se extinde la dimensiuni care sunt de sute de ori mai mari decât dimensiunea inițială. O vedetă în această etapă numit supergigant .

Procesul de producere a energiei din nucleu se oprește brusc și se micșorează în câteva secunde. Cu toate acestea, se eliberează o cantitate imensă de energie și se formează o undă de șoc catastrofală.

Această energie călătorește prin întreaga stea și expulzează o parte semnificativă a acesteia cu forță explozivă în spațiul cosmic, provocând un fenomen cunoscut sub numele de explozie de supernova .

Pentru performanță mai bună Tot ce a fost scris, să ne uităm la diagrama ciclului evolutiv al stelelor

În februarie 1987, o erupție similară a fost observată într-o galaxie vecină, Marele Nor Magellanic. Această supernova a strălucit pentru scurt timp mai strălucitor decât un trilion de sori.

Miezul supergigantului se comprimă și formează un corp ceresc cu un diametru de doar 10-20 km, iar densitatea lui este atât de mare încât o linguriță din substanța sa poate cântări 100 de milioane de tone!!! Un astfel de corp ceresc este format din neutroni șinumită stea neutronică .

O stea neutronică care tocmai s-a format are o viteză mare de rotație și un magnetism foarte puternic.

Acest lucru creează un câmp electromagnetic puternic care emite unde radio și alte tipuri de radiații. S-au răspândit din poli magnetici stele sub formă de raze.

Aceste raze, din cauza rotației stelei în jurul axei sale, par să scaneze spațiul cosmic. Când trec în grabă pe lângă telescoapele noastre radio, le percepem ca fulgerări scurte sau impulsuri. De aceea se numesc astfel de stele pulsarii.

Pulsarii au fost descoperiți datorită undelor radio pe care le emit. Acum a devenit cunoscut faptul că multe dintre ele emit lumină și impulsuri de raze X.

Primul pulsar de lumină a fost descoperit în Nebuloasa Crabului. Pulsurile sale se repetă de 30 de ori pe secundă.

Pulsurile altor pulsari se repetă mult mai des: PIR (sursă radio pulsatorie) 1937+21 clipește de 642 de ori pe secundă. Este chiar greu de imaginat asta!

Stelele care au cea mai mare masă, de zeci de ori masa Soarelui, ard și ele ca supernove. Dar, datorită masei lor enorme, prăbușirea lor este mult mai catastrofală.

Compresia distructivă nu se oprește nici măcar în stadiul de formare a unei stele neutronice, creând o regiune în care materia obișnuită încetează să mai existe.

A mai rămas o singură gravitație, care este atât de puternică încât nimic, nici măcar lumina, nu poate scăpa de influența ei. Această zonă se numește gaură neagră.Da, evoluție stele mariînfricoșător și foarte periculos.

În acest videoclip vom vorbi despre cum o supernova se transformă într-un pulsar și într-o gaură neagră.

Nu știu despre voi, dragi cititori, dar personal, îmi place foarte mult și mă interesează spațiul și tot ce este legat de el, este atât de misterios și frumos, este uluitor! Evoluția stelelor ne-a spus multe despre viitorul nostru si tot.

Format prin condensarea mediului interstelar. Prin observații, a fost posibil să se determine că stelele au apărut în timp diferitși se ridică și astăzi.

Principala problemă în evoluția stelelor este problema originii energiei lor, datorită căreia acestea strălucesc și emit cantități uriașe de energie. Anterior, au fost prezentate multe teorii care au fost concepute pentru a identifica sursele de energie ale stelelor. Se credea că o sursă continuă de energie stelară este compresia continuă. Această sursă este cu siguranță bună, dar nu poate menține radiația adecvată pentru o lungă perioadă de timp. La mijlocul secolului al XX-lea a fost găsit răspunsul la această întrebare. Sursa de radiație este reacțiile de fuziune termonucleară. Ca urmare a acestor reacții, hidrogenul se transformă în heliu, iar energia eliberată trece prin intestinele stelei, este transformată și emisă în spațiul cosmic (de remarcat că, cu cât temperatura este mai mare, cu atât mai repede apar aceste reacții; aceasta este de ce stelele fierbinți masive părăsesc secvența principală mai repede).

Acum imaginați-vă apariția unei stele...

Un nor de gaz interstelar și mediu de praf a început să se condenseze. Din acest nor se formează o minge destul de densă de gaz. Presiunea din interiorul mingii nu este încă capabilă să echilibreze forțele de atracție, așa că se va micșora (poate că în acest moment se vor forma aglomerații cu masă mai mică în jurul stelei, care în cele din urmă se vor transforma în planete). Când este comprimat, temperatura crește. Astfel, steaua se instalează treptat pe secvența principală. Apoi presiunea gazului din interiorul stelei echilibrează gravitația și protostea se transformă într-o stea.

Stadiul incipient al evoluției stelei este foarte mic și steaua în acest moment este scufundată într-o nebuloasă, așa că protostea este foarte greu de detectat.

Conversia hidrogenului în heliu are loc numai în regiunile centrale ale stelei. În straturile exterioare, conținutul de hidrogen rămâne practic neschimbat. Deoarece cantitatea de hidrogen este limitată, mai devreme sau mai târziu se arde. Eliberarea de energie în centrul stelei se oprește și miezul stelei începe să se micșoreze, iar coaja începe să se umfle. În plus, dacă steaua are mai puțin de 1,2 mase solare, își pierde stratul exterior (formarea unei nebuloase planetare).

După ce plicul se separă de stea, straturile sale interioare, foarte fierbinți, sunt expuse și, între timp, plicul se îndepărtează din ce în ce mai mult. După câteva zeci de mii de ani, coaja se va dezintegra și va rămâne doar o stea foarte fierbinte și densă; răcindu-se treptat, se va transforma într-o pitică albă. Răcindu-se treptat, se transformă în pitici negre invizibile. Piticile negre sunt stele foarte dense și reci, puțin mai mari decât Pământul, dar cu o masă comparabilă cu masa Soarelui. Procesul de răcire al piticelor albe durează câteva sute de milioane de ani.

Dacă masa unei stele este de la 1,2 la 2,5 solar, atunci o astfel de stea va exploda. Această explozie se numește explozie de supernova. Steaua care arde își mărește luminozitatea de sute de milioane de ori în câteva secunde. Astfel de focare apar extrem de rar. În galaxia noastră, o explozie de supernovă are loc aproximativ o dată la o sută de ani. După un astfel de focar, rămâne o nebuloasă, care are multe emisii radio și, de asemenea, se împrăștie foarte repede, și o așa-numită stea neutronică (mai multe despre asta puțin mai târziu). Pe lângă emisiile radio enorme, o astfel de nebuloasă va fi și o sursă de radiație cu raze X, dar această radiație este absorbită de atmosfera pământului și, prin urmare, poate fi observată doar din spațiu.

Există mai multe ipoteze despre cauza exploziilor stelelor (supernove), dar nu există încă o teorie general acceptată. Există o presupunere că acest lucru se datorează declinului prea rapid al straturilor interioare ale stelei spre centru. Steaua se contractă rapid la o dimensiune catastrofal de mică, de ordinul a 10 km, iar densitatea sa în această stare este de 10 17 kg/m 3, care este aproape de densitate. nucleul atomic. Această stea este formată din neutroni (în același timp, electronii sunt presați în protoni), motiv pentru care se numește "NEUTRON". Temperatura sa inițială este de aproximativ un miliard de Kelvin, dar în viitor se va răci rapid.

Această stea, datorită dimensiunilor sale mici și răcirii rapide, a fost mult timp considerată imposibil de observat. Dar după ceva timp, pulsarii au fost descoperiți. Acești pulsari s-au dovedit a fi stele neutronice. Ele sunt denumite astfel datorită emisiei pe termen scurt a impulsurilor radio. Acestea. steaua pare să „clipească”. Această descoperire a fost făcută complet întâmplător și nu cu mult timp în urmă, și anume în 1967. Aceste impulsuri periodice se datorează faptului că, în timpul unei rotații foarte rapide, conul axei magnetice sclipește constant pe lângă privirea noastră, care formează un unghi cu axa de rotație.

Un pulsar poate fi detectat pentru noi doar în condițiile de orientare a axei magnetice, iar acesta este aproximativ 5% din numărul lor total. Unii pulsari nu sunt localizați în nebuloasele radio, deoarece nebuloasele se disipă relativ repede. După o sută de mii de ani, aceste nebuloase încetează să mai fie vizibile, iar vârsta pulsarilor este de zeci de milioane de ani.

Dacă masa unei stele depășește 2,5 solare, atunci la sfârșitul existenței sale va părea să se prăbușească pe ea însăși și să fie zdrobită de propria sa greutate. În câteva secunde se va transforma într-un punct. Acest fenomen a fost numit „colaps gravitațional”, iar acest obiect a fost numit și „gaura neagră”.

Din tot ceea ce s-a spus mai sus, este clar că stadiul final al evoluției unei stele depinde de masa ei, dar este necesar să se țină cont și de pierderea inevitabilă a acestei mase și rotație.

Contemplând cerul senin de noapte departe de luminile orașului, este ușor de observat că Universul este plin de stele. Cum a reușit natura să creeze o multitudine de aceste obiecte? La urma urmei, se estimează că există aproximativ 100 de miliarde de stele numai în Calea Lactee. În plus, stelele se nasc și astăzi, la 10-20 de miliarde de ani de la formarea Universului. Cum se formează stelele? Ce schimbări suferă o stea înainte de a ajunge la o stare de echilibru ca Soarele nostru?

Din punct de vedere al fizicii, o stea este o minge de gaz

Din punct de vedere al fizicii, este o minge de gaz. Căldura și presiunea generate de reacțiile nucleare – în principal fuziunea heliului cu hidrogenul – împiedică stele să se prăbușească sub propria gravitație. Viața acestui obiect relativ simplu urmează un scenariu foarte specific. Mai întâi, o stea se naște dintr-un nor difuz de gaz interstelar, apoi durează mult judecata de apoi Dar, în cele din urmă, când tot combustibilul nuclear se va epuiza, se va transforma într-o pitică albă, stea neutronică sau o gaură neagră ușor luminoasă.

Această descriere poate da impresia că o analiză detaliată a formării și etapelor incipiente ale evoluției stelare nu ar trebui să prezinte dificultăți semnificative. Dar interacțiunea gravitației și a presiunii termice determină stelele să se comporte în moduri imprevizibile.
Luați în considerare, de exemplu, evoluția luminozității, adică modificarea cantității de energie emisă de suprafața stelară pe unitatea de timp. Temperatura internă a tinerei stele este prea scăzută pentru ca atomii de hidrogen să fuzioneze, așa că luminozitatea sa ar trebui să fie relativ scăzută. Poate crește atunci când încep reacțiile nucleare și abia atunci poate scădea treptat. De fapt, foarte tânăra vedetă este extrem de strălucitoare. Luminozitatea sa scade odată cu vârsta, atingând un minim temporar în timpul arderii hidrogenului.

În primele etape ale evoluției, în stele au loc o varietate de procese fizice.

În primele etape ale evoluției, stelele suferă o varietate de procese fizice, dintre care unele sunt încă puțin înțelese. Abia în ultimele două decenii astronomii au început să construiască poza detaliata evoluția stelelor bazată pe realizări, teorii și observații.
Stelele se nasc din nori mari, care nu sunt vizibili in lumina vizibila, situati in discurile galaxiilor spirale. Astronomii numesc aceste obiecte complexe moleculare gigantice. Termenul „molecular” reflectă faptul că gazul din complexe constă în principal din hidrogen sub formă moleculară. Astfel de nori sunt cele mai mari formațiuni din Galaxie, atingând uneori mai mult de 300 de ani lumină. ani în diametru.

La o analiză mai atentă a evoluției stelei

O analiză mai atentă dezvăluie că stelele se formează din condensări individuale - zone compacte - într-un nor molecular gigant. Astronomii au studiat proprietățile zonelor compacte folosind radiotelescoape mari, singurele instrumente capabile să detecteze nori milimo slabi. Din observațiile acestei radiații rezultă că o zonă compactă tipică are un diametru de câteva luni lumină, o densitate de 30.000 de molecule de hidrogen pe cm^ și o temperatură de 10 Kelvin.
Pe baza acestor valori, s-a ajuns la concluzia că presiunea gazului în zonele compacte este de așa natură încât poate rezista la compresiune sub influența forțelor autogravitaționale.

Prin urmare, pentru ca o stea să se formeze, zona compactă trebuie să fie comprimată dintr-o stare instabilă și astfel încât forțele gravitaționale să depășească presiunea internă a gazului.
Nu este încă clar cum zonele compacte se condensează din norul molecular inițial și dobândesc o astfel de stare instabilă. Cu toate acestea, chiar înainte de descoperirea zonelor compacte, astrofizicienii au avut ocazia să simuleze procesul de formare a stelelor. Deja în anii 1960, teoreticienii au folosit simulări pe computer pentru a determina modul în care norii instabili se prăbușesc.
Deși pentru calculele teoretice s-a folosit o gamă largă de condiții inițiale, rezultatele obținute au fost aceleași: într-un nor prea instabil, partea internă este mai întâi comprimată, adică substanța din centru suferă mai întâi cădere liberă, în timp ce regiunile periferice rămân stabile. Treptat, zona de compresie se extinde spre exterior, acoperind intregul nor.

Adânc în adâncurile regiunii contractante, începe evoluția stelelor

Adânc în adâncurile regiunii contractante, începe formarea stelelor. Diametrul stelei este de doar o secundă lumină, adică o milioneme din diametrul zonei compacte. Pentru astfel de dimensiuni relativ mici imagine de ansamblu compresia norului nu este semnificativă, dar rol principal viteza cu care materia cade pe stea joacă un rol aici

Rata cu care cade materia poate varia, dar depinde direct de temperatura norului. Cu cât temperatura este mai mare, cu atât viteza este mai mare. Calculele arată că o masă egală cu masa Soarelui se poate acumula în centrul unei zone compacte care se prăbușește pe o perioadă de 100 mii până la 1 milion de ani.Un corp format în centrul unui nor care se prăbușește se numește protostea. Folosind simulări pe computer, astronomii au dezvoltat un model care descrie structura protostelei.
S-a dovedit că gazul în cădere lovește suprafața protostelei cu o viteză foarte mare. Prin urmare, se formează un front de șoc puternic (o tranziție bruscă la presiune foarte mare). În cadrul frontului de șoc, gazul se încălzește până la aproape 1 milion Kelvin, apoi în timpul radiației la suprafață se răcește rapid la aproximativ 10.000 K, formând un strat cu strat de protostea.

Prezența unui front de șoc explică luminozitatea ridicată a stelelor tinere

Prezența unui front de șoc explică luminozitatea ridicată a stelelor tinere. Dacă masa protozoarului este egală cu un solar, atunci luminozitatea acestuia poate depăși de zece ori pe cea solară. Dar nu este cauzată de reacții de fuziune termonucleară, ca în stelele obișnuite, ci energie kinetică substanță dobândită în câmpul gravitațional.
Protostelele pot fi observate, dar nu cu telescoapele optice convenționale.
Toate gazele interstelare, inclusiv cele din care se formează stelele, conțin „praf” - un amestec de particule solide de dimensiuni submicronice. Radiația de pe frontul de șoc întâlnește un număr mare de aceste particule de-a lungul traseului său, căzând împreună cu gazul pe suprafața protostelei.
Rece Particule de praf absorb fotonii emiși de frontul de șoc și îi reemite la lungimi de undă mai mari. Această radiație cu undă lungă este la rândul său absorbită și apoi reemisă de praful și mai îndepărtat. Prin urmare, în timp ce un foton își face drum prin norii de praf și gaz, lungimea sa de undă ajunge în regiunea infraroșu a spectrului electromagnetic. Dar la doar câteva ore lumină distanță de protostea, lungimea de undă a fotonului devine prea mare pentru ca praful să o absoarbă și, în cele din urmă, se poate năpusti nestingherite către telescoapele Pământului sensibile la infraroșu.
În ciuda capacităților extinse ale detectoarelor moderne, astronomii nu pot pretinde că telescoapele înregistrează de fapt radiația protostelelor. Se pare că sunt adânc ascunse în adâncurile zonelor compacte înregistrate în domeniul radio. Incertitudinea în detecție provine din faptul că detectoarele nu pot distinge o protostea de stelele mai vechi încorporate în gaz și praf.
Pentru o identificare fiabilă, un telescop în infraroșu sau radio trebuie să detecteze deplasarea Doppler a liniilor de emisie spectrală ale protostelei. Deplasarea Doppler ar dezvălui adevărata mișcare a gazului care cade pe suprafața sa.
De îndată ce, ca urmare a căderii materiei, masa protostelei atinge câteva zecimi din masa Soarelui, temperatura din centru devine suficientă pentru declanșarea reacțiilor de fuziune termonucleară. Cu toate acestea, reacțiile termonucleare din protostele sunt fundamental diferite de reacțiile din stelele de vârstă mijlocie. Sursa de energie pentru astfel de stele este reacțiile de fuziune termonucleară a heliului din hidrogen.

Hidrogenul este cel mai abundent element chimic din Univers

Hidrogenul este cel mai abundent element chimic din Univers. La nașterea Universului (Big Bang), acest element s-a format în forma sa obișnuită cu un nucleu format dintr-un proton. Dar două din fiecare 100.000 de nuclee sunt nuclee de deuteriu, formate dintr-un proton și un neutron. Acest izotop al hidrogenului este prezent în timpurile moderne în gazul interstelar, din care intră în stele.
Este de remarcat faptul că această impuritate minusculă joacă un rol dominant în viața protostelelor. Temperatura din adâncurile lor este insuficientă pentru reacțiile hidrogenului obișnuit, care au loc la 10 milioane Kelvin. Dar, ca urmare a compresiei gravitaționale, temperatura din centrul unei protostele poate ajunge cu ușurință la 1 milion Kelvin, când începe fuziunea nucleelor ​​de deuteriu, care eliberează și energie colosală.

Opacitatea materiei protostelare este prea mare

Opacitatea materiei protostelare este prea mare pentru ca această energie să fie transferată prin transfer radiativ. Prin urmare, steaua devine instabilă din punct de vedere convectiv: bule de gaz încălzite de „foc nuclear” plutesc la suprafață. Aceste fluxuri ascendente sunt echilibrate de fluxuri descendente de gaz rece spre centru. Mișcări convective similare, dar la o scară mult mai mică, au loc într-o încăpere cu încălzire cu abur. Într-o protostea, vortexurile convective transportă deuteriul de la suprafață în interiorul său. În acest fel, combustibilul necesar reacțiilor termonucleare ajunge în miezul stelei.
În ciuda concentrației foarte scăzute de nuclee de deuteriu, căldura degajată în timpul fuziunii lor are influență puternică la un protostar. Principala consecință a reacțiilor de ardere a deuteriului este „umflarea” protostelei. Datorită transferului efectiv de căldură prin convecție ca urmare a „arderii” deuteriului, protostarul crește în dimensiune, care depinde de masa sa. O protostea cu o masă solară are o rază egală cu cinci mase solare. Cu o masă egală cu trei solare, protostea se umflă până la o rază egală cu 10 solare.
Masa unei zone compacte tipice este mai mare decât masa stelei pe care o produce. Prin urmare, trebuie să existe un mecanism care să elimine excesul de masă și să oprească căderea materiei. Majoritatea astronomilor sunt convinși că un vânt stelar puternic care scapă de pe suprafața protostelei este responsabil. Vântul stelar suflă gazul care căde în direcția opusă și în cele din urmă dispersează zona compactă.

Ideea vântului stelar

„Ideea vântului stelar” nu rezultă din calculele teoretice. Iar teoreticienilor surprinși li s-au oferit dovezi ale acestui fenomen: observații ale fluxurilor de gaz molecular care se deplasează din surse de radiație infraroșie. Aceste fluxuri sunt asociate cu vântul protostelar. Originea sa este unul dintre cele mai profunde mistere ale stelelor tinere.
Când zona compactă se risipește, este expus un obiect care poate fi observat în domeniul optic - o stea tânără. La fel ca o protostea, are o luminozitate mare, care este determinată mai mult de gravitație decât de fuziunea termonucleară. Presiunea din interiorul unei stele previne colapsul gravitațional catastrofal. Cu toate acestea, căldura responsabilă de această presiune este radiată de la suprafața stelei, astfel încât steaua strălucește foarte puternic și se contractă încet.
Pe măsură ce se contractă, temperatura sa internă crește treptat și ajunge în cele din urmă la 10 milioane Kelvin. Apoi, reacțiile de fuziune ale nucleelor ​​de hidrogen încep să formeze heliu. Căldura generată creează o presiune care împiedică compresia, iar steaua va străluci mult timp până când combustibilul nuclear din adâncurile sale se va epuiza.
Soarele nostru, o stea tipică, a durat aproximativ 30 de milioane de ani să se contracte de la dimensiuni protostelare la dimensiuni moderne. Datorită căldurii degajate în timpul reacțiilor termonucleare, acesta și-a menținut aceste dimensiuni timp de aproximativ 5 miliarde de ani.
Așa se nasc vedetele. Dar, în ciuda succeselor atât de evidente ale oamenilor de știință, care ne-au permis să aflăm unul dintre numeroasele secrete ale universului, multe mai multe proprietăți cunoscute ale stelelor tinere nu sunt încă pe deplin înțelese. Aceasta se referă la variabilitatea lor neregulată, vântul stelar colosal și erupțiile luminoase neașteptate. Nu există încă răspunsuri sigure la aceste întrebări. Dar aceste probleme nerezolvate ar trebui considerate ca rupturi într-un lanț, ale căror verigi principale au fost deja sudate împreună. Și vom putea să închidem acest lanț și să completăm biografia stelelor tinere dacă vom găsi cheia creată de însăși natură. Și această cheie pâlpâie cer senin Deasupra noastra.

O stea sa născut videoclip:

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

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

Originea, nașterea și evoluția stelelor

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

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

Studiu ciclu de viață stele folosind exemplul celui mai apropiat luminator de noi. Soarele este una dintre sutele de trilioane de stele din câmpul nostru vizual. În plus, distanța de la Pământ la Soare (150 milioane km) oferă o oportunitate unică de a studia obiectul fără a pleca. sistem solar. Informațiile obținute vor face posibilă înțelegerea în detaliu a modului în care sunt structurate alte stele, cât de repede sunt epuizate aceste surse de căldură gigantice, care sunt etapele de dezvoltare a unei stele și care va fi sfârșitul acestei vieți strălucitoare - liniștită și slabă. sau spumant, exploziv.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Procesul de studiu și evoluția stelelor

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

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

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

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

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

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

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

Etape ale evoluției stelelor

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Etapele finale ale evoluției stelare

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

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

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

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

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

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

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

In cele din urma

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

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